Paul Davies: Az utolsó három perc

6. FEJEZET

Megmérjük a Világegyetemet


Gyakran emlegetik, hogy ami egyszer fent van, annak le is kell esnie. A tömegvonzás lefékezi a fölfelé eldobott testek mozgását és visszahúzza azokat a Földre. Ez azonban nem mindig van így. Ha a test elég gyorsan mozog, akkor örökre kiszabadulhat a Föld gravitációs rabságából. Kirepül a világűrbe és soha nem tér vissza. A bolygóközi űrszondákat pályára állító hordozórakétákat ilyen nagy sebességre kell felgyorsítani.

      A kritikus "szökési sebesség" körülbelül 11 kilométer másodpercenként, azaz csaknem negyvenezer kilométer óránként, ami több, mint hússzorosa a leggyorsabb utasszállító repülőgép, a Concorde sebességének. A szökési sebesség nagyságát a Föld tömege, azaz a benne található anyag mennyisége, és sugara határozza meg. Minél kisebb az adott tömegű test, annál erősebb a felszínén a gravitációs tér. Ha ki akarunk szabadulni a Naprendszerből, akkor a Nap gravitációs vonzását kell legyőzni. Ehhez másodpercenként 618 kilométeres sebességre van szükség. A Tejútrendszerből való kiszökéshez ugyancsak néhány száz kilométeres másodpercenkénti sebességre kell felgyorsítanunk a testeket. Szélsőséges példaként érdemes megemlíteni, hogy egy kompakt égitest, mondjuk egy neutroncsillag esetében a szökési sebesség több tízezer kilométer másodpercenként, míg a fekete lyukra vonatkozó szökési sebesség megegyezik a fény sebességével (300 000 kilométer másodpercenként).

      De vajon mekkora a Világegyetem egészére vonatkozó szökési sebesség? Amint azt a 2. fejezetben már hangsúlyoztam, úgy tűnik, hogy a Világegyetemnek nincs széle, amelyen át ki lehetne lépni belőle. Ha gondolatmenetünkben azt tekintjük a Világegyetem határának, ameddig megfigyeléseink elérnek (e mintegy tizenöt milliárd fényév), akkor szökési sebességként megközelítőleg a fénysebességet kapjuk. Ez az eredmény azért roppant fontos, mert a legtávolabbi galaxisok a fényéhez közeli sebességgel távolodnak tőlünk. Mindez azt jelenti, hogy ezek a galaxisok oly sebesen távolodnak egymástól, hogy kishíján "megszöknek" a Világegyetemből, vagy legalábbis örökre eltávolodnak egymástól.

      Kiderül tehát, hogy a táguló Világegyetem nagyon hasonlóan viselkedik a Földről földobott kőhöz,[1] annak ellenére, hogy a Világegyetemnek nincs jól meghatározott széle. Ha a tágulás sebessége elég nagy, akkor a távolodó galaxisok kiszabadulnak a Világegyetem összes többi anyagának együttes gravitációs hatása alól, így a Világegyetem tágulása mindörökké folytatódik. Másrészt, ha viszont ha a tágulás sebessége túlságosan lassú, akkor bizonyos idő elteltével a folyamat megáll és a Világegyetem elkezd összehúzódni. A galaxisok ezután "visszahullanak", a végső kozmikus katasztrófa elkerülhetetlenül bekövetkezik, az egész Világegyetem összeomlik.

      Kérdés, hogy a két lehetőség közül melyik valósul meg. A választ két szám összehasonlítása adja. Egyrészt a tágulás sebessége, másrészt a Világegyetem teljes gravitációs vonzása, vagyis tulajdonképpen a Világegyetem össztömege.[2] Minél erősebb a tömegvonzás, annál nagyobb sebességgel kell a Világegyetemnek tágulnia, hogy legyőzze a visszahúzó erőt. Elvben a csillagászok a galaxisok színképe alapján meg tudják mérni a tágulás sebességét, azonban egyelőre a mérési eredmények meglehetősen ellentmondásosak. Még ennél is sokkal nagyobb gondot jelent azonban a második mennyiség meghatározása, azaz a Világegyetem össztömegének megállapítása.

