I. Mi a kozmológia?

Az Univerzum egészének keletkezését és fejlődésének történetét tanulmányozó tudományterületet kozmológiának hívják. E témakör legfontosabb kérdései a következők:

• Milyen távol van a legtávolabbi galaxis? (És mi van azon is túl?)
• Hogyan keletkezett az Univerzum? Mikor volt az Ősrobbanás? (És mi volt annak előtte?)
• Hogyan mozog az Univerzum egésze? (És mi mozgatja? És mi lesz jövőbeli sorsa?)

A fő kérdésekre néhány számszerűen jellemezhető adat egyre pontosabb ismeretében egyre határozottabb válaszokat adhatunk. A megfigyelhető Univerzum méretét, életkorát, a benne előforduló anyag mennyiségét és az anyag főbb fajtáinak relatív előfordulási gyakoriságát hívjuk kozmológiai paramétereknek.

Ezek az adatok nagyon hasonlatosak egy személy vagy egy érdekes tárgy legfontosabb fizikai jellemzőire vonatkozó kérdéseinkhez: egy kiváló atlétának vagy egy szépségkirálynőnek nagy valószínűséggel a korát, méreteit (magasság, mellbőség, lábméret) és tömegét (súlyát) firtatnánk. Ez a profán párhuzam is azt példázza, hogy a tudományos kutatás legfontosabb kérdései mélyen emberiek. Talán ez a titka, hogy a szakmai ismeretekkel nem rendelkezők is nem szűnő kíváncsisággal fordulnak a csillagos ég egyre távolabbi tartományaiból észlelt jelekről és értelmezésükről szóló híradások felé.

Az egyik legelterjedtebben használt amerikai egyetemi kozmológia tankönyv húsz évvel ezelőtt így fogalmazott: "Az Olvasó szerencsésnek érezheti magát, hogy olyan korban él, amikor a tudomány már képes egy olyan alapvető mennyiséget, mint az Univerzum kora, egy kettes szorzófaktor bizonytalansága erejéig meghatározni." Az akkori adatok alapján az Univerzum korát 10 és 20 milliárd év közöttire becsülték.

A 20. század utolsó évtizedében felgyorsultak a kozmológiai megfigyelő kutatások. 2003 márciusa óta az Univerzum életkorára vonatkozó "hivatalos" adat: 13,5-13,9 milliárd év, azaz a 100%-os hiba helyére 2%-os bizonytalanság lépett. A belátható Univerzum "sugárirányú" mérete 13 milliárd fényév. Úgy tűnik, hogy egyéb méretek megadására nincs is szükség, mert a Világmindenség egésze, a megfigyelési pont helyzetétől függetlenül, gömbszerűen szimmetrikus tulajdonságokat mutat, bármely irányban végzünk is vizsgálatokat. Végül, az Univerzumot mozgató különféle anyagfajtáknak a láthatárunkon belülre eső együttes tömegét Galaxisunk (a Tejút) tömegének 1000 milliárdszorosára becsülik.

Szeretném, ha az előadás végére egyetérthetnénk abban, hogy a rohamosan pontosodó mérések és a mérési stratégiát meghatározó elméleti gondolkodás dinamikája következtében a kozmológia a 21. század egyik vezető természettudományos kutatási irányává alakul.

II. A Mindenség mérésének lehetőségéről

A Világmindenségre vonatkozó kutatás a legnagyobb léptékű méretskálán végzett megfigyelésekből igyekszik válaszolni a Mindenséget mozgató erők mibenlétét firtató kérdésekre. Kozmikus léptékű kísérletek végzésére nincs felhatalmazásunk egyetlen Univerzumunkban. Erre a kutatói megközelítésre teljes mértékben érvényes Isaac Newtonnak a Philosophia Naturalis Principia Mathematica (A természetfilozófia matematikai alapelvei) című munkájában, 1687-ben megfogalmazott célkitűzése: "A természetfilozófia feladata abban áll, hogy a mozgásjelenségekből következtessen a természeti erőkre, és ezeknek az erőknek az ismeretében találjon magyarázatot a többi jelenségre is."

