Fininnstilling av den kosmologiske konstant
Utdrag herfra, fra Otangelo Grasso.

Den kosmologiske konstanten (som styrer universets ekspansjonshastighet) refererer til balansen mellom den tiltrekkende tyngdekraften med en hypotetisert frastøtende romkraft som bare kan observeres i meget store størrelsesskalaer. Den må være veldig nær null, det vil si at disse to kreftene må være nesten perfekt balanserte. For å få den rette balansen må den kosmologiske konstanten finjusteres til noe slikt som 1 del til (10^120). Hvis den bare var litt mer positiv, ville universet bli dratt fra hverandre; litt negativt, og universet ville kollapse. Som med den kosmologiske konstanten, må forholdet mellom de andre konstantene finjusteres i forhold til hverandre. Siden det logisk mulige styrkeområdet til noen krefter potensielt er uendelig, tenker teoretikere ofte på intervallet til styrken av de fysiske kreftene, der tyngdekraften er den svakeste, og den sterke kjernekraften den sterkeste, for å for å få tak i presisjonen til finjustering. Den sterke atomkraften er (10^40) ganger sterkere enn tyngdekraften, det vil si ti tusen, milliarder, milliarder, milliarder, milliarder ganger tyngdekraften. Tenk på dette området som representert av en linjal som strekker seg over hele det observerbare universet, bortimot 15 milliarder lysår. Hvis vi økte tyngdekraften med bare 1 del av (10^34) av nivået til de fysiske kreftene (tilsvarer å bevege seg mindre enn én tomme på den universelle linjalen), kunne ikke universet ha livsbevarende planeter.

Bilde 1. Eksakt bryterinnstilling for livsbevarende univers

Stephen C. Meyer: Return of the God hypothesis, side 185: Den kosmologiske konstanten krever en enda større grad av finjustering. (Husk at den kosmologiske konstanten er en konstant i Einsteins feltligninger. Den representerer energitettheten i rommet som bidrar til den ytre utvidelsen av rommet i motsetning til gravitasjons tiltrekningen.) Det mest konservative estimatet for den finjusteringen er 1 del av (10^53), men tallet 1 del av (10^120) siteres oftere. Fysikere er nå ofte enige om at graden av finjustering for den kosmologiske konstanten ikke er mindre enn 1 del til (10^90).

For å få en følelse av hva dette tallet (10^90) betyr, kan du forestille deg å søke i det synlige universets enorme størrelse etter en spesielt merket subatomær partikkel. Tenk så på at det synlige universet inneholder omtrent 200 milliarder galakser hver med omtrent 100 milliarder stjerner sammen med et utvalg av asteroider, planeter, måner, kometer og interstellært støv assosiert med hver av disse stjernene. Anta nå at du har den spesielle evnen til å bevege deg øyeblikkelig, hvor som helst i universet for å velge - blindt og tilfeldig - hvilken subatomær partikkel du ønsker. Sannsynligheten for at du finner en spesielt merket subatomær partikkel - 1 sjanse til (10^80) - er fortsatt 10 milliarder ganger bedre enn sannsynligheten - 1 sjanse av (10^90) - for at universet ville ha havnet på en livstillatende styrke for den kosmologiske konstant.
Sean Carroll: The Cosmological Constant 7. februar 2001 (8): Vi lever tilfeldigvis i den korte tiden, kosmologisk sett, da både materie og vakuum er av sammenlignbar størrelse. Dette scenariet snubler under byrden av dets unaturlighet. En stor utfordring for kosmologer og fysikere i årene som kommer vil være å forstå om disse tilsynelatende usmakelige aspektene av universet vårt, ganske enkelt er overraskende tilfeldigheter, eller faktisk gjenspeiler en vakker underliggende struktur vi ikke forstår ennå.

Bilde 2. Eks. på finjustering av fysiske krefter

Grassos kommentar: Eller dataene kan føre til den konklusjonen at Gud måte være involvert i å skape universet, og sette konstantene nøyaktig riktige.
Den mest finjusterte av disse parametrene ser ut til å være den kosmologiske konstanten, et konsept som Albert Einstein foreslo for å gi et press som utad pressende kraft som han trodde var nødvendig for å forhindre at tyngdekraften forårsaket at universets materie kollapset i seg selv. (7)

På de største skalaene er det også en kosmisk dragkamp mellom den tiltrekkende tyngdekraften og den frastøtende mørke eller vakuumenergien. Ofte kalt den kosmologiske konstanten, som er teoretisert til å være et resultat av en ikke-null vakuumenergi som kan påvises i kosmologiske skalaer, og er en av de få kosmologiske parametrene som bestemmer dynamikken i universet som helhet. Ved å observere supernovaer av type Ia, har astronomer bestemt at det i dag bidrar omtrent like mye til dynamikken i universet som den gravitasjonelle tiltrekningskraften fra synlig og mørk materie kombinert. Dette tilfeldigheten forblir uforklarlig, men noen kosmologer mistenker at det kan gis en 'antropisk forklaring'. (6)

Bilde 3. Higgs partikkelens masse (meta-stabil)

Det er bare en 'spesiell' tid i universets historie når vakuum og materie-energi tettheter er de samme, og vi lever veldig nær den. Hvis vakuumenergien hadde blitt dominerende noen milliarder år tidligere enn den gjorde i vårt univers, hadde det ikke vært noen galakser. Hvis den hadde blitt dominerende i forhold til tyngdekraften enda litt tidligere, hadde det ikke vært noen individuelle stjerner. Noen få milliarder år kan virke som mye handlingsrom, men det er et enda mer slående nivå av finjustering her. Det andre 'kosmologiske konstantproblemet' er at den observerte verdien av vakuumenergien er mellom 10^53 og 10^123 ganger mindre enn den som forventes fra teorien. Vakuumenergi-tettheten er i utgangspunktet energitettheten i romtid i fravær av felt som skyldes materie.(28) Inntil resultatene av type Ia-supernovaer viste seg for noen år siden, at den kosmologiske konstanten er noe annet enn null, håpet de fleste kosmologer at en uoppdaget lov i fysikk krevde at den skulle være nøyaktig null.

De visste allerede at dens øvre grense for observasjon var mye mindre enn de 'naturlige' verdiene som var forventet fra forskjellige partikkelfelt og andre teoretiske felt. Disse partikkelfeltene krever en ekstraordinær grad av finjustering - minst til én del i (10^53) - for å få en så liten positiv, ikke-null, verdi for vakuumenergien. Samtidig må verdien av den være stor nok i det tidlige universet til å få det nyfødte universet til å ekspandere eksponentielt, slik inflasjonsteorien postulerer. Hvordan nåverdien av vakuumenergien forholder seg til den tidlige utvidelsen, er ennå et annet emne for debatt.

Max Tegmark: "Hvor langt kan du dreie den mørke energi-knappen før 'Oops' øyeblikket? Hvis det å rotere det ... med en hel runde vil variere tettheten over hele området, så er den faktiske knott-innstillingen for vårt univers omtrent (10^123) delen av en vridning unna halvveis. Det betyr at hvis du vil stille inn knotten slik at galakser kan dannes, må du få vinkelen du rotere den, riktig ned til 123 desimalplasser.

Bilde 4. Ekstrem finjustering i opprinnelsen

Det betyr at sannsynligheten for at universet vårt inneholder galakser er nøyaktig lik 1 mulighet i 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000. Usannsynlig kommer ikke engang nær å beskrive denne oddsen. Det er tross alt 'bare' 10^81 atomer i det observerbare universet.