      Hogyan mérhetjük meg a Világegyetem tömegét? A feladat reménytelenül megoldhatatlannak látszik, közvetlen mérésre ugyanis egész biztosan nincs lehetőségünk. Mindamellett a gravitáció elméletének ismeretében megpróbálhatjuk kiszámítani a tömeget. A tömeg alsó határát viszonylag egyszerűen megkaphatjuk. A bolygókra gyakorolt tömegvonzásának ismeretében a Nap tömege könnyen kiszámítható. Tudjuk, hogy a Tejútrendszer mintegy száz milliárd csillagból áll, amelyek átlagos tömege akkora, mint a Napé, ami alsó határt ad a Tejútrendszer tömegére. Ezek után meg kell becsülnünk, hány galaxis lehet az egész Világegyetemben. Ahhoz túlságosan sok van, hogy egyenként számláljuk össze őket, de jó becslésként elfogadhatjuk a tíz milliárdot. A Tejútrendszer tömegének és a galaxisok számának szorzataként a Világegyetem tömegére 1021 naptömeg, azaz körülbelül 1048 tonna adódik.[3] A megfigyelhető galaxisok gyülekezetének sugarát tizenöt milliárd fényévnek tekintve kiszámíthatjuk a Világegyetem egészére vonatkozó szökési sebességet: eredményül a fénysebesség körülbelül 10 százalékát kapjuk. Arra a következtetésre jutottunk tehát, hogy amennyiben a Világegyetem össztömegét kizárólag a csillagok tennék ki, akkor a Világegyetem legyőzné saját gravitációs vonzását és tágulása a végtelenségig folytatódna.

      Sok tudós úgy gondolja, hogy valóban ez fog történni. Nem minden csillagász és kozmológus van azonban meggyőződve arról, hogy a tömegek összegzését helyesen végeztük el. A látható anyag kevesebb a ténylegesen létezőnél, hiszen nem minden égitest világít. A sötét égitestek, például a bolygók, a halvány csillagok vagy a fekete lyukak bizonyára elkerülik a figyelmünket. Található ezen kívül a Világegyetemben egy csomó por és gáz is, amelynek jó része ugyancsak alig észrevehető. Ezen kívül minden bizonnyal a galaxisok közötti tér sem teljesen üres, hanem valószínűleg nagy mennyiségű, híg gázt tartalmaz.

      A csillagászokat azonban évek óta egy sokkal érdekesebb lehetőség izgatja. A Világegyetemben látható összes anyag az ősrobbanásból ered, de ugyaninnen származik a láthatatlan anyag is. Ha a Világegyetem az elemi részecskék hihetetlenül forró leveseként kezdte az életét, akkor a közönséges anyagot felépítő, jól ismert elektronokon, protonokon és neutronokon kívül az közelmúltban a részecskefizikai laboratóriumokban azonosított egyéb részecskéknek is bőségesen kellett volna keletkezniük. Ezen egyéb részecskék legtöbbje felettébb instabil, ezért gyorsan elbomlik, bár akadnak közöttük tartósabbak is, amelyek a mai Világegyetemben az ősi eredetről tudnak tanúskodni.

      A legfontosabb ilyen maradvány a neutrínó, ez a kísérteties részecske, amelyek szerepéről a szupernóvarobbanásokkal kapcsolatban a 4. fejezetben már esett szó. Mai tudásunk szerint a neutrínók semmire nem képesek elbomlani. (Valójában a neutrínók három típusa létezik, amelyek valószínűleg kölcsönösen átalakulhatnak egymásba, ettől azonban most eltekintünk.) Fel kell tehát tételeznünk, hogy a Világegyetem az ősrobbanásból megmaradt neutrínók tengerében úszik. Feltételezve, hogy az ősrobbanás után rendelkezésre álló energia egyenletesen oszlott el az összes elemi részecske között, ki lehet számítani, hogy hány kozmikus neutrínónak kell léteznie. A válasz körülbelül egymillió neutrínó köbcentiméterenként, vagyis a közönséges anyag minden egyes részecskéjére körülbelül egymilliárd neutrínó jut.[4]

      Ez a figyelemreméltó végkövetkeztetés mindannyiszor lenyűgözött, ahányszor csak találkoztam vele. Minden pillanatban mintegy százmilliárd neutrínó tartózkodik a testünkben, amelyek csaknem mind az ősrobbanás maradványai és a létezés első ezredmásodperce óta többé-kevésbé zavartalanul élték túl az évmilliárdokat. Minthogy a neutrínók fénysebességgel vagy közel fénysebességgel mozognak, ezért másodpercenként száztrilliónyi ilyen részecske halad át a testünkön. Ebből a szüntelen zaklatásból az égvilágon semmit nem veszünk észre, mert a neutrínók olyan gyengén lépnek kölcsönhatásba a közönséges anyaggal, hogy elhanyagolhatóan kicsiny a valószínűsége annak, hogy életünk folyamán akár csak egyetlen egy is megáll bennünk. Mindamellett a Világegyetem látszólag üres térségeit kitöltő rengeteg neutrínó létezésének mélyreható következményei lehetnek az egész Világegyetem végső sorsának alakulására.

      Bár csak rendkívül gyengén képesek kölcsönhatni, ennek ellenére a neutrínók is kifejtenek gravitációs vonzást minden más részecskére. Nem képesek ugyan számottevő mértékben ide-oda lökdösni a környezetükben lévő anyagot, közvetett gravitációs hatásuk azonban kritikus mértékben hozzájárulhat a Világegyetem össztömegéhez. Ha azonban pontosan meg akarjuk állapítani, hogy a neutrínók milyen mértékben járulnak hozzá ehhez, akkor pontosan meg kell határoznunk a neutrínók tömegét.