A modern fizikának Galilei, Kepler és Newton munkásságával elindult története négy alapvető kölcsönhatást tárt fel. (Lásd erről Horváth Zalán előadását!) A mai kozmológusok e törvényeket hipotetikusan az Univerzum egészére érvényesnek fogadják el. Az egyre pontosabb megfigyelési programok stratégiáját e törvényekre alapozott előrejelzésekre építik. Az egyre távolabbi tartományokból érkező új tapasztalati tények értelmezésekor a kutatók azt is ellenőrzik, hogy a földi laboratóriumokban felfedezett kölcsönhatások irányítják-e az Univerzum távoli tartományainak történéseit is? Készen állnak arra, hogy a bennünket alkotó anyag elemi építőköveitől eltérő, új anyagfajtákat és köztük ható új erőket fedezzenek fel a "konzervatív" várakozásoktól esetleg eltérő megfigyelési eredmények hátterében. Az is kiderülhet, hogy a kölcsönhatások ma ismert törvényszerűségeinek története van, és milliárd évekkel korábban az anyag szerveződése a ma ismerttől eltérő törvényeknek engedelmeskedett.

Nem kívánok elhallgatni bizonyos súlyos kételyeket sem, amelyekkel a Mindenség egészére érvényes törvények létét és feltárhatóságát sok tudós is illeti. A modern fizika (és nyomában minden természettudományos kutatási irányzat) lényege a kísérlet, amely a jelenségeknek megfelelően kontrollált körülmények közötti ismételt előidézését és az eredményeknek a matematikai statisztika eszközeivel való megbízhatósági ellenőrzését is előírja. Nem világos, hogy egyetlen Univerzumunkat (amelynek neve is jelzi egyedülvalóságát) ilyen statisztikai jellegű jellemzéssel hogyan közelíthetjük meg. E korlátot hangsúlyozva sokan felvetik, nincs-e határa az újkori tudomány módszereivel a Világegyetem egészére feltehető és megválaszolható kérdéseknek? (Lásd erről Kroó Norbert előadását!) Előadásom azokról az erőfeszítésekről is szól, melyekkel a kutatók a tudományos módszerű megismerés érvényességi határait időben és térben egyre távolabb helyezik.

III. Az Univerzum kutatása: kozmikus archeológia

 A csillagász, az asztrofizikus, a kozmológus (akik ugyannak a tudományos nemzetségnek kissé eltérő "tájszólást" beszélő tagjai) az Univerzumot szinte kizárólag az elektromágneses sugárzást (azon belül fényt) kibocsátó objektumokat megfigyelve vizsgálja. (1. ábra) (Nagy reményeket fűznek a kizárólag gyenge kölcsönhatásban résztvevő neutrínók megfigyeléséből kapható információkhoz, de mindeddig csak egyetlen kivételes csillagászati esemény kapcsán sikerült Naprendszeren kívüli, azaz kozmikus neutrínókat detektálni. A potenciálisan egyedülálló információkat hordozó kozmológiai eredetű gravitációs hullámok kimutatása a növekvő erőfeszítések ellenére még évtizedeket várathat magára). A fény véges sebességgel halad, a Nap fénye 8 perc alatt ér a 150 millió km távolságra lévő Földre. A csillagászatban az 1 fényév, a fény által egy év, azaz 365 x 24 x 60 perc alatt megtett távolság használatos a távolság egységeként, ami a Nap-Föld távolság mintegy hatvanezerszerese. Több mint 10 milliárd évre van szüksége a fénynek ahhoz, hogy a megfigyelhető Univerzum legtávolabbi pontjából eljusson 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 Univerzum egész történetén áthaladó fény által hozott információk távolság, azaz korok szerinti szétválasztásának feladata közelíti a kozmológus munkáját az emberi múltat kutató régészéhez. Célunk, hogy megismerjük az Univerzum történetének egyes korszakait.

 A földi régész az ember által fokozatosan egymásra épített rétegek korát például a maradványok környezetében talált fémpénzek, cserepek és más dátumot hordozó tárgyak révén határolja be, a különböző korú rétegek törmelékes maradványait óvatos munkával szétválasztja egymástól (2. ábra). Az azonos korú törmelékekből megkísérli az egykori tárgy, épület, festmény stb. fizikai rekonstrukcióját. Ugyanígy vadászik a kozmológus is a korai Univerzum egy meghatározott korszakáról hírt adó, jellemző relikviákra. Ezek olyan tipikus kozmikus objektumok, jelenségek, amelyek elég egyszerűek ahhoz, hogy a fizika mérési eszközeivel tanulmányozhatók legyenek, és létrejöttük megértéséhez a fizika törvényeit hívhassuk segítségül.

