fysikkens historie

På 300-tallet fvt. listet Aristoteles opp flere empiriske bevis for at Jorda har form som en kule. Et av dem var formen til Jordas skygge på Månen ved en måneformørkelse.

At Jorda er i ro, kunne ikke bevises. Dersom Jorda beveget seg i en sirkelbane rundt sola, ville siktelinjen til en stjerne målt med et halvt års mellomrom ikke være den samme. Dette kalles for stjerneparallakse. Astronomenes observasjoner viste ikke slik parallakse, men de kommenterte at dersom avstanden til stjernene er mye større enn avstanden til sola, vil forskjellen i siktelinjene være så liten at de ikke kunne måle den. Aristoteles valgte å tolke disse observasjonene som et resultatet av at Jorda er i ro.

Fra 1300-tallet ble bevegelser vi erfarer på jorda brukt som argument for at jorda må være i ro. Et av dem var at dersom jorda er i bevegelse, ville en stein som ble sluppet fra toppen av et tårn, ikke lande ved tårnets fot, fordi tårnet flyttet seg mens steinen falt.

Ved å dele verden opp i evige, uforanderlige og udelelige atomer og tomt rom, lyktes det filosofen Leukippos (500–440 fvt.) og den noe yngre Demokrit å forene det evige og uforanderlige som de observerte i himmelrommet med bevegelser og forandringer vi erfarer på Jorda. Når atomene kolliderte kunne de hekte seg sammen og danne stoffer som senere kunne gå i oppløsning. I dette verdensbildet bestod også menneskenes sjel av atomer.

Atomismen ble oppfattet som materialistisk og ateistisk og et skritt tilbake mot mytologiens vilkårligheter av Aristoteles og Platon. Derfor ble atomismen avvist i både antikken og i middelalderen.

På 300-tallet fvt. ble Alexandria sentrum for forskning og undervisning i naturvitenskap. Her ble empiriske målinger grunnlaget for en matematisk beskrivelse av verden.

I 150 evt. publiserte Klaudios Ptolemaios i verket Almagest, en geometrisk modell for det geosentriske verdensbildet. Den gir en nesten perfekt beskrivelse av Månens, Solas og planetenes bevegelser sett fra Jorda. Dette systemet gjorde det mulig å lage en kalender basert på Solas daglige bane over himmelen.

• Les mer om Ptolemaios' matematiske verdensmodell.

Det viktigste fremskrittet i middelalderen kom fra matematikere på Merton College i Oxford. På begynnelsen av 1300-tallet utviklet de kinematikk, den matematiske beskrivelsen av bevegelser, til en egen vitenskap.

I 1821 utnyttet Michael Faraday Ørsteds elektromagnetisme til å lage den første elektromotoren. I 1831 lyktes han å få elektrisk strøm i en ledning uten batteri, kun ved hjelp av et varierende magnetfelt. Dette fenomenet ble kalt induksjon.

I 1873 utga James Clerk Maxwell verket Treatise on Electricity and Magnetism, som inneholder fire matematiske likninger som kunne beskrive alle kjente elektromagnetiske fenomener. Disse er kjent som Maxwells likninger.

En av Maxwells likninger beskriver at lys dannes når en elektrisk ladning vibrerer og at lyset brer seg ut som en bølge av elektriske og magnetiske felt. Bølgen har samme frekvens som ladningen vibrerer med.

Basert på eksperimentelle data foreslo Max Planck i oktober 1900 en lov for frekvensfordelingen i lyset fra varme legemer. Denne loven ble kalt Plancks strålingslov, og erstattet Wiens strålingslov som ikke stemte for lave frekvenser.

I desember 1900 publiserte Planck sin teoretiske utledning av strålingsloven. Den var basert på et statistisk uttrykk for entropien til de vibrerende ladningene som sendte ut strålingen. Resultatet ble at vibrasjonsenergien til ladningene ble kvantisert.

I 1905 forelå det ingen lysfenomener som Maxwells bølgeteori ikke kunne forklare. Likevel publiserte Albert Einstein en teori for lys der lysets energi er kvantisert, det vil si at den består av udelelige «lyskvanter». Basert på lyskvantene utledet Einstein en likning for fenomenet fotoelektrisk effekt. Samtidens fysikere avviste lyskvantene, først og fremst fordi interferensfenomener viste at lys måtte være en bølge.

I 1916 klarte Robert Millikan å utføre et eksperiment med fotoelektrisk effekt. Men selv om dataene fra eksperimentet stemte perfekt med Einsteins likning, ble lyskvantene ikke akseptert av fysikere.

I 1923 kunngjorde Arthur Compton at ved å bruke Einsteins uttrykk for lyskvantenes energi og bevegelsesmengde kunne han utlede en formel for spredningen av lys som ble spredt av elektroner. Dette lot seg ikke gjøre med Maxwells bølgemodell. Dette endret fysikernes syn på lyskvantene, som i 1926 fikk navnet fotoner.

I 1903 foreslo Joseph John Thomson en atommodell med elektroner som sirkulerte rundt i en positiv ladning som fylte hele atomets volum.

I 1904 foreslo den japanske fysikeren Hantaro Nagaoka (1865–1950) en atommodell med elektroner i sirkelbaner rundt en positivt ladd kjerne, en såkalt planetmodell.

