Paul Davies: Az utolsó három perc

3. FEJEZET

Az első három perc


A kozmológusok, a történészekhez hasonlóan, tudják, hogy a jövő kulcsát a múltban kell keresni. Az előző fejezetben elmagyaráztuk, hogyan sugallnak a termodinamika törvényei egy korlátozottan hosszú élettartamú Világegyetemet. A tudósok közt ma már csaknem egyöntetű az az álláspont, mely szerint a Világegyetem legalább 10, legfeljebb pedig 20 milliárd évvel ezelőtt az ősrobbanással kezdődött, amely esemény egyúttal a Világegyetem további sorsát is megszabta. Ismerve a Világegyetem kezdeti körülményeit és megvizsgálva a legősibb korszakában végbemenő folyamatokat, kritikus nyomokat szedegethetünk össze a távoli jövőre vonatkozóan.

      A nyugati kultúrába mélyen beleivódott az az elképzelés, hogy a Világegyetem nem létezett öröktől fogva. Bár az ókori görög gondolkodók felvetették a Világegyetem örökkévalóságának lehetőségét, mégis az összes jelentős nyugati vallás tanítása értelmében a világot a múlt egy meghatározott pillanatában Isten teremtette.

      Kényszerítő erejű bizonyítékok szólnak az ősrobbanás elmélete, azaz a Világegyetem hirtelen keletkezése mellett. A legközvetlenebb bizonyítékot a távoli galaxisok fényének minőségi elemzése szolgáltatja. Az 1920-as években Edwin Hubble amerikai csillagász kollégája, az arizonai Flagstaff Obszervatóriumban dolgozó és elsősorban a csillagközi gázfelhőkkel foglalkozó Vesto Slipher végtelen türelemmel végzett észlelései alapján megállapította, hogy a távoli galaxisok valamivel vörösebbnek látszanak, mint a közeliek.[1] Hubble a Wilson-hegyi 2,5 méteres távcsővel nagyon alaposan megfigyelte ezt a vörösödést, majd eredményeit egy grafikonon ábrázolta. Észrevette, hogy a vörösödés szisztematikus: minél távolabb van tőlünk a galaxis, annál vörösebbnek látszik.

      A fény színe a hullámhosszával áll kapcsolatban. A fehér fény színképében a rövid hullámhosszú végén a kék színt, a hosszú hullámhosszú szélén a vöröset látjuk. A távoli galaxisok vörösödése azt jelenti, hogy a róluk érkező fény hullámhossza valamiképpen megnő. Nagyon sok galaxis esetében pontosan meghatározva a legjellegzetesebb színképvonalak helyét, Hubble bizonyítani tudta a jelenség létezését.[2] Felvetette, hogy a fényhullámok megnyúlása esetleg az egész Világegyetem tágulásának lehet a következménye. Ezzel a történelmi jelentőségű megállapításával Edwin Hubble lefektette a modern kozmológia alapjait.

      A táguló Világegyetem természete sokakat zavarba ejt. A Földről nézve úgy tűnik, mintha a távoli galaxisok mind tőlünk távolodnának. Ez azonban nem jelenti azt, hogy a Föld a Világegyetem középpontja, a tágulás átlagos képe ugyanis szerte a Világegyetemben mindenütt ugyanolyan. Minden egyes galaxis, vagy pontosabban minden galaxishalmaz minden másiktól távolodik. Az egész folyamatot leginkább úgy lehet elképzelni, mintha maga a galaxishalmazok közötti tér tágulna vagy nyúlna meg, nem pedig úgy, mintha a galaxishalmazok valamilyen abszolút térben távolodnának egymástól.

      Első pillanatban meglepőnek tűnhet az a tény, hogy a tér megnyúlik, a tudósok azonban már 1916 óta barátkozhatnak ezzel a fogalommal, akkor tette ugyanis közzé Einstein az általános relativitáselméletet. Az elmélet értelmében a gravitáció nem egyéb, mint a tér (illetve egészen pontosan fogalmazva a téridő) görbültségének megnyilvánulása. Bizonyos értelemben a tér rugalmas szerkezetű, amely a benne található anyag gravitációs tulajdonságaitól függő módon meghajolhat vagy megnyúlhat. Ezt az elképzelést a megfigyelések sora támasztja alá.

      A táguló tér fogalmának alapgondolatát egy egyszerű hasonlat segítségével érthetjük meg a legkönnyebben. Képzeljünk el egy csomó, a galaxishalmazokat jelképező gombot, amelyeket egy rugalmas szálra fűztünk fel. Ezután képzeljük el, hogy a végeit meghúzva megnyújtjuk a szálat. A gombok mindegyike távolabbra kerül az összes többitől. Bármelyik gombot is szemeljük ki, a szomszédos gombok távolodni fognak tőle. Mindamellett, a tágulás mindenütt ugyanolyan: nincs kitüntetett középpont. Természetesen találhatunk egy olyan gombot, amelyik pontosan a gumiszál közepén helyezkedik el, ennek azonban a tágulás egésze szempontjából nincs jelentősége. Ezt a jelentéktelen problémát úgy küszöbölhetjük ki legegyszerűbben, hogy a gombokat tartó rugalmas szálat végtelen hosszúra vagy kör alakúra választjuk.