Az igazi régészhez méltó végső 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 az elméleti fizikusi feladata, hogy értelmezze azt az összefüggést, mely valamely kozmikus jelenség és az Univerzum egészének mozgása között áll fenn.

 

A régész a római kort jellemző lakóházszerkezetek ismeretében jelentheti ki, hogy a szőnyi vásártéren fellelt töredékekből életre hívott freskó minden bizonnyal a ház mennyezetét, nem pedig oldalfalát diszítette (3. ábra). A szimbolikus ábrázolás figuráinak jelentését keresve megvizsgálja a 3-7. századból a Földközi tenger medencéjében ránk maradt, freskókat hordozó építményeket és felismeri, hogy ez az az időszak, amikor az épületek szerkezeti elemei között megjelenik a kupola. Az első kupolákban fellelt díszítő ábrázolások pedig a korabeli himnuszok és más műfajú leírások szerint mind az égbolthoz kapcsolódtak (még a templomokban is). Ez annál is könnyebben érthető, mert a görögök és a rómaiak főistenei Napistenek voltak, és tiszteletük természetes módon tartalmazta az ég jelenségeinek a templombeli megjelenítését. Egy ruhátlan nőalak és egy felé forduló ló együttesének megfelelőjét keresve az égbolt csillagképei között (4. ábra), rátalál az égbolton szomszédos Androméda és Pegazus csillagképekre. Ezek az ókor egyik közismert mitológiai történetét az égboltra vetítő csillagkép-család tagjai, s a Kassiopeia, a Cepheus, és a Cetus csillagképek társaságában az őszi északi égbolt egyik legjobban látható, az éjszakai tájékozódást segítő szegmensét foglalják el (5. ábra). Érdekes, hogy a régészek sokáig hajlottak a képnek egy tengeri csikón lovagoló Néreidával való azonosítására, amíg meg nem találták egy festménytöredéket, amely a lóalak patáját mutatta.

 Ezután a régész a klasszikafilológia ismeretanyagát hívja segítségül, hogy megfejtse a szőnyi freskón az állandó csillagok konstellációit szimbolizáló központi alakokat és a kép külső részén a földi évszakok változását illusztráló motívumokat egymástól elválasztó kettős körgyűrű kozmológiai jelentését (6. ábra). A földi légkör kék gyűrűje határolja a Föld (az anyag) szféráját és a belső, vörös tűzgyűrű által közrefogott éteri szférának köszönheti az égbolt a stabilitását. A levegő és az éter természetét megfogalmazó klasszikus szerzők művei a két tartományt összekapcsoló díszítő elemeket is jelentéssel ruházzák fel. A régész és a klasszikafilológus összefogásával kibontakozik előttünk a római kor univerzum-felfogása egy pannóniai villa termének falain. A részletek iránt is érdeklődő olvasó Borhy László tanulmányából

még arra a kérdésre is megkaphatja a választ, hogy a római kor írói szerint mi volt az állócsillagokon túli tartományban, a kilencedik szférában.

Az ELTE régészei Borhy László vezetésével - Harsányi Eszter és Kurovszky Zsófia festő-restaurátor művészek közreműködésével - Komárom-Szőnyben (római nevén Brigetióban) a kétezer évvel ezelőtti kozmológiai elképzelések ritka teljességű relikviáját rekonstruálták. A római kor falfestményeinek szakértői az elmúlt alig tíz év feltáró és értelmező munkája nyomán a komáromi Klapka Múzeumot a nemzetközi jelentőségű anyaggal rendelkező gyűjtemények közé sorolták. A tudománytörténeti érdeklődésű amatőr is tanulságos látogatást tehet itt.

