A csillagász, az asztrofizikus, a kozmológus szinte kizárólag az elektromágneses sugárzást (azon belül fényt) kibocsátó objektumokat megfigyelve vizsgálja az univerzumot. A fény véges sebességgel halad, a Nap fénye nyolc perc alatt ér a tőle 150 millió kilométer távolságra lévő Földre. A csillagászatban a fényév, azaz a fény által egy év alatt megtett távolság használható a távolság egységeként, ami a Nap–Föld távolság mintegy hatvanezerszerese. A fény a megfigyelhető univerzum legtávolabbi pontjából több mint tízmilliárd év múlva jut el hozzánk.
Nyilván minél távolabbról érkezik a fénybe kódolt információ, annál régebben indult útjára, azaz annál régebbi kozmikus jelenségről hoz hírt. Ez a körülmény lehetőséget ad az univerzum történetének feltárására, ha pontosan meg tudjuk határozni a fényforrások távolságát.
Az igazi, régészhez méltó kihívás valamely rekonstruált relikvia „üzenetének”, a kor emberi (tárgyi és szellemi) környezetében hordozott jelentésének, az akkori társadalomról szóló híradásának megfejtése. Ezzel a szellemi próbatétellel állítható párhuzamba valamely kozmikus jelenség és az univerzum egészének mozgása közötti összefüggés értelmezésének elméleti fizikusi feladata.
A távolság mérését minden esetben viszonylag gyakori előfordulású, majdnem azonos belső csillagdinamikájú (standard) csillagok megfigyelésére építik. A viszonylagos távolság megállapítása azon az előfeltevésen alapszik, hogy valamely azonos működésű csillagfajta egyes egyedei azonos fényteljesítményt bocsátanak ki. Mivel a teljesítmény a távolság négyzetével arányosan növekvő felületen oszlik szét, egyszerű összefüggés adja meg a csillag látszólagos fényességének csökkenését a távolság függvényében. Persze olyan jelenséget kell választanunk, amelyről okkal remélhetjük, hogy bekövetkeztének időpontjától független a jelenséget kísérő fénysugárzás teljesítménye.
Edwin Hubble azzal a felfedezésével „teremtette meg” a kozmológiát, hogy sikerült bebizonyítania 1922-ben az Androméda-csillagkép irányában egy szabad szemmel éppen látható, halvány foltként észlelhető csillaghalmazról, hogy az a Tejúttól távoli, független „univerzumsziget”, mai szóval galaxis, amelynek távolsága kétmillió fényév. A galaxiskatalógusokban az M31 nevet viselő Androméda-galaxis a hozzánk legközelebbi galaxis, amilyenből még ezermilliárd van az univerzumban.
A húszas években a csillagászok egyre több különálló galaxis létét bizonyították, és Hubble szisztematikusan vizsgálta az azokból érkező fény színképét. A spektroszkópusok által részletesen tanulmányozott hidrogénszínképet ismerte fel kissé eltorzítva. A hidrogén által kisugárzott fény diszkrét frekvenciái annál jobban eltolódtak a kisebb frekvenciák, azaz a kéktől a vörös felé, minél nagyobb volt a fényesség alapján meghatározott távolság. Ezt az eltolódást vöröseltolódásnak hívják. Az az ábra, amely a vöröseltolódás függvényében mutatja az egyes galaxisok távolságát: a Hubble-diagram. Edwin Hubble 1929-ben tucatnyi galaxist ábrázolt ebben a diagramban. Közülük a legtávolabbi is alig egyszázalékos vöröseltolódást mutat.
A Doppler osztrák fizikus által felfedezett hatás alapján a sugárzás színének észlelt vörösödését a forrás állandó sebességű távolodása okozza. Ezért a Hubble-törvény valójában a világegyetem legfontosabb globális mozgástörvénye: a galaxisok a távolságukkal arányosan növekedő sebességgel távolodnak a megfigyelőtől.
Einstein azonnal felismerte, hogy ez az egyszerű szabályt követő tágulás összhangban van az általános relativitás elméletének egy univerzum modelljével. Az általános relativitás elmélete szerint a mozgást az univerzum anyaga által hordozott energia biztosítja. Az univerzum tágulása a Föld felszínéről kilőtt rakéta távolodását követő lehetséges mozgástípusok egyikében végződik. Ha a rakéta energiája pozitív, sebessége meghaladja a szökési sebességet, a kilőtt objektum pályája mindörökre eltávolodik a Földtől. Ha az energia negatív, a rakéta emelkedése lelassul, és végül visszahull. Attól függően, hogy az univerzum egységnyi térfogatának energiája, az energiasűrűség kisebb-e vagy nagyobb egy kritikus értéknél, a tágulás mindörökké folytatódik, vagy egy összehúzódási összeomlásba fordul vissza.