      Amikor a testek gravitációs hatásáról beszélünk, akkor mindig a test tényleges, nem pedig a nyugalmi tömegét kell figyelembe vennünk. Minthogy a neutrínók közel fénysebességgel mozognak, tömegük számottevő lehet, annak ellenére hogy nyugalmi tömegük parányi, mint arról a 4. fejezetben szó volt. Az sincs kizárva, hogy nyugalmi tömegük nulla és pontosan fénysebességgel mozognak. Ha ez a helyzet, akkor tényleges tömegük az energiájuk alapján határozható meg. Az ősrobbanás maradványaként fennmaradt neutrínók esetében ezt az energiát a részecskék által az ősrobbanás energiájából megszerzett rész alapján becsülhetjük meg. Ezt a kezdeti energiát később egy olyan tényezővel kell módosítani, amely figyelembe veszi a Világegyetem tágulásából következő gyengülést. Ha mindezt elvégeztük, akkor kiderül, hogy a nulla nyugalmi tömegű neutrínók nem adnak számottevő járulékot a Világegyetem össztömegéhez.

      Másrészt viszont nem lehetünk bizonyosak sem abban, hogy a neutrínó nyugalmi tömege valóban nulla, sem pedig abban, hogy a neutrínók mindhárom fajtájának ugyanakkora a nyugalmi tömege. A neutrínókról eddig megszerzett elméleti ismereteink alapján nem zárhatjuk ki a véges nyugalmi tömegük lehetőségét, ezért a kérdést kísérletekkel kell eldönteni. Amint a 4. fejezetben már említettük, tudjuk, hogy ha a neutrínónak van nyugalmi tömege, akkor az nagyon kicsi, sokkal kisebb, mint bármely más elemi részecske nyugalmi tömege. Minthogy azonban a Világegyetemben temérdek neutrínó található, még a parányi nyugalmi tömeg is jelentékeny hozzájárulást adhat a Világegyetem teljes tömegéhez. A helyzet borotvaélen táncol. Ha a neutrínó tömege csupán tízezred része az elektronénak (az egyébként legkönnyebb részecskéének), akkor ez elegendő ahhoz, hogy a korábban leírt kép drámaian megváltozzék: a neutrínók együttes tömege nagyobb lesz, mint a csillagoké.[5]

      Az ilyen parányi tömeg kimutatása borzasztóan körülményes, ráadásul a kísérletek eredményei nem egyértelműek és egymásnak ellentmondóak. Különös, hogy éppen az 1987A szupernóvából származó neutrínók megfigyelése fontos mozzanatot jelentett a kérdés eldöntésében. Amint már említettük, ha a neutrínó nyugalmi tömege pontosan nulla, akkor ezek a részecskék pontosan egyforma gyorsan, méghozzá fénysebességgel száguldanak. Másrészt viszont, ha a neutrínó nyugalmi tömege bármilyen kicsiny, de nullától különböző, véges érték, akkor sebességük különböző lehet. A szupernóvarobbanásból származ neutrínók minden bizonnyal nagyon nagy energiájúak, ezért abban az esetben is a fényét megközelítő sebességgel mozognak, ha nyugalmi tömegük nullánál nagyobb. Minthogy azonban nagyon sokáig haladtak a világűrben, mialatt a robbanás helyétől a Földig elértek, a kicsiny sebességkülönbségek következtében különböző lenne az egyes neutrínók megérkezésének időpontja. Megvizsgálva annak az időintervallumnak a hosszát, amelyen belül az 1987A szupernóvából származó neutrínók a Földre érkeztek, felső határt adhatunk a nyugalmi tömegükre. Eszerint a neutrínó nyugalmi tömege biztosan kisebb, mint az elektron tömegének egy harmincezred része.

      Sajnos a helyzetet tovább bonyolítja, hogy nem csak egyfajta neutrínót ismerünk. A nyugalmi tömeg meghatározására irányuló próbálkozások legtöbbje a neutrínók Pauli által eredetileg megnevezett típusára vonatkozik. Ennek felfedezése óta azonban a neutrínók még egy típusát sikerült megtalálni, egy harmadik típus létezésére pedig következtetni tudtak a fizikusok.[6] Az ősrobbanáskor mindhárom neutrínótípus képviselőinek bőségesen kellett volna keletkeznie. Nagyon nehéz közvetlen módon valamilyen határokat felállítani a másik két neutrínófajta tömegére vonatkozóan. A kísérleti eredmények meglehetősen széles tartományban szóródnak, ennek ellenére napjainkban a kozmológusok általában úgy vélik, hogy a neutrínók tömege valószínűleg nem játszik jelentős szerepet a Világegyetem össztömegében. A neutrínó tömegének meghatározására irányuló legkorszerűbb kísérletek eredményeitől függően azonban ez az állítás könnyen az ellenkezőjére fordulhat.