A különböző kozmikus korszakok relikviáinak tanulmányozásával mi az Univerzum folyamatosan változó szerkezetét meghatározó fizikai hatások történetét kívánjuk rekonstruálni. A csillagászat és az asztrofizika eszközeivel három, jól megkülönböztethető korszakban keletkezett "kozmikus relikvia" tanulmányozása folyik:

• az Univerzum anyagszigetei, a galaxisok;
• a kozmikus háttérsugárzás;
• a kémiai elemek magjainak ős-szintézise.

Az elmúlt bő évtizedben az első két területen értek el kiemelkedő eredményeket, ezért alább ezekkel foglalkozom.

IV. Távolságmérés a kozmoszban

A közeli csillagászati objektumok méreteinek és távolságának megállapítására görög geométerek matematikailag pontos eljárásokat ajánlottak, amelyeket csak a mérést céltudatosan alkalmazó újkori tudomány tudott kielégítő pontossággal megvalósítani. A kis mérési pontosság tette elfogadhatóvá a Föld-középpontú ptolemaioszi Univerzumot. Az állócsillagok látszólagos mozgásának felfedezéséhez (parallaxis), amelyet Arisztotelész is a Föld mozgásának lehetséges bizonyítékaként fogalmazott meg, a megfigyelési pontosság fokozása vezetett. A parallaxis-mozgásra épülő távolságméréssel induló fejlődésről külön rövid áttekintést ad Patkós András tanulmánya, a továbbiakban azonban csak a modern kozmológiában, a kozmikus távolságok mérésében fontos szerepet játszó két újabb távolságmérési mód felvázolására van lehetőségünk.

A távolság mérését minden esetben viszonylag gyakori előfordulású, közel 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. Miután a teljesítmény a távolság négyzetével arányosan növekvő felületen oszlik szét, egyszerű összefüggés adja meg a csillag látszólagos fényességének csökkenését a távolság függvényében (7. ábra). Persze olyan jelenséget kell választanunk, amelyről okkal remélhetjük, hogy bekövetkeztének időpontjától független a jelenséget kísérő fénysugárzás teljesítménye.

 Első példánk története a 20. század első évtizedéig nyúlik vissza, amikor Henrietta Leavitt, amerikai csillagász vizsgálta Galaxisunknak, a Tejútnak azokat a csillagait, amelyek fényessége néhány napos periodicitással változik (8. ábra). Érdekes egybeesés, hogy az ilyen csillagok prototípusa a brigetiói égbolt-ábrázolás bővebb mitológiai csillagkép-családjának egyik tagjában, a Cepheusban elhelyezkedő egyik csillag, ezért e csillagokat Cepheidáknak hívják. Leavitt felfedezte, hogy az átlagos fényteljesítmény egyenletesen nő a pulzáció periódusidejének növekedésével (9. ábra). Ezzel a periódusidő mérésére vezette vissza a Cepheidák abszolút fényteljesítményének meghatározását. Ezt az észlelhető gyengébb fényességgel összevetve meghatározta az új objektumnak a referenciaként használt (ismert távolságú) Cepheidához képesti relatív távolságát.
 

Edwin Hubble azzal a felfedezésével "teremtette meg" a kozmológiát, amikor 1922-ben az Androméda csillagkép (megint egy ismerős!) irányában, egy szabad szemmel éppen látható, halvány foltként észlelhető csillaghalmazban sikerült egy Cepheidát kimutatnia. Ennek távolságára kétmillió fényév adódott, amivel Hubble bebizonyította, hogy a folt csillaghalmaza a Tejúttól távoli, független "Univerzum-sziget", mai szóval galaxis. A galaxiskatalógusokban az M31 nevet viselő Androméda galaxis (10. ábra) a hozzánk legközelebbi galaxis, amiből még ezer milliárd van az Univerzumban.

 A húszas években a csillagászok egyre több különálló galaxis létét bizonyították, és Hubble szisztematikusan vizsgálta az azokból érkező fény színképét. A földi spektroszkópusok által részletesen tanulmányozott hidrogén-színképet 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 hívják vöröseltolódásnak. Az az ábra, amely a vöröseltolódás függvényében mutatja az egyes galaxisok távolságát, a Hubble-diagram. Edwin Hubble 1929-ben talán tucatnyi galaxist ábrázolt ebben a diagramban, amelyek közül a legtávolabbi is alig 1%-os vöröseltolódást mutat (11. ábra). (képaláírás, ld. illusztlista) A Hubble-törvény a következő egyszerű megfogalmazásban állítható fel: a vöröseltolódás mértéke és a luminozitási távolság között egyenes arányosság áll fenn. Érdemes  a diagramon újabb adatokat is mutatni, amelyek igazolják, hogy az eredetinél sokszorta  nagyobb távolságra kiterjesztve is érvényes Hubble felfedezése.