3.1. ábra: A táguló Világegyetem egydimenziós modellje. A gombok a galaxishalmazoknak, a rugalmas szál pedig magának a térnek felel meg. Amikor a gumiszálat megnyújtjuk, a gombok eltávolodnak egymástól. A megnyúlás következtében nagyobb lesz a húr mentén terjedő hullámok hullámhossza. Ez megfelel a Hubble által felfedezett kozmikus vöröseltolódás jelenségének.

Bármely kiválasztott gombról nézve a legközelebbi szomszédok fele olyan gyorsan látszanak távolodni, mint a következő szomszédok, és így tovább. Minél messzebb található valamely gomb a kiválasztottól, annál gyorsabban távolodik. Az ilyen fajta tágulás roppant fontos jellemzője, hogy a távolodási sebesség arányos a távolsággal. E szemléletes kép birtokában már könnyen el tudjuk képzelni a táguló Világegyetemben a gombok azaz a galaxishalmazok között haladó fénysugarakat. A hullámok a térrel együtt megnyúlnak. Ez magyarázatot ad a kozmológiai vöröseltolódásra.[3] Hubble megállapította, hogy a vöröseltolódás mértéke arányos a távolsággal, pontosan ugyanúgy, ahogy azt az előző, egyszerű, szemléletes modellünkön bemutattuk.

      Ha a Világegyetem tágul, akkor a múltban kisebbnek kellett lennie. Hubble megfigyelései és az azóta elvégzett még pontosabb mérések lehetővé tették a tágulás sebességének pontos megmérését. Ha le tudnánk játszani visszafelé a kozmikus törénetet, akkor azt látnánk, hogy valamikor a nagyon távoli múltban az összes galaxis egyesül egymással. A tágulás jelenlegi ütemének ismeretében ki tudjuk számítani, hogy ez az egyesülés sok milliárd évvel ezelőtt állhatott fenn. Nehéz azonban a pontos időpontot meghatározni, két okból is. Egyrészt maguk a mérések számos hibával terheltek, így nehéz pontos eredményeket kapni. Bár a legkorszerűbb távcsövekkel jelentős számú galaxist vizsgáltak meg nagyon alaposan, a tágulás sebességét még mindig csak egy kétszeres szorzó bizonytalanságával ismerjük, ezért tényleges értéke élénk tudományos viták tárgya.

3.2. ábra: A Világegyetem tágulásának üteme megközelítőleg a bemutatott módon folyamatosan csökken. Ebben az egyszerű modellben a nullával jelölt pontban a tágulás sebessége végtelenül nagy. Ez a pont felel meg az ősrobbanásnak.

Másrészt, a Világegyetem tágulásának sebessége nem állandó az időben. Ez a galaxisok és a Világegyetemet alkotó minden anyag- és energiafajta között ható gravitációnak köszönhető. A gravitáció fékezi a galaxisok kifelé tartó száguldását. Következésképpen a tágulás üteme az idő múlásával egyre lassul. Ebből tehát az következik, hogy valaha a Világegyetemnek a ma megfigyelhetőnél nagyobb sebességgel kellett tágulnia. Ha a Világegyetem egy kiválasztott tartományának a méretét az idő függvényében ábrázoljuk, akkor a 3.2. ábrán látható vagy ahhoz hasonló görbét kapunk eredményül. A görbéről leolvasható, hogy a Világegyetem tágulása egy roppant mértékben összepréselt állapotból, nagy sebességgel indult. Ezután az idő múlásával arányosan a Világegyetem térfogata egyre nőtt, miközben benne az anyag sűrűsége egyre csökkent. Ha a görbét egészen a rajzon 0-val jelölt kiinduló pontig követjük visszafelé, akkor az az érzésünk támad, mintha a Világegyetem tágulása egy zérus kiterjedésű állapotból, végtelen nagy sebességgel kezdődött volna. Más szavakkal, a ma megfigyelhető galaxisokat alkotó anyag tágulása egyetlen pontból, robbanásszerű hevességgel indult. Ez az úgynevezett ősrobbanás erőteljesen leegyszerűsített leírása.

      De vajon jogunk van-e az eseményeket a görbe mentén egészen a kezdet kezdetéig extrapolálni? Sok kozmológus azon az állásponton van, hogy igen. Ha az előző fejezetben részletesen tárgyalt okokból kifolyólag feltételezzük, hogy a Világegyetem történetének kellett hogy legyen valamilyen kezdőpontja, akkor természetesen ez a kezdet megfelel az ősrobbanásról alkotott képünknek. Ha viszont ez így van, akkor a görbe sokkal többről árulkodik, mint egy puszta robbanásról. Emlékezzünk vissza, hogy a diagramon magának a térnek a tágulását ábrázoltuk, ezért a nulla térfogat nem egyszerűen csak azt jelenti, hogy az anyag végtelenül sűrű állapotba volt összepréselve, hanem azt is, hogy maga a tér volt semmivé összenyomva. Más szavakkal kifejezve, az ősrobbanás egyaránt jelentette magának a térnek, valamint az anyagnak és az energiának a kezdetét is. A legfontosabb arra rámutatnunk, hogy e kép értelmében nem beszélhetünk valamilyen, az ősrobbanás előtt is létező űrről, amelyben az ősrobbanás bekövetkezett.