      Nem a neutrínó az egyetlen olyan ősmaradvány a mindenségben, amelyet figyelembe kell vennünk, ha meg akarjuk becsülni a Világegyetem össztömegét. Az ősrobbanás során más, gyengén kölcsönható, stabil részecskék is keletkezhettek, esetleg nagyobb nyugalmi tömegűek is. (Ha a nyugalmi tömeg túlságosan nagy, akkor az illető részecskéből kevesebb keletkezik, mint a könnyebbekből, mert a nehezebb részecskék előállításához több energiára van szükség.) Mindezeket a részecskéket összefoglalóan WIMP-eknek nevezik, a gyengén kölcsönható, nagy tömegű részecskék angol elnevezésének (Weakly Interacting Massive Particles) rövidítéseként. Magyarul gyentnek lehetn nevezni őket. Az elméleti fizikusok már csinos kis listát állítottak össze a feltételezhető gyentekről, amelyeknek már különféle hangzatos neveket is adtak, mint például gravitínók, higgsínók és fotínók. Senki sem tudja azonban, hogy ezek a részecskék valóban léteznek-e, ha azonban léteznek, akkor semmiféleképpen sem szabad figyelmen kívül hagyni őket a Világegyetem tömegének megmérésekor.

      Figyelemreméltó, hogy a gyentek létezését esetleg közvetlenül is ki lehet mutatni, mégpedig a közönséges anyaggal feltételezett kölcsönhatásuk alapján. Bár az előrejelzések szerint ez a kölcsönhatás harmatgyenge, a gyentek nagy tömegüknek köszönhetően erős csapásokat képesek mérni más részecskékre. Anglia északkeleti részén egy sóbányában, illetve San Franciscóban egy gát alatt terveznek kísérleteket az áthaladó gyentek kimutatására. Feltételezve, hogy a Világegyetemben bőven vannak gyentek, folytonosan óriási nagy számban kell testünkön (és a Földön) áthaladniuk. A kísérlet alapgondolata meghökkentően hangzik: a fizikusok azt a hangot szeretnék műszereikkel meghallani, amely egy atommag és egy gyent összeütközésekor keletkezik!

      A kísérleti berendezés lelke egy germánium vagy szilícium kristály, amelyet hűtőrendszer vesz körül. Ha a gyent nekicsapódik a kristály valamelyik atommagjának, az átadott impulzus hatására az atommag kissé visszalökődik. Ez a hirtelen lökés parányi hanghullámot kelt, azaz megrezgeti a kristályrácsot. Miközben a rezgés szétterjed, lecsillapodik és hővé alakul. A kísérletet annak a parányi hőlökésnek a kimutatására tervezték, amelyet az elhaló hanghullám kelt a kristályban. Minthogy a kristályt az abszolút nulla fok közelébe hűtve használják, az a legcsekélyebb hőmennyiség megjelenésére is roppant érzékeny.

      Az elméleti fizikusok azon az állásponton vannak, hogy a galaxisok a lassan mozgó gyentek nagy, lebeny alakú rajaiba merülnek. A gyentek tömege egy és ezer protontömeg között lehet, átlagsebességük pedig néhány ezer kilométer másodpercenként. Miközben Naprendszerünk kering a Tejútrendszer középpontja körül, keresztülhalad ezen a láthatatlan részecskeóceánon, aminek következtében a Föld anyagának minden egyes kilogrammján naponta legalább ezer gyent szóródik. Elfogadva ezt a gyakoriságot, a gyentek közvetlen kísérleti kimutatása nem tűnik megvalósíthatatlannak.

      Miközben folytatódik a gyentek utáni hajtóvadászat, a Világegyetem tömegének megmérése továbbra is izgalomban tartja a csillagászokat. Még ha egy test nem is látható (vagy hallható), tömegvonzása alapján akkor is lelepleződhet a jelenléte. A Neptunusz bolygót például úgy tudták felfedezni, hogy a csillagászok észrevették, hogy a Szaturnusz mozgását egy addig ismeretlen égitest gravitációs hatása megzavarja. A Szíriusz körül keringő, Szíriusz B jelű, halvány, fehér törpe csillagot hasonlóképpen fedezték fel. A látható égitestek mozgását nyomon követve a csillagászok képet tudnak alkotni a sötét anyagról. (Korábban már volt szó róla, hogyan vezetett ez a módszer annak megsejtéséhez, hogy a Cygnus X-1 belsejében egy fekete lyuk rejtőzik.)

      Az elmúlt egy-két évtizedben nagyon gondosan megfigyelték a csillagászok a Tejútrendszerhez tartozó csillagok mozgását. A csillagok a Tejútrendszer középpontja körül keringenek, átlagosan több, mint kétszáz millió éves keringési idővel. A Tejútrendszer korong alakú, a közepetáján erős, csillagokból álló kidudorodással. Bizonyos értelemben tehát hasonlít a Naprendszerre, amelyben a bolygók a Nap körül keringenek. A Naprendszer esetében azonban a belső bolygók, például a Merkúr és a Vénusz, gyorsabban mozognak pályájuk mentén, mint a külsőbbek, mondjuk az Uránusz vagy a Neptunusz. Ennek az az oka, hogy a belsőbb bolygókra erősebben hat a Nap tömegvonzása. Várható, hogy ez a szabályszerűség a Tejútrendszerre is érvényes, vagyis eszerint a Tejútrendszer peremvidékén lévő csillagoknak sokkal lassabban kellene mozogniuk, mint azoknak, amelyek "közelebb vannak a tűzhöz".

      A megfigyelések azonban ellentmondanak ennek a várakozásunknak. A csillagok nagyjából egyforma sebességgel köröznek a korongban. A jelenség magyarázata az lehet, hogy a Tejútrendszer tömege nem koncentrálódik galaxisunk legbelsejére, hanem nagyjából egyenletes eloszlást mutat. Az a tény, hogy a Tejútrendszer olyannak látszik, mintha anyaga a közepetájára koncentrálódna, arra enged következtetni, hogy a látható anyag csak egy része az összesnek. Nyilvánvalóan sok láthatatla anyag van jelen, ennek jó része a korong külső nyúlványaiban, gyorsítva ezáltal az ott elhelyezkedő csillagok mozgását. Jelentős mennyiségű sötét anyagnak kell lennie a Galaxis látható peremén túl és a fénylő anyag által kirajzolt fősíkján kívül is, beburkolva ezáltal az egész Tejútrendszert egy nagy tömegű, láthatatlan halóba, amely messze benyúlik a galaxisok közötti térbe. Hasonló sebességeloszlást figyeltek meg több más galaxisban is. A mérések eredményei szerint a galaxisok látható része átlagosan több, mint tízszer akkora tömegsűrűségű, mint amekkora értékre a fényességük és a Nap tömegével való összehasonlítás alapján számítottunk. A galaxisok legkülső tartományaiban ez az arány akár az ötezerszeres értéket is elérheti.

      Hasonló következtetést vonhatunk le a galaxisok galaxishalmazokon belüli mozgásának tanulmányozása alapján. Nyilvánvaló, hogy amennyiben egy galaxis elég gyorsan mozog, akkor kitépheti magát a halmaz gravitációs rabságából. Ha a halmaz minden galaxisa ilyen gyorsan mozog, akkor a halmaz hamarosan szétesik. Egy jellegzetes, néhány száz tagot számláló galaxishalmazt találunk például a Bereniké haja (Coma) csillagképben. Ezt a halmazt alaposan megvizsgálták a csillagászok. A Coma halmaz galaxisainak átlagsebessége messze sokkal nagyobb annál, hogy a halmaz együtt maradhasson, kivéve, ha legalább háromszázszor akkora a tömege, mint amekkorának azt a fénylő anyag mennyisége alapján becsültük. Mivel csak nagyjából egymilliárd évig tart, amíg egy átlagos galaxis keresztülhalad a halmazon, bőségesen elég idő állt már a halmaz rendelkezésére ahhoz, hogy felbomoljék. Ez azonban nem történt meg, sőt, a halmaz megfigyelhető szerkezete kifejezetten azt a benyomást kelti, hogy gravitációsan kötött rendszerrel van dolgunk. A sötét anyag valamilyen, a galaxisok mozgását befolyásoló formájának tehát feltétlenül jelen kell lennie a halmazban, mégpedig számottevő mennyiségben.

      A láthatatlan anyag létezése mellett szóló további érvet szolgáltat a Világegyetem nagy léptékű szerkezetének, vagyis a galaxisok halmazokba és szuperhalmazokba való tömörülésének megfigyelése is. Amint azt a 3. fejezetben már elmagyaráztuk, a galaxisok eloszlása hatalmas, kozmikus méretű habra emlékeztet, a galaxisok szálakba tömörülnek vagy a hatalmas üregeket körülölelő, kiterjedt lepleket alkotnak. Ez a csomós, habszerű szerkezet az ősrobbanás óta rendelkezésre álló idő alatt csakis a sötét anyag többlet tömegvonzásának segítségével alakulhatott ki. A számítógépes szimulációk azonban mind a mai napig a sötét anyag semmilyen egyszerű formája esetén sem voltak képesek ezt a habszerű szerkezetet reprodukálni, így valószínűleg a láthatatlan anyagfajták valamilyen bonyolult keverékének feltételezésére lesz szükség.