 Ekkora távolságokon azonban a Cepheidákra alapozott távolságmérési módszer nem működik. A második példánkban szereplő változó fényességű standard fényforrásra Walter Baade már az 1930-as években felhívta a csillagászok figyelmét. Javaslata céltudatos megvalósítására az elmúlt évtizedben került csak sor. A késésnek az az oka, hogy az ún. Ia típusú szupernovák módszeres vizsgálata, a robbanás bekövetkeztének előreláthatatlansága miatt egy költséges készenléti szolgálat megtervezését és működtetését igényli. A távolságmérésre alkalmasnak tűnő, robbanó csillagok ún. kettős csillagrendszerben fordulnak elő (12. ábra). A kötött rendszer kisméretű csillag-tagjának gravitációs hatása óriáscsillag partnerének csillaglégköréből folyamatosan anyagot szivattyúz át. Növekvő tömege tömegvonzási hatásának saját nyomása egy tömeghatáron túllépve nem tud ellenállni, a csillag összeroppan, szupernóvaként villan fel. A közel azonos tömeg és anyagi összetétel okán ezeknek a felvillanásoknak az energiatartalma közel azonos, a kisugárzás fényességének időbeli lefutása is nagyon hasonló.
 1998-ban, közel tízéves gyűjtőmunka után, két csillagászcsoport egymástól függetlenül összesen 42 ún. SN Ia szupernova fénygörbéjét és látszólagos fényességét tette közzé, amelyek alapján sikerült azoknak a galaxisoknak a távolságát megállapítani, amelyekben a robbanás bekövetkezett. Közöttük 60-70%-os vöröseltolódást mutatók is voltak, aminek alapján immár jelentősen megnövekedett tartományban vizsgálható a Hubble-törvény érvényessége (13. ábra).
 
A Doppler osztrák fizikus által felfedezett, közismert hatás alapján a sugárzás színének észlelt vörösödését a forrás állandó sebességű távolodása okozza. Ezért a Hubble-törvény közismert megfogalmazása valójában a Világegyetem legfontosabb globális mozgástörvénye:

A galaxisok a távolságukkal arányban növekedő sebességgel távolodnak egymástól.

 Einstein azonnal felismerte, hogy ez az egyszerű szabályt követő tágulás összhangban van az általános relativitás elméletének egy Univerzum-modelljével, a felfedezőiről Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker Univerzumnak hívott rendszerrel. Az általános relativitás elmélete szerint a mozgást az Univerzum anyaga által hordozott energia hajtja. Az Univerzum tágulása a Föld felszínéről kilőtt rakéta távolodását követő lehetséges mozgástípusok egyikében végződik (14. ábra). 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. Az Univerzum jövőjét illetően tehát az átlagos energiasűrűségnek a kritikus értékhez viszonyított nagysága lép elő a legfontosabb kozmológiai paraméterként.