I 1911 publiserte Ernest Rutherford resultater fra et eksperiment som bekreftet at atomet har en positivt ladd kjerne i sentrum. Om elektronene skriver Rutherford at de er jevnt fordelt, som en sky, rundt denne kjernen. Rutherfords kjernemodell for atomet fikk liten oppmerksomhet.

Ved å la elektronene i Rutherfords modell sirkulere rundt kjernen, utledet den danske fysikeren Niels Bohr våren 1912 en formel for atomenes grunntilstandsenergi.

Bohr antok at kilden til lyset som atomene sendte ut var elektroner som vibrerte med bestemte frekvenser, samtidig som de sirkulerte rundt kjernen.

I mai 1913 ble Bohr oppmerksom på Balmers formel fra frekvensene i lyset fra grunnstoffet hydrogen. Da forstod han at kilden til lyset fra atomer ikke er vibrerende elektroner, og at frekvensene i lyset er bestemt av overganger mellom ulike energitilstander. Ved å kvantisere elektronets kinetiske energi fikk han en formel for hydrogenatomets energitilstander.

I 1925 utledet Werner Heisenberg ny mekanikk, kalt kvantemekanikk, for atomene ved å fjerne sirkelbanene til elektronene. I 1927 viste han at en konsekvens av kvantemekanikken er at en partikkels fart og posisjon eller energi og tid ikke bestemmes nøyaktig samtidig. Dette kalles uskarphetsrelasjonen.

I 1926 publiserte Erwin Schrödinger en kvantemekanikk basert på Louis de Broglies idé om at egenskaper til elektronene i atomet kan beskrives med en bølgefunksjon. Schrödinger utledet en likning som gjør det mulig å beregne energien til elektronene i et atom når deres bølgefunksjon er kjent.

I 1933 postulerte Heisenberg at protonene og nøytronene i atomkjernen påvirker hverandre med en tiltrekningskraft som ble kalt den sterke kjernekraften. I 1934 hevdet Enrico Fermi at det finnes en fjerde grunnkraft kalt den svake kjernekraften, som kan forklare at det er mulig for et nøytron å bli omdannet til et proton. Dette forklarer betastråling fra atomer.

Edwin Hubble oppdaget i 1923 tre kefeider i det som da ble kalt Andromedatåken. Beregninger av avstanden til disse stjernene viste at Andromeda befinner seg omtrent ni ganger så lang borte fra Jorda som avstanden til Melkeveiens utkant. Andromeda måtte altså være en annen galakse enn vår egen. Hubble klarte også å beregne avstander til andre galakser, deres lysstyrke, masse og størrelse.

Spektroskopiske undersøkelser av absorpsjonslinjene i lyset fra mange galakser viste rødforskyvning, som betyr at de beveger seg bort fra oss.

Den russiske meteorologen og matematikeren Alexander Friedmann viste i 1922 at Einsteins feltlikninger har flere løsninger enn den statiske modellen. Han viste at et ekspanderende univers og et syklisk univers også var mulige løsninger av likningene. Friedmann argumenterte ikke for at universet faktisk utvider seg. Avhandlingen ble kun oppfattet som en matematisk avhandling, og ble oversett.

I 1927 viste Georges Lemaître, uavhengig av Friedmann, at Einsteins feltlikninger forutsier et univers som vokser. I motsetning til Friedmann argumenterte Lemaître for at dette er i overensstemmelse med astronomiske observasjoner som viser at lyset fra galaksene er rødforskjøvet. Via Dopplers formel kom han frem til at farten til en galakse er proporsjonal med avstanden til galaksen.

Basert på en stor mengde data viste Hubble i 1929 at farten til en galakse er proporsjonal med avstanden fra Sola til galaksen. Denne sammenhengen kalles Hubbles lov. Innen 1933 var fysikernes statiske univers byttet ut med et ekspanderende univers.

I 1931 hevdet Lemaître at dersom universet ekspanderer, må det ha hatt en begynnelse, og dermed en endelig alder. Men denne ideen møtte stor motstand blant både fysikere, astronomer og folk flest.

I 1953 viste kjernefysikere at dersom universet helt i begynnelsen besto av en samling nøytroner og protoner, ville det ha blitt produsert lys som i dag ville kunne observeres. I 1963 oppdaget Arno Penzias og Robert Wilson denne kosmiske bakgrunnsstrålingen.

På slutten av 1960-årene var det i realiteten kun én type kosmologisk teori tilbake, nemlig det relativistiske big bang-universet slik det ble beskrevet i Friedmann-Lemaitre-likningene.

Et uløst problem er at big bang ikke skjer i tiden, men at tiden oppstår med big bang. Dette er det ikke mulig å formulere i noen av fysikkens teorier. For å beskrive universets tilstand i den første brøkdelen av et sekund (mellom t = 0 og t = 10^-43 sekund) kreves det en forent teori om kvantegravitasjon. En slik teori har ikke fysikken i dag.

Elementærpartiklene har bidratt stort til en forståelse av det svært tidlige univers. En av de viktigste partiklene er nøytrinoet, som ble forutsagt av Wolfgang Pauli omkring 1930 og først påvist i 1956.

• Les mer om elementærpartikkelfysikk.

En stor utfordring for den moderne astronomien i dag er at det meste av universets stoff ikke er synlig, men mørk. I tillegg ser den drivende ekspansjonskraften i universets utvidelse ut til å være av en ukjent form som kalles mørk energi.