A legtávolabbi galaxisokból érkező fényen érzékelhető az univerzum tömegének gravitációs hatása. A tömegvonzás lassító hatására minél hosszabb idő óta „van úton” egy galaxis, annál inkább lemarad az állandó ütemű tágulástól, azaz növekvő vöröseltolódással a Hubble-törvényből jósoltnál közelebbinek mérik a távolságát. A meglepetés bombája 2000-ben robbant, mert a legújabb mérések nem lassuló, hanem gyorsuló világegyetem képére utaltak. Eszerint az univerzumunkat alkotó anyagnak kell hogy legyen egy „antigravitáló” hatású összetevője is!
A modern asztrofizikai eszközök egyre halványabb fényforrások megfigyelésére képesek. A galaxisokat az égbolt irányai mentén a vöröseltolódásuk mértékében rendezve alakulnak ki a galaxistérképek, amelyek az univerzum csillagcsomóinak szerkezetéről adnak információt. Az első ilyen térképet az 1980-as évek közepén tették közzé.
Vajon meddig egészíthető ki az égtérkép egyre finomabb észlelési technikákkal újabb és egyre távolabbi galaxisok felfedezése révén? Más szóval: mikor jelentek meg az univerzumban a legősibb galaxisok? George Gamow mutatott rá először az 1940-es években, hogy a világegyetem tágulási szakaszain visszafelé haladva egyre kisebb mérettartományba érkezünk, egyidejűleg a fizika törvényei szerint a hőmérséklet fokozatosan növekszik, mint ahogyan az összenyomott gáz is felmelegszik. A forró univerzumban minden szilárd anyag megolvad, majd elpárolog. A csillagok sűrű belső tartományaiban működő nukleáris reakciók a ritka közegben leállnak. Végül a nagyobb összetettségű kémiai vegyületek is elbomlanak. Viszszajutunk abba a korba, amikor az anyag legegyszerűbb molekuláiból álló gázkeverék többé-kevésbé egyenletesen töltötte ki a világegyetemet. A magas hőmérséklet okozta hőmozgás sikeresen áll ellen a gravitáció csomósító hatásának. A részletes atomfizikai modellektől függően abban az időszakban, amikor az első struktúrák elkezdtek csomósodni, az univerzum mérete huszada vagy legfeljebb tizede volt a mainak. A jobb híján ősgalaxisoknak nevezhető első anyagcsomók egészen más képet mutattak, mint viszonylag fiatal társaik, hiszen a csillagokat fűtő nukleáris reakciók még nem indultak be ebben az aránylag egyenletes eloszlású gázban. Az átlagos energiasűrűséggel mozgó atomok közötti ütközésekben atomfizikai gerjesztés és ezt követő fénykibocsátás nem következik be. Az univerzumban a méret csökkenésével a csillagokat megelőző korba, a sötétség korszakába érünk vissza.
Ekkor az univerzumot helyről helyre kissé ingadozó, de többé-kevésbé azonos sűrűségű atomos gázkeverék töltötte ki. Ezt a keveréket a legelemibb atomok alkották, tehát szinte kizárólag hidrogén és hélium. Az időben visszafelé haladva a felforrósodó gáz ütközései egyszer csak elérik az ionizációs küszöböt, legelsőként a hidrogénét. E felett a hőmérséklet felett – a fény elnyelésével és kisugárzásával járó folyamatok kiegyensúlyozódása révén – a fotonok által hordott energiahányad az ionizált plazmát alkotó elektronokkal és protonokkal azonos nagyságrendű. A korábbi korszakokból származó fotonok elnyelődnek az elektronokból és protonokból álló plazmában, a mai megfigyelőhöz nem juthat el e korszakot megelőző időszakban kibocsátott fény!
Az időnyíl irányát megfordítva megvizsgálhatjuk a hidrogén ionizációs küszöbe környékén bekövetkezett eseményeket a világegyetem hűlésének (tágulásának) folyamatában. A fotonok hullámhossza az univerzum méretének növekedésével egyre vörösebb lesz. A földi hidrogén spektrumához képest az a vöröseltolódási érték, amelynél a fotonok átlagos energiája már nem elég az időről időre hidrogénmolekulává kapcsolódó elektron és proton szétválasztásához, mintegy 110 ezer százalék (!). Ekkor az univerzum mérete a mainak nagyjából ezrede volt. Ezt a rekombinációnak nevezett jelenséget követően a csaknem egyenletesen eloszló gáz nem bocsát ki fotonokat, és nem is nyeli el őket. A rekombináció időszakától mindmáig fotonokkal van tele a világegyetem, amelyek frekvenciája egyre jobban vörösödik ennek tágulásával. Ezeket a fotonokat elválasztva a csillagok és a csillagközi gáz újabb keletű fénykibocsátásától, az univerzum 13 milliárd évvel ezelőtti állapotáról nyerhetünk információt.
Gamow és munkatársai 1948-ban 4,5 kelvinre becsülték a kozmikus háttérsugárzás fotonjainak mai hőmérsékletét. Az átlagos hőmérsékletnek a mai mérésekből kikövetkeztetett értéke 2,725 kelvin. Mai környezetünk egy köbcentimétere 410–420 „őskori” fotont hordoz. Ennek a sugárzásnak az átlagos hullámhossza a mikrohullámú tartományban van. A mikrohullámú háttérsugárzást 1964-ben Penzias és Wilson mutatta ki.
A forró gázkeverék sűrűsége a gravitáció és a hőmozgás együttes hatására ingadozásokat mutat. Ezek az ingadozások nagyban függenek az univerzum akkori globális mozgásától is. A sűrűsödések és ritkulások rajzolata ugyanúgy határozható meg a gömb szimmetriájával bíró univerzumban, mint egy hangszer megszólaltatásakor a légoszlopban kialakuló mintázat vagy egy rezgő, rugalmas lapra rászórt homokszemek eloszlásában bekövetkező sűrűsödési és ritkulási ábrák. Ezek miatt az ingadozások miatt a háttérsugárzás fotonjainak hőmérsékletében az égbolt különböző irányaiban kis ingadozást vártak. Miért fontos ez?
A plazma sűrűségingadozásai különböző amplitúdójú sűrűsödési hullámokból állnak össze. Nem túl bonyolult számolás mutatja, hogy korrelált (kauzális kapcsolatban álló) sugárzást legfeljebb egy-két fok szögkülönbségű irányok között várhatunk. A kis szögeltérésű irányok közötti foton-hőmérsékleti eltérés részletes ismerete alapján kiszámíthatjuk a kibocsátás korszakában uralkodó sűrűségingadozásokat. Ezek teljes ismerete lehetővé teszi, hogy a táguló világegyetem gravitációs egyenleteiben kezdeti adatként szerepeljenek, és a gravitációs hatásukat figyelembe vevő szuper-számítógépes megoldással eljussunk a galaxistérképek legnagyobb vöröseltolódáshoz tartozó szerkezetéig! Ha ezt az utat is sikerül bejárnunk, akkor a mai galaxistérképet visszavezettük a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 13 milliárd évvel ezelőtti korszakában uralkodó sűrűségviszonyokra.
Ez indokolta, hogy 2001 kora nyarán újabb mesterséges holdas mérőállomást lőtt fel a NASA, amely a Wilkinson Microwave Ansitoropy Probe (WMAP) nevet viseli, és tíz szögperces iránykülönbségre is képes megmérni a sugárzás hőmérsékleti különbségét: úgy tűnik, hogy a standard földi atomfizika tökéletesen leírja a korai univerzumot kitöltő elektron-proton plazmasűrűségének ingadozásait a kauzális kölcsönhatásokkal összekötött tartományokban.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tulajdonságai között mégis van egy, amely érthetetlen: a különböző irányokból érkező sugárzás hőmérséklete közötti összehangoltság (szinkronizáció) nagyobb szögtávolságú irányokból érkező sugárzásban is észlelhető, mint amelyeket a sugárzás és anyag hatására táguló univerzumban egymással kauzális kapcsolatban lévő tartományok mérete alapján várunk. Ezért Alan Guth amerikai részecskefizikus javaslatot tett olyan, az ősrobbanást megelőző dinamika feltételezésére, amely a kauzalitás sérelme nélkül eredményezhette ezt a helyzetet. Egy igen rövid korai szakasz közbeiktatásáról van szó, amely a zérus hőmérsékletű és tetszőlegesen végtelen kiterjedésű világmindenség egészen kis tartományában következhet be. A hipotetikus folyamat lényege, hogy véletlen ingadozás következtében óriási energia koncentrálódik ebbe a tartományba. A kis energiájú alapállapotba való visszatérés nagyon gyors tágulási folyamattal (infláció) valósul meg, amelynek eredményeként a kis tartomány mérete robbanásszerűen makroszkopikussá nő.
A sötét anyag bizonyosnak tűnő és az antigravitáló hatású anyag esetleges létezéséből származó kihívások mellett az inflációs korszak megismerése a harmadik részecskefizikai kérdéskör, amelyet a modern kozmológiai mérések értelmezése kényszerít ránk. Ez a mai természettörvényeken túlmutató felfedezéseket ígérő program teszi izgalmassá az emberiség számára a mikrofizikát a következő fél évszázadban.
A fenti szöveg Patkós András 2003. október 27-én elhangzott előadásának rövidített, szerkesztett változata, amely azért maradt ki sorozatunkból, mert november 1-jén, szombaton lapunk nem jelent meg.
Szóljon hozzá!
Jelenleg csak a hozzászólások egy kis részét látja. Hozzászóláshoz és a további kommentek megtekintéséhez lépjen be, vagy regisztráljon!