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
10
21 naptömeg, azaz körülbelül 10
48
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]