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 10
87 joule
energiát tartalmaz. Egy ilyen állapot még egy csupán atomnyi
térfogatban is 10
62 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 10
64 tonna tömeggel egyenértékű, amely
sokkal több, mint a ma megfigyelhető egész Világegyetem
10
50 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
10
28 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
10
50 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.