      Legújabban a sötét tömeg jelöltjeit kereső kutatók érdeklődése az egzotikus elemi részecskék felé fordult, ugyanakkor kétségtelen, hogy a sötét anyag sokkal hagyományosabb formában is létezhet, például bolygó nagyságú tömegeket vagy halvány csillagokat alkothat. Az efféle sötét égitestek akár csapatostul is vándorolhatnak szerte a világban, mégis képtelenek lennénk tudomást szerezni róluk. A csillagászok azonban újabban kidolgoztak egy olyan módszert, amelynek segítségével azoknak a sötét égitesteknek a jelenlétét is ki lehet mutatni, amelyek nem kötődnek gravitációsan egyetlen látható égitesthez sem. Ez a módszer Einstein általános relativitáselméletének egyik eredményét kihasználva a gravitációs lencsék alkalmazásán alapul.

      Az alapötlet azon a tényen alapul, hogy a gravitációs tér elgörbíti a fénysugarakat. Einstein megjósolta, hogy ha egy fénysugár nagyon közel halad el a napkorong pereméhez, akkor kissé elgörbül, látszólag megváltoztatva ezáltal az illető csillag helyét az égbolton. Összehasonlítva a csillag helyzetét akkor, amikor ott van a Nap a közelében, azzal, amikor a Nap az égbolt távoli részén tartózkodik, az előrejelzés ellenőrizhető. Ezt a mérést elsőízben Sir Arthur Eddington brit csillagász végezte el 1919- ben, és ezzel ragyogóan igazolta Einstein elméletét.

      Az optikai lencsék ugyancsak megtörik a fénysugarakat, aminek eredményeképp azok fókuszálódnak és képet alkotnak. Ha egy nagy tömegű test eléggé szimmetrikus, akkor az optikai gyűjtőlencséhez hasonlóan viselkedhet, azaz összegyűjtheti a távoli fényforrások fényét. A képalkotás módját a 6.1. ábra mutatja. Az S fényforrásból jövő fény egy gömb alakú test mellett halad el. A test tömegvonzása elhajlítja és a test túlsó oldalán lévő fókuszpont felé irányítja a fénysugarakat. A fényelhajlás mértéke a legtöbb égitest esetében parányi, de az irdatlan csillagászati távolságoknak köszönhetően még a nagyon csekély mértékben elhajlított sugarak is eljutnak a fókuszig, ahol egyesülnek.[7] Ha a fény útját eltérítő test a Föld és a nagyon távoli S fényforrás között helyezkedik el, akkor úgy látjuk, mintha S a valóságosnál sokkal fényesebb lenne, vagy ha a két égitest iránya nagyon pontosan megegyezik, akkor a távoli égitest képe fényes gyűrűvé torzul. Ezt nevezzük Einstein-gyűrűnek. A nem gömbszimmetrikus, hanem szabálytalan alakú eltérítő testek esetében a gravitációslencse- hatás eredményeképpen nem egyetlen, fókuszált kép keletkezik, hanem nagy valószínűséggel több részből álló, szabálytalan alakú kép. Kozmológiai méretekben a csillagászok már jónéhány gravitációs lencsét felfedeztek. A legtöbb esetben egy nem túl távoli galaxis egy sokkal messzebbi kvazár képén hozza létre a gravitációslencse-hatást, így általában a kvazár megtöbbszöröződött képét látjuk. Néhány esetben a kvazár fényéből kialakuló teljes Einstein-gyűrű megfigyelhető.

6.1. ábra: Gravitációs lencse. A nagy tömegű test gravitációs tere elhajlítja a távoli S fényforrásból jövő fénysugarakat. Kedvező esetben ez a hatás fókuszálja a fénysugarakat. A fókuszpont környékén tartózkodó megfigyelő a test körül fénylő gyűrűt látna.

Miközben a csillagászok sötét bolygókat vagy halvány törpecsillagokat keresnek az égen, arra is figyelnek, hogy nem találják-e meg a gravitációslencse-hatás jeleit. Ez abban az esetben fordulhatna elő, ha a halvány vagy sötét égitest pontosan a Föld és egy távolabbi csillag között helyezkedne el. A csillag képe ilyenkor meghatározott fényváltozást mutatna, hirtelen kifényesedne, majd elhalványodna, ahogy a sötét égitest elhaladna a látóirányán keresztül és átmenetileg a Földre fókuszálná a csillag fényét. Bár maga a sötét égitest láthatatlan maradna, létezését mégis elárulná az általa keltett fókuszáló hatás. Egyes csillagászok ezzel a módszerrel próbálnak a Tejútrendszer halójában sötét égitesteket felfedezni. Bár a két égitest iránya pontos egyezésének hihetetlenül kicsiny a valószínűsége, ha elegendően sok sötét égitest található a Tejútrendszer peremvidékén, akkor elvileg nincs akadálya, hogy néhány esetben meg lehessen figyelni a gravitációslencse-hatást. 1993 végén egy közös ausztrál-amerikai kutatócsoport a Nagy Magellán-felhőt vizsgálta az Új Dél-Wales tartományban lévő Mount Stromlo Obszervatóriumból. A csillagászok beszámoltak egy megfigyelésükről, amelynek eredménye egyértelműen arra utal, hogy a Tejútrendszer halójának egy törpecsillaga gravitációs lencseként fókuszálta egy távoli objektum fényét.[8]

      A fekete lyukak ugyancsak gravitációs lencseként képesek működni, ezért széles körben folynak kutatások extragalaktikus rádióforrások fókuszált képe után. (A gravitációs lencse természetesen nem csak a fényhullámokat gyűjti össze, hanem minden fajta elektromágneses sugárzást, így a rádióhullámokat is.) Nagyon kevés gyanús objektumot találtak, ami azt a benyomást keltette a csillagászokban, hogy a csillagméretű és a galaktikus fekete lyukak valószínűleg a hiányzó sötét anyagnak csupán jelentéktelen hányadára képesek magyarázatot adni. Nem minden fekete lyuk ad azonban hírt magáról a fénysugarak gravitációs fókuszálása révén. Lehetséges, hogy az ősrobbanást követően uralkodó roppant szélsőséges fizikai viszonyok a mikroszkopikus méretű fekete lyukak keletkezésének kedveztek, amelyek nem nagyobbak egy atommagnál. Az ilyen objektumok tömege nagyjából akkora, mint egy kisbolygóé. Ilyen módon nagyon hatékonyan rengeteg tömeg bújtatható el a Világegyetemben szétszórva. Meglepő módon még ezekre a bizarr képződményekre is tudunk megfigyelési korlátokat adni. Ennek az úgynevezett Hawking-hatás az oka, amelyet a 7. fejezetben magyarázunk meg részletesen. Röviden arról van szó, hogy a mikroszkopikus fekete lyukak elektromosan töltött részecskék záporát keltve felrobbanhatnak. A robbanás meghatározott, a fekete lyuk tömegétől függő idő elteltével következik be: a kisebb lyukak hamarabb robbannak fel. A kisbolygónyi tömegű fekete lyukak mintegy tízmilliárd év elteltével robbannak fel, vagyis körülbelül mostanában. Az ilyen robbanás egyik mellékhatásaként hirtelen, lökésszerű rohamban rádióhullámok keletkeznek, így itt a rádiócsillagászok juthatnak fontos szerephez. Eddig nem sikerült gyanús rádióimpulzusokat kimutatniuk, amiből meg lehetett becsülni, hogy köbfényévenként és hárommillió évenként legfeljebb egy ilyen robbanás következik be. Ez viszont azt jelenti, hogy a Világegyetem össztömegének legfeljebb nagyon kicsiny hányada rejtőzhet mikroszkopikus fekete lyukak mélyén.

      Összefoglalva, az egyes csillagászok különböző nagyságúnak becsülik a Világegyetemben található sötét anyag mennyiségét. Valószínű, hogy a sötét anyag össztömege legalább tízszerese a fénylő anyag mennyiségének, de vannak, akik százszoros arányt is emlegetnek. Megdöbbentő, hogy még maguk a csillagászok sem tudják, miből áll legnagyobbrészt a Világegyetem. Korábban azt gondolták, hogy a Világegyetem döntő többségében csillagokból áll. Legújabban azonban kiderült, hogy a csillagok a Világegyetem egész anyagának csupán jelentéktelen hányadát képviselik.

      A kozmológia számára az a legfontosabb kérdés, hogy elegendő sötét anyagot tartalmaz-e a Világegyetem ahhoz, hogy az lefékezze a tágulását. Azt a minimális átlagsűrűséget, amely ahhoz szükséges, hogy a tágulás éppen megálljon, "kritikus sűrűség"-nek nevezik. Kiszámítható, hogy a kritikus sűrűség mintegy százszorosa a látható anyag mennyisége alapján számított átlagsűrűségnek. A becslések alapján tehát elképzelhető, hogy a Világegyetem átlagsűrűsége eléri a kritikus értéket, de legfeljebb csak éppenhogy. A kutatók remélik, hogy a sötét anyag kutatása hamarosan egyértelmű választ fog adni, mert ezen nem kevesebb múlik, mint a Világegyetem végső sorsa.

      Mai ismereteink alapján nem tudjuk megmondani, hogy a Világegyetem mindörökké tágulni fog-e, vagy egyszer majd megáll ez a folyamat. Ha azt az eredményt kapjuk, hogy valamikor meg kell kezdődnie az összehúzódásnak, akkor felmerül a kérdés, hogy mikor fog ez bekövetkezni. A válasz attól függ, hogy pontosan mennyivel haladja meg a Világegyetem átlagsűrűsége a kritikus értéket. Ha a tényleges sűrűség csak egy százalékkal múlja felül a kritikust, akkor az összehúzódás csak egybillió év múlva veszi kezdetét. Ha a sűrűség 10 százalékka nagyobb a kritikusnál, akkor százmilliárd év múlva kezdődik az összehúzódás.

      Időközben egyes elméleti fizikusok arra gondoltak, hogy csupán számítások segítségével is meg lehet határozni a Világegyetem össztömegét, vagyis anélkül, hogy közvetlen megfigyeléseket kellene végeznünk. Az ókori görög filozófusoktól származik az az elképzelés, mely szerint az emberek csupán a szellem erejével, következtetések és érvelések útján mély kozmológiai ismertekre képesek szert tenni. A természettudományos gondolkodás korában számos kozmológus próbált meg olyan matematikai összefüggéseket felállítani, amelyek valamilyen, mélyen gyökerező alapelvekre támaszkodva megadják a Világegyetem tömegét. Különösen csábítóak azok a gondolati rendszerek, amelyekben a Világegyetemben található elemi részecskék teljes számát adja meg valamilyen formula.[9] Ezek az íróasztal melletti töprengések ugyan izgalmasak lehetnek, a tudósok többségének érdeklődését mégsem keltették fel. Az utóbbi években azonban nagyon népszerűvé vált egy sokkal meggyőzőbb elmélet, amely határozott előrejelzéseket tesz a Világegyetem tömegére vonatkozóan. Ez a felfúvódó Világegyetem 3. fejezetben bemutatott elmélete.

      A felfúvódó Világegyetem elméletének egyik jóslata éppen a Világegyetemben található anyag mennyiségére vonatkozik, abból a feltevésből kiindulva, hogy kezdetben a Világegyetem átlagsűrűsége jóval nagyobb volt a kritikus értéknél, vagyis annál a sűrűségnél, amely esetén még éppen elkerülhető az összeomlás. Amikor a Világegyetem térfogata a felfúvódás következtében hirtelen megnőtt, akkor a sűrűség lecsökkent, méghozzá az elmélet szerint pontosan oly mértékben, hogy gyorsan megközelítette a kritikus sűrűséget. Minél hosszabb ideig tartott a felfúvódás, annál jobban megközelítette a sűrűség a kritikus nagyságot. Az elmélet alapváltozata szerint a felfúvódás csak hihetetlenül rövid ideig tartott, ezért - hacsak valamilyen csoda következtében a Világegyetem átlagsűrűsége hajszálpontosan meg nem egyezett a kritikus sűrűséggel - a felfúvódó szakasz végén az átlagsűrűség kissé nagyobb vagy kisebb a kritikus értéknél.

      A felfúvódó szakaszban a sűrűség exponenciális ütemben közelíti meg a kritikus értéket, ezért nagyon valószínű, hogy felfúvódás befejeztével a sűrűség rendkívül közel lesz a kritikushoz, még abban az esetben is, ha a felfúvódás csak a másodperc parányi törtrészéig tartott. Az "exponenciális" kifejezés ez esetben azt jelenti, hogy a felfúvódás minden további szempillantása nagyjából megkétszerezi az ősrobbanástól az összehúzódás kezdetéig eltelő időtartamot. Ha például száz szempillantásnyi infláció olyan Világegyetemet eredményez, amelyik száz milliárd év tágulás után kezd el összehúzódni, akkor a százegy szempillantásig tartó felfúvódást követően k-százmilliárd év múlva kezdődik el az összehúzódás, és a száztíz szempillantásnyi felfúvódással olyan Világegyetem jön létre, amelyik valamivel több, mint száz billió évi tágulás után kezd összehúzódni, és így tovább.

      Milyen hosszú ideig tartott a felfúvódás? Senki sem tudja, de ha azt akarjuk, hogy a felfúvódó Világegyetem elmélete sikeresen magyarázzon meg egy sor kozmológiai rejtélyt, akkor léteznie kell a felfúvódás időtartama alsó határának. Ez körülbelül száz szempillantásnyi idő, bár az érték a körülményektől függően változhat. Felső határ viszont nincs. Ha a véletlenek valamiféle rendkívüli egybeesése esetén a Világegyetem felfúvódása éppen csak a jelenlegi kozmológiai megfigyelések értelmezéséhez szükséges legrövidebb ideig tartott, akkor viszont a felfúvódó szakasz végén az átlagsűrűség jelentős mértékben felülmúlhatja a kritikus értéket (vagy jelentősen elmaradhat attól). Ebben az esetben további, pontosabb megfigyelések alapján meg lehetne határozni, hogy mikor kezdődik az összehúzódás, illetve hogy egyáltalán sor kerül-e erre. Ennél sokkal valószínűbb, hogy a felfúvódás hossza jónéhány szempillantásnyi idővel felülmúlta az előírt legkisebb időtartamot. Ez olyan Világegyetemet eredményezett, amelynek átlagsűrűsége valóban nagyon közel esik a kritikushoz, ami azt jelenti, hogy ha a Világegyetem tágulása valaha egyáltalán átcsap összehúzódásba, akkor ez csak rendkívül sokára következik be. Az addig hátralévő idő még nagyon sokszorosa a Világegyetem mostani életkorának. Ha valóban ez a helyzet, akkor az emberiség soha nem fogja megismerni annak a Világegyetemnek a végső sorsát, amelynek lakói vagyunk.[10]