      Ugyanez az alapötlet vonatkozik az időre is. Az anyag végtelen sűrűségű és a tér végtelenül összepréselt állapota határt jelent az időben is. Ennek az az oka, hogy a gravitáció az időt és a teret egyaránt megnyújtja. Ez ugyancsak Einstein általános relativitáselméletének következménye, amelyet kísérletileg közvetlenül is ellenőriztek. Az ősrobbanás idején uralkodó fizikai állapotokból az idő végtelen mérvű torzulása következik, vagyis az idő (és a tér) szűkebb értelemben vett fogalma nem extrapolálható az ősrobbanás előtti időre. Minden bizonnyal arra a végkövetkeztetésre kényszerülünk, hogy az ősrobbanás minden fizikai létező, a tér, az idő, az anyag és az energia számára a kezdet kezdetét jelentette. Nyilvánvalóan értelmetlen dolog tehát feltenni azt a kérdést (amelyet ennek ellenére jónéhányan fel szoktak tenni), hogy mi történt az ősrobbanás előtt[4], vagy hogy minek a hatására következett be az ősrobbanás. Az ősrobbanás előtt egyszerűen semmi sem létezett. Márpedig ahol nem létezik az idő, ott nem létezhet a szó megszokott értelmében vett okság sem.

      Ha az ősrobbanás-elmélet a Világegyetem eredetére vonatkozó furcsa következményeivel kizárólag a Világegyetem tágulásának megfigyelésén alapulna, akkor valószínűleg a legtöbb kozmológus elvetné az elméletet. Az elmélet azonban jelentős megfigyelési támogatást kapott 1965-ben, amikor felfedezték, hogy az egész Világegyetem a hőmérsékleti sugárzás tengerében úszik. Ez a sugárzás az égbolt minden irányából azonos erősséggel érkezik felénk. Különlegessége, hogy ez a sugárzás a Világegyetem történetének legkorábbi, igen rövid szakaszától eltekintve, háborítatlanul halad a térben. Így megfigyelése révén valamiféle pillanatfelvételt kaphatunk az ősrobbanást követően uralkodó fizikai viszonyokról. A hősugárzás színképe pontosan megfelel azon sugárzás intenzitás- eloszlásának, amelyet egy hőmérsékleti egyensúlyban lévő kemence belsejében figyelhetünk meg. Az ilyen tulajdonságokkal rendelkező sugárzást a fizikusok feketetest- sugárzásnak nevezik. Ebből tehát arra kell következtetnünk, hogy az ősi Világegyetem a hőmérsékleti egyensúly állapotában volt, méghozzá oly módon, hogy a hőmérséklet minden részében azonos volt.[5]

      A háttérsugárzásra vonatkozó mérésekből kiderült, hogy a sugárzás hőmérséklete mintegy három fokkal magasabb az abszolút nulla foknál (azaz -273 C-nál), de a hőmérséklet időben lassan változik. Tágulásával együtt a Világegyetem lassan hűl, méghozzá roppant egyszerű szabályszerűséget követve: ha megkétszereződik a sugara[6], akkor hőmérséklete felére csökken. A háttérsugárzás hűlése fizikailag ugyanaz a folyamat, mint a galaxisok színképében megfigyelhető vöröseltolódás, ugyanis a hősugárzás és a fény egyaránt az elektromágneses sugárzások egy-egy fajtája, ami azt jelenti, hogy a Világegyetem tágulásának megfelelően a hősugárzás hullámhossza is megnyúlik. A alacsony hőmérsékletű testek sugárzása átlagosan hosszabb hullámokból áll, mint a forróbb testek sugárzása. A filmet gondolatban ismét visszafelé pergetve azt tapasztaljuk, hogy a múltban a Világegyetemnek sokkal sűrűbbnek kellett lennie. Maga a sugárzás az ősrobbanás után mintegy 300 000 évvel keletkezett, amikorra a Világegyetem hőmérséklete körülbelül 4000 C-ra hűlt. Ennél korábban a főként hidrogénből álló ősi gáz ionizált plazma volt, és ezért átlátszatlan volt az elektromágneses sugárzás számára. A hőmérséklet csökkenésével a plazma átalakult közönséges (nem ionizált) hidrogéngázzá, amely viszont átlátszó, így abban a sugárzás minden irányban szabadon terjedhet.

      A háttérsugárzást nem csak az jellemzi, hogy színképe megegyezik a feketetest-sugárzáséval, hanem az is, hogy hőmérséklete az égbolt minden irányában nagy pontossággal azonos. A sugárzás hőmérséklete az égbolt különböző irányai felé mérve kevesebb, mint egy százezred résznyi eltérést mutat. Ez a simaság azt jelzi, hogy a Világegyetemnek nagy léptékben figyelemre méltóan homogénnek kell lennie, minthogy az anyag bármely szisztematikus csomósodása a tér egy tartományában vagy egy meghatározott irányban hőmérsékletváltozásként mutatkozna meg. Másrészt viszont tisztában vagyunk azzal, hogy a Világegyetem nem teljesen homogén. Az anyag galaxisokba tömörül, a galaxisok rendszerint galaxishalmazokat alkotnak. Ezek a halmazok viszont szuperhalmazokba rendeződnek. Sok millió fényéves léptékkel vizsgálva a Világegyetemet azt látjuk, hogy jellegzetes, habos szerkezetet mutat: a galaxisokból álló leplek és szálak óriási üregeket fognak közre.

      A Világegyetem nagy léptékű csomósságának egy sokkal egyenletesebb anyageloszlású kiinduló állapotból kellett kialakulnia. Bár a csomósodásért különböző fizikai folyamatok lehetnek felelősek, legnyilvánvalóbb magyarázatnak a lassú gravitációs vonzás tűnik. Ha az ősrobbanás-elmélet helyes, akkor a kozmikus háttérsugárzásban megőrződve meg kell találnunk ennek a kezdeti csomósodási folyamatnak a nyomait. 1992-ben a NASA COBE nevű műholdja (Cosmic Background Explorer, kozmikus háttérsugárzást kutató) felfedezte, hogy a sugárzás nem tökéletesen egyenletes, hanem félreismerhetetlen hullámzásokat, azaz intenzitásváltozásokat tartalmaz. Úgy tűnik, hogy ezek a parányi szabálytalanságok a szuperhalmazok kialakulási folyamatának a szelíd kezdetei. A sugárzás évmilliárdokon keresztül hűen megőrizte az ősi csomósodás nyomait és szemmel láthatóan igazolja, hogy a Világegyetem nem mindig szerveződött a maihoz hasonló jellegzetes módon. Az anyag galaxisokba és csillagokba történő tömörülésének mélyreható folyamata a Világegyetem csaknem tökéletesen egyenletes állapotában kezdődött meg.

      Végül, de nem utolsósorban létezik még egy fontos, a Világegyetem forró eredete mellett szóló bizonyíték. Ismerve a háttérsugárzás jelenlegi hőmérsékletét, könnyen kiszámíthatjuk, hogy a Világegyetem hőmérséklete egy másodperccel a tágulás kezdete után mintegy tíz milliárd fok lehetett. Ez azonban még ahhoz is túlságosan forró, hogy összetett atommagok létezni tudjanak. Abban az időben tehát az anyag csak legalapvetőbb elemi összetevőire lebomolva létezhetett, azaz protonok, neutronok és elektronok keverékeként. Ahogy ez az elemi részecskékből álló sűrű leves hűlt, lehetővé váltak bizonyos atommagreakciók. A neutronok és a protonok különös előszeretettel tapadtak egymáshoz, hogy ezen párok egymáshoz kapcsolódása később létrehozza a hélium nevű elem atommagjait. A számítások szerint ezek az atommagreakciók mintegy három percen keresztül folyhattak - innen ered Steven Weinberg híres könyvének a címe is. Ez alatt a három perc alatt a jelen lévő anyag mintegy negyed része alakult át héliummá. A folyamat gyakorlatilag az összes rendelkezésre álló neutront elfogyasztotta, és beépítette a hélium magokba. A magányosan maradt protonok, amelyek nem találtak rá három perc alatt neutron-társukra, a hidrogén atommagokat alkották. Eszerint az elméletből levonható az a következtetés, hogy a Világegyetemnek mintegy 75 százalék hidrogént és 25 százalék héliumot kell tartalmaznia. Ezek a számok nagyon pontosan egyeznek a kozmikus elemgyakoriságra vonatkozó legkorszerűbb megfigyelések, mérések eredményeivel.[7] Az ősi magreakciók valószínűleg nagyon kis mennyiségben bár, de deutériumot, hélium-3-at és lítiumot is előállítottak. A nehezebb elemek azonban, amelyek együttesen is csupán a Világegyetem anyagának kevesebb, mint egy százalékát teszik ki, nem jöhettek létre az ősrobbanás során. Ezek az elemek sokkal később, a csillagok belsejében, a 4. fejezetben részletesen tárgyalandó módon keletkeztek.

      Mindent összevetve megállapítható, hogy a Világegyetem tágulása, a kozmikus háttérsugárzás és a kémiai elemek megfigyelt gyakorisága hathatós bizonyítékokat jelentenek az ősrobbanás-elmélet mellett. Mindamellett számos megválaszolatlan kérdés is maradt. Miért éppen a megfigyelt sebességgel tágul például a Világegyetem, azaz más szavakkal, miért olyan erejű volt az ősrobbanás, amekkora volt. Miért volt a korai Világegyetem hihetetlenül homogén és egyforma a tér minden irányába nézve? Honnan erednek a COBE műhold által felfedezett parányi sűrűségingadozások, amelyek oly nagy szerephez jutottak a galaxisok és a galaxishalmazok keletkezésének folyamatában?

      Az elmúlt években a kutatók óriási erőfeszítéseket tettek, hogy az ősrobbanás-elméletet a nagy energiájú részecskefizika legújabb eredményeivel kombinálva megoldják ezeket az újabb rejtélyeket. Hangsúlyozni szeretném, hogy ez az "új kozmológia" sokkal kevésbé szilárd tudományos alapokon nyugszik, mint az eddig tárgyalt témák. Arról van ugyanis szó, hogy az itt szereplő részecskefizikai folyamatok energiája sokkal nagyobb annál, amit közvetlenül meg lehet figyelni, ráadásul mindezek a folyamatok a Világegyetem születését követő első másodperc parányi törtrésze alatt játszódtak le. Abban az időben a fizikai viszonyok minden bizonnyal olyan szélsőségesek voltak, hogy leírásukra az egyetlen jelenleg rendelkezésre álló segédeszközünk a tisztán elméleti alapokon nyugvó matematikai modellezés.

      Az új kozmológia főszereplője a felfúvódásnak nevezett folyamat.[8] Az elmélet alapötlete értelmében valamikor az első másodperc parányi törtrészekor a korai Világegyetem mérete hirtelen, ugrásszerűen megnőtt, vagyis a Világegyetem korábbi méretének sokszorosára fúvódott fel. Ha meg akarjuk érteni, mit is jelent ez, vegyük szemügyre ismét a 3.2. ábrát. Az ábrán látható görbe emelkedik ugyan, de eközben mindig lefelé hajlik, ami azt jelenti, hogy a tér adott tartományának mérete folyamatosan nő, azonban egyre csökkenő sebességgel. Ezzel szemben a felfúvódás időszakában a tágulás üteme ténylegesen felgyorsul. A helyzetet - nem méretarányosan - a 3.3. ábrán vázoltuk fel. Kezdetben a tágulás lassul, azonban a felfúvódás kezdetén hirtelen felgyorsul és a görbe rövid időre szinte az égbe tör. Ezt követően azonban hamarosan visszaáll a korábbi lassuló tendencia, eközben azonban a kiszemelt térbeli tartomány mérete (a rajzon ábrázoltnál sokkal nagyobb mértékben) sok nagyságrenddel megnő a 3.2. ábra görbéjének azonos pontjához tartozó mérethez viszonyítva.

3.3. ábra: A felfúvódó modell. Ezen elképzelés szerint a Világegyetem méretében jelentős és hirtelen, ugrásszerű változás következik be, nagyon rövid idővel az ősrobbanással történő keletkezés után. A függőleges tengely beosztását rendkívül nagymértékben összezsugorítottuk. A felfúvódó szakaszt követően a tágulás a normális, csökkenő sebességű módon folytatódik, hasonlóan a 3.2. ábrán megfigyelhető képhez.

Miért viselkedik vajon ilyen furcsán a Világegyetem? Emlékezzünk vissza arra, hogy a görbe lefelé hajlását (azaz a tágulás lassulását) a tágulást fékező gravitációs vonzás okozza. A görbe felfelé ívelését ezért valamiféle antigravitáció vagy taszító hatás fellépésének eredményeként foghatjuk fel, ami a Világegyetem méretének egyre gyorsabb és gyorsabb ütemű növekedését eredményezi. Bár az antigravitáció meglehetősen szokatlan lehetőségnek tűnik, egyes újabb elméletek felvetik, hogy egy ilyen hatás felléphetett, amikor a nagyon korai Világegyetemben roppant szélsőséges hőmérsékleti és sűrűségviszonyok uralkodtak.

      Mielőtt részletesen elmondanám, hogyan történt mindez, megmagyarázom, miért segít a felfúvódási szakasz az imént felsorolt kozmikus rejtélyek megoldásában. Mindenekelőtt, a rohamléptékű tágulás meggyőzően számot ad arról, hogy miért volt a Nagy Bumm olyan nagy. Az antigravitációs hatás instabil, azaz megszaladó folyamat, amelynek eredményeképpen a Világegyetem mérete exponenciális ütemben nő. Matematikailag ez azt jelenti, hogy adott idő alatt a tér meghatározott tartományának a mérete mindig kétszeresére nő. Nevezzük ezt az időtartamot egy szempillantásnak. Két szempillantás alatt a méret négyszeresére nő, három szempillantás alatt megnyolcszorozódik, tíz szempillantás elteltével pedig az eredeti méretéhez képest már több, mint ezerszeresére tágult. A számítások szerint a felfúvódási szakasz végén a tágulás sebessége összhangban van a ma megfigyelttel. (A 6. fejezetben sokkal részletesebben is meg fogom magyarázni, mit értek ezen.)

      A méret ugrásszerű növekedése a felfúvódás következtében azonnal egyszerű magyarázatot kínál a nagyfokú kozmikus uniformitásra. A tér megnyúlása kisimítja a kezdeti egyenetlenségeket, ugyanúgy, ahogy a léggömb ráncai is eltűnnek, mihelyt felfújjuk. Hasonlóképpen, előfordulhatott, hogy kezdetben a tágulás a különböző irányokban nem azonos sebességgel ment végbe, azonban a minden irányban egyenletes hevességgel végbemenő felfúvódás hamarosan kiegyenlíti ezeket a különbségeket. Végül, a COBE által felfedezett kicsiny irregularitások annak tudhatók be, hogy a felfúvódás nem fejeződhet be mindenütt pontosan ugyanabban a pillanatban (ennek okait rövidesen megismerjük), ezért egyes tartományok valamivel nagyobb mértékben fúvódnak fel, mint mások, ami enyhe sűrűségingadozásokat okoz.

      Nézzünk meg néhány számértéket is! A felfúvódó elmélet legegyszerűbb változatában a felfúvó (antigravitációs) hatás elképesztően erősnek bizonyul, ugyanis nagyjából száz billiomod-billiomod-billiomod (10-34 másodpercenként megkétszereződik a Világegyetem mérete. Ez a csaknem végtelenül kicsiny időtartam az, amelyet az imént szempillantásnyinak neveztünk. Nem kell hozzá több, mint csupán száz szempillantásnyi idő, és egy atommag nagyságú térfogat csaknem egy fényév átmérőjűre fúvódik fel. Ez bőségesen elegendő ahhoz, hogy a felsorolt kozmológiai rejtélyeket meg tudjuk oldani.

      A részecskefizikai elméletek segítségét igénybe véve számos olyan lehetséges mechanizmust sikerült felfedezni, amelyek a felfúvódó viselkedést eredményezhetik. Mindezek a mechanizmusok felhasználják a kvantumfizikai vákuum fogalmát. Ha részleteiben is meg akarjuk érteni, miről is van itt szó, előbb meg kell ismerkednünk a kvantummechanika néhány alapfogalmával. A kvantummechanika az elektromágneses sugárzások, például a hő és a fény tulajdonságainak felfedezésével vette kezdetét. Bár ezek a sugárzások hullámok formájában terjednek a térben, mindamellett néha úgy viselkednek, mintha részecskékből állnának. Nevezetesen, a fény kibocsátása és elnyelése kicsiny energiacsomagok (az úgynevezett kvantumok) formájában megy végbe. Az elektromágneses sugárzások esetében ezeket az energiacsomagokat fotonoknak nevezzük. A részecske- és hullámtulajdonságok eme különös ötvözetéről, amelyet részecske-hullám kettősségnek (dualizmusnak) is szoktak nevezni, kiderült, hogy az atomi és a szubatomi szinten minden fizikai létezőre érvényes. Így például a közönséges körülmények között részecskéknek tekintett dolgokról, például az elektronokról, a protonokról és a neutronokról, sőt, magukról az atomokról is kiderült, hogy bizonyos fizikai körülmények közepette hullámokra jellemző tulajdonságaik vannak.

      Az egész kvantumelmélet kulcsfontosságú tétele Werner Heisenberg határozatlansági relációja, amely szerint a kvantumfizika törvényszerűségeinek engedelmeskedő objektumok fizikai tulajdonságai nem rendelkezhetnek jól meghatározott értékekkel. Egy elektron esetében például nem határozhatjuk meg egyidejűleg tetszés szerinti pontossággal a helyét és az impulzusát. Ugyanígy nem határozható meg egy pontosan megadott időpontban az elemi részecskék energiája. Esetünkben minket mindenekelőtt az energia meghatározhatóságának a bizonytalansága érdekel. Míg a mérnökök makroszkopikus világában az energia mindig megmarad (vagyis nem keletkezhet és nem szűnhet meg), az elemi részecskék kvantumfizikai törvényeknek engedelmeskedő világában ez a tétel csak bizonyos feltételekkel érvényes. Az energia nagysága egyik pillanatról a másikra, spontán és előrejelezhetetlen módon megváltozhat. Minél rövidebb a vizsgált időtartam, annál nagyobbak lehetnek ezek a véletlenszerű, kvantumfizikai eredetű ingadozások (fluktuációk). A részecske tulajdonképpen energiát tud kölcsönkérni a semmiből, feltéve, hogy azonnal visszafizeti. Heisenberg határozatlansági relációjának pontos matematikai megfogalmazásából kiderül, hogy a nagy energiakölcsönöket nagyon gyorsan vissza kell adni, míg a kisebb adagok visszafizetése kevésbé sürgős.

      Az energia kvantumfizikai bizonytalanságának számos szokatlan következménye van. Az egyik ezek közül az, hogy valamely részecske - mondjuk egy foton - hirtelen, egyik pillanatról a másikra a semmiből is létrejöhet. Ennek egyetlen feltétele, hogy a fotonnak, amilyen gyorsan keletkezett, ugyanolyan hirtelen semmivé kell válnia. Ezek a részecskék kölcsönvett energiából születnek, ezért létezésük időtartamát is csak kölcsönkapják. Nem látjuk őket, mert feltűnésük csak egy röpke pillanatig tart, azt azonban tudnunk kell, hogy abban a térben, amit közönségesen üresnek nevezünk, tömegével nyüzsögnek az ilyen átmenetileg létező részecskék, méghozzá nem csak fotonok, hanem elektronok, protonok és más egyebek is. Annak érdekében, hogy megkülönböztethessük ezeket az átmeneti részecskéket a közismert, tartósan létezőektől, az előbbieket virtuális részecskéknek, míg az utóbbiakat reálisaknak szoktuk nevezni.

      Átmeneti természetüktől eltekintve a virtuális részecskék minden tulajdonsága megegyezik a megfelelő reális részecskékével. Valójában, ha egy rendszerbe valahonnan kívülről elegendő energiát viszünk be ahhoz, hogy az kiegyenlítse a Heisenberg-féle energiakölcsönt, akkor a virtuális részecske reálissá válhat. Ettől kezdve megkülönböztethetetlen lesz a vele azonos fajtájú, többi reális részecskétől. A virtuális elektron például átlagosan mindössze 10-21 másodpercig képes létezni. Rövid élete alatt azonban nem marad nyugalomban, hanem 10-11 centiméter utat tehet meg, mielőtt eltűnik (összehasonlításképp: egy atom átmérője körülbelül 10-8 centiméter[9]). Ha ezen rövid idő alatt a virtuális elektron energiát vesz fel (mondjuk az elektromágneses térből), akkor nem kell eltűnnie, hanem közönséges elektronként folytathatja létezését.

      Bár nem látjuk őket, mégis tudunk róluk, tudjuk, hogy valójában ott vannak az üres térben, mert ezek a részecskék otthagyják létezésük kimutatható nyomát. A virtuális fotonok egyik hatása például az, hogy kicsiny eltolódást okoznak az atomok energiaszintjeiben. Hasonlóan parányi változást okoznak az elektronok mágneses momentumában. Ezek a kicsiny, de figyelemreméltó változások a modern, laboratóriumi színképelemzés eszközeivel és módszereivel nagyon pontosan kimérhetők.

      A kvantumfizikai vákuum fentebb vázolt egyszerű képe némileg módosul, ha figyelembe vesszük azt a tényt, hogy az elemi részecskék általában nem képesek szabadon mozogni, hanem attól függően, hogy milyen részecskéről van szó, különböző erők hatásának kitéve végzik mozgásukat. Ezek ez erők a megfelelő virtuális részecskék közt is hatnak. Ezért előfordulhat, hogy a vákuumnak egynél többféle állapota létezik. Számos különböző kvantumállapot létezésének lehetősége megszokott dolog a kvantumfizikában - a legismertebb példát erre az atomok különböző energiaszintjei szolgáltatják. Az atommag körül tartózkodó elektron bizonyos, jól meghatározott állapotok valamelyikében lehet, mely állapotok mindegyikéhez meghatározott energia tartozik. A legalsó energiaszintet alapállapotnak nevezzük. Az alapállapot stabil, míg az összes ennél magasabb energiájú, úgynevezett gerjesztett állapot instabil. Ha egy elektront magasabb energiaállapotba lökünk, akkor az egy vagy több ugrással visszajut az alapállapotba. A gerjesztett állapot jól meghatározott felezési idővel "elbomlik".

      Hasonló alapelvek alkalmazhatók a vákuumra is, amelynek szintén lehet egy vagy több gerjesztett állapota. Ezeknek az állapotoknak nagyon különböző energiáik lehetnek, bár ennek ellenére ténylegesen azonosaknak, azaz üresnek látszanak. A legkisebb energiájú, azaz alapállapotot néha valódi vákuumnak nevezik, ez ugyanis a stabil állapot, és feltételezhetően az egyetlen olyan, amelyik megfelel a ma megfigyelhető Világegyetem üres tartományainak.[10] A gerjesztett vákuumot hamis vákuumnak is szokás nevezni.

      Hangsúlyoznunk kell, hogy a hamis vákuumok tisztán elméleti konstrukciók, melyek sajátosságai nagymértékben függnek attól, hogy milyen elméletet használunk. Ezek a hamis vákuumok azonban természetes módon bukkannak fel minden olyan modern elméletben, amelyek egyesíteni akarják a természet négy alapvető kölcsönhatását: a mindennapi életből is jól ismert gravitációt és elektromágnességet, valamint két rövid hatótávolságú magerőt, az úgynevezett erős és gyenge kölcsönhatást. Valaha ez a felsorolás még hosszabb is lehetett volna, hiszen egykor még az elektromosságot és a mágnességet is egymástól független jelenségekként kezelték.

      Az egyesítés folyamata a XIX. század elején kezdődött, és az utóbbi évtizedekben új lendületet vett. Ma már tudjuk, hogy az elektromágnesség és a gyenge magerők között nagyon szoros a kapcsolat, így ezek egyetlen, úgynevezett "elektrogyenge" kölcsönhatássá kapcsolhatók össze. Sok fizikus véleménye szerint az erős kölcsönhatásról is előbb-utóbb ki fog derülni, hogy szerves kapcsolatban áll az elektrogyenge kölcsönhatással, így a nagy egyesítést célul kitűző elméletek ilyen vagy olyan formában ezeket is egyesíteni lesznek majd képesek. Az sincs kizárva, hogy az elméleti fizika fejlődésének egy későbbi szintjén majd mind a négy természeti kölcsönhatást egyetlen, egységes képbe foglalva sikerül majd leírni.

      A felfúvódás mechanizmusának magyarázatára a legígéretesebb előrejelzést a különböző nagy egyesítési elméletek adják. Ezen elméletek kulcsfontosságú tétele értelmében a hamis vákuumállapotok energiája elképesztően nagy: egy köbcentiméternyi tér átlagosan 1087 joule energiát tartalmaz. Egy ilyen állapot még egy csupán atomnyi térfogatban is 1062 joule energiát tartalmazna. Hasonlítsuk össze ezt azzal a soványka 10-18 joulelal, amellyel egy gerjesztett atom rendelkezik. A valódi vákuum gerjesztéséhez tehát roppant mennyiségű energiára lenne szükség, ezért jelenleg sehol a Világegyetemben nem számíthatunk arra, hogy hamis vákuummal találkozzunk. Ugyanakkor viszont az ősrobbanás környékén uralkodó szélsőséges fizikai viszonyok közepette ezek a számok nem is tűnnek olyan ijesztőnek.

      A hamis vákuumállapotokhoz tartozó óriási mennyiségű energia rendkívül erős gravitációs hatást fejt ki. Ennek az az oka, hogy Einstein általános relativitáselmélete értelmében az energia egyenértékű a tömeggel, ezért az energia éppúgy gravitációs hatást fejt ki, mint a közönséges tömeg. A kvantumfizikai vákuum roppant energiája - szó szerint! - felettébb vonzó lehet a számunkra, egyetlen köbcentiméternyi hamis vákuum energiája ugyanis 1064 tonna tömeggel egyenértékű, amely sokkal több, mint a ma megfigyelhető egész Világegyetem 1050 tonnányi tömege. Ez az irdatlan gravitáció nem segíti elő a felfúvódást, hiszen ahhoz éppenséggel valamiféle antigravitációra van szükség. A hamis vákuum energiája azonban együtt jár a hamis vákuum hasonlóan óriási nyomásával, márpedig pontosan ez a nyomás jelenti a megoldás kulcsát. Közönséges körülmények közt eszünkbe sem jut, hogy a nyomás is gravitációs hatást fejt ki, azonban ez így van.[11] Bár a nyomás kifelé ható mechanikai erőt jelent, ugyanakkor együtt jár egy befelé irányuló gravitációs vonzással. A jól ismert testek esetében nyomásuk gravitációs hatása elhanyagolhatóan csekély a testek tömege által kifejtett tömegvonzáshoz képest. Testünknek a Föld felszínén mért súlyának például csupán egy milliárdod része az, ami a Föld belső nyomásából származik. Mindamellett, a nyomás gravitációs hatása valós, létező jelenség. Olyan rendszerekben, ahol a nyomás értéke szélsőségesen nagy lehet, a nyomás gravitációs hatása megközelítheti vagy felül is múlhatja a tömeg hatásából származó gravitációt.

      A hamis vákuum esetében az óriási mennyiségű energia és a hatalmas nyomás egyaránt jelen van, így ezek a fizikai menynyiségek versengnek azért, hogy melyikük gravitációs hatása lesz döntő. A kritikus tulajdonság azonban az, hogy a nyomás értéke negatív. A hamis vákuum nyomása nem kifelé tolja a dolgokat, hanem befelé szippantja. A negatív nyomás természetesen negatív gravitációs hatást hoz létre, amit antigravitációnak nevezhetünk. A hamis vákuum gravitációs hatása tehát két részből tevődik össze, az energiájából eredő óriási vonzó hatásból és a negatív nyomásából származó, ugyancsak hihetetlenül nagy taszításból. A számításokból kiderül, hogy a nyomás hatása felülmúlja az energiáét, így eredőként olyan nagy taszító hatás lép fel, amely a másodperc törtrésze alatt szerterepíti a Világegyetem egész anyagát. Ez az iszonyatosan nagy felfúvó lökés a felelős azért, hogy a Világegyetem mérete 10-34 másodpercenként a kétszeresére nő.

      A hamis vákuum eredendően instabil képződmény. Minden más gerjesztett kvantumállapothoz hasonlóan ez is el akar bomlani, hogy visszatérhessen alapállapotába, azaz a valódi vákuum állapotba. Ezt valószínűleg néhány tucat szempillantásnyi időn belül meg is tudja tenni. Tekintettel arra, hogy ez a visszatérés is egy kvantummechanikai folyamat, ez is elkerülhetetlenül meghatározatlan és véletlenszerű ingadozásokkal terhelt, amint azt korábban a Heisenberg-féle határozatlansági összefüggéssel kapcsolatban már tárgyaltuk. Ez azt jelenti, hogy az elbomlás, azaz az alapállapotba való visszatérés nem fog szerte a Világegyetemben mindenütt ugyanúgy végbemenni: fluktuációk lépnek fel. Egyes elméleti fizikusok véleménye szerint ezek a fluktuációk lehetnek a forrásai a COBE által a kozmikus háttérsugárzásban talált fodrozódásoknak.

      Mihelyt a hamis vákuum elbomlott, a Világegyetem visszatér a tágulás megszokott, lassuló módjához. A hamis vákuumba bezárt energia felszabadul, és hő formájában jelenik meg. A felfúvódás által keltett óriási mértékű kitágulás lehűtötte a Világegyetemet, melynek hőmérséklete ennek következtében megközelítette az abszolút nulla fokot. A felfúvódás leállásakor felszabaduló óriási hőmennyiség viszont pillanatok alatt ismét 1028 fokra növeli a hőmérsékletet. Ez az a hőmennyiség, amelynek a maradványát az azóta természetesen már jócskán lehűlt kozmikus háttérsugárzás formájában felfedezhetjük. A hamis vákuum energiája felszabadulásának melléktermékeként - ezen óriási energiamennyiség egy részén megosztozva - számtalan virtuális részecske képes megszerezni azt az energiamennyiséget, amely a valós részecskévé válásához szükséges. Ezeknek az ősi részecskéknek mintegy 1050 tonnányi maradéka az, amely - további változások és átalakulások után - napjainkban az Ön testét és az én testemet, a Tejútrendszert és a látható Világegyetem többi részét alkotja.[12]

      Ha a felfúvódó modell helyesen írja le a Világegyetem történetét - amint azt a legtöbb vezető kozmológus feltételezi -, akkor ebből az következik, hogy a Világegyetem alapvető szerkezetét és fizikai tartalmát olyan folyamatok határozzák meg, amelyek mindössze 10-32 másodperc elteltével már be is fejeződtek. A felfúvódás utáni Világegyetemben az elemi részecskék szintjén számos további változás következett még be, melynek során az ősi anyag a napjaink Világegyetemének anyagát alkotó elemi részecskékké és atomokká fejlődött. Az anyagot alapvetően átalakító folyamatok legtöbbje azonban a Világegyetem története harmadik percének végére befejeződött.

      Mi köze van vajon az első három percnek az utolsó háromhoz? Ahogy a célpont felé kilőtt lövedék mozgását is alapvetően meghatározza az ágyúcső helyzete, éppúgy a Világegyetem sorsa is rendkívül érzékenyen függ a kezdeti fizikai állapottól. A továbbiakban látni fogjuk, hogyan határozza meg a Világegyetem végső sorsát ősi eredetének tágulási módja és az ősrobbanásból származó anyag. A Világegyetem kezdete és végső sorsa mélyen gyökerezően szoros kapcsolatban áll egymással.