 Visszatérve az 1998-ban közzétett kiterjesztett Hubble-diagramhoz, a mérési pontokhoz berajzolhatnánk a nyitott (örökké táguló) és a zárt (végül összeomló) Világegyetem esetén a Hubble-törvénytől várt eltérést (15. ábra).  Bármelyik is valósuljon meg, minél hosszabb idő óta "van úton" egy galaxis, annál inkább lemarad a tömegvonzás lassító hatására az állandó ütemű tágulástól.  Egyben az egyenletes tágulást tükröző Hubble-törvény szerint vártnál fényesebbnek mutatkozik, azaz növekvő vöröseltolódással a Hubble-törvény alapján jósoltnál közelebbinek mérik a távolságát. A meglepetés bombája 2000-ben robbant, mert a 42 SN Ia mozgása nem lassuló, hanem gyorsuló Univerzum képére utalt. Eszerint az Univerzumunkat alkotó anyagnak kell, hogy legyen egy "antigravitáló" hatású összetevője is! Igaz, a szupernováknak a vártnál halványabb fénye esetleg egy közbenső fényelnyelő közegnek is tulajdonítható. Bruno Leibundgut, az Európai Déli Csillagvizsgáló vezető szupernova-szakértője 2003 júniusában, egy balatonfüredi nemzetközi doktori kurzuson arról számolt be, hogy növekvő érdeklődésnek és támogatásnak örvendő programjukban immár 155 SN Ia-t figyeltek meg, és az elfogadott, globális szervezésű megfigyelési programmal néhány év alatt 2000-re akarják növelni a megfigyelt szupernovák számát. Az objektumok vöröseltolódását a 120%-os értékig kívánják kitolni. A nagyobb számú szupernovát tartalmazó minta a már letapogatott tartományokon is finomabban rajzolja ki a tágulás megfigyelhető görbéjét. A vöröseltolódás szélesebb megfigyelési tartománya pedig lehetővé teszi, hogy az Univerzum globális mozgásának egyes alapesetei, az extragalaktikus por abszorbciós hatása és a mérési adatok közötti eltérés megítélhető legyen.

Megemlítjük, hogy a Hubble Űrteleszkóp által felfedezett egyik szupernova vöröseltolódásának nagyságáról folyó szakmai vita során, 2001-ben az ELTE akkori doktorandusza, Budavári Tamás módszere alapján olyan javaslat fogalmazódott meg, amelynek esetleges megerősítése perdöntő lehet az Univerzum tágulásának gyorsulását okozó antigravitációs hatás létezésének kérdésében. A 15. ábrán megjelöltem a fiatal kollégánk részvételével végzett elemzés publikált eredményét, amely nem értelmezhető galaxisközi abszorbcióval, ezért világosan kizárná a lassulva táguló Univerzum lehetőségét. De a fizika aranyszabálya szerint egy mérés nem mérés...

V. Az Univerzum galaxistérképei

 A modern asztrofizikai eszközök egyre halványabb fényforrások megfigyelésére képesek. A bennük használt fényképező eszközök a beérkező fotonok irány szerinti szétválasztásával az égbolt finomrajzolatú térképének felvételét teszik lehetővé. Hosszú expozíciós idővel adják össze a fényforrásokból származó fotonok energiáját az ún. CCD-csipekből felépített kamerákban. Ez a technika másfél évtized alatt forradalmian átalakította az amatőr fotósok életét is (16. ábra).

Az ezzel a technikával felszerelt Hubble Űrteleszkópot az égboltnak azokra a tartományaira irányították, amelyeket a hagyományos csillagászati eszközök tökéletesen sötétnek mutattak. Az eredmény drámai (17. ábra). Galaxisok és galaxis-halmazok sokasága tárulkozik fel egészen a négyszeresnél is nagyobb (430%-os) vöröseltolódás tartományáig. Az ismert legöregebb "galaxis-relikviák" felfedezésére vezető eljárás részletesebb leírását megtalálják Frei Zsolt tanulmányában.
Évtizedes előkészítés után, 1999-ben indult be a Sloan Alapítvány által támogatott digitális ég-térképezési program (SDSS), amely öt év alatt közel egymillió galaxis többszínű fényképét készíti el automatizáltan. A több színszűrős fényképsorozatot földi telepítésű teleszkóppal veszik fel (18. ábra). Egy magyar kutatók jelentős hozzájárulásával kidolgozott eljárást használva e fényképekből meghatározzák az objektumok vöröseltolódásának mértékét - erről bővebben olvashatnak Csabai István tanulmányában. A SDSS tartja a legnagyobb vöröseltolódású objektum (egy ún. kvazár, amelyről még nem bizonyított, hogy galaxis kapcsolható-e hozzá) megfigyelésének rekordját, amelyre az eltolódás 600%-os.

 

A Hubble-törvénytől való esetleges kismértékű eltérések nem változtatják meg a fő tendenciát: aminek nagyobb a vöröseltolódása, az távolabb van, azaz az Univerzum korábbi történeti pillanatáról ad hírt. A galaxisokat az égbolt irányai mentén a vöröseltolódásuk mértékében rendezve alakulnak ki a galaxistérképek, amelyek az Univerzum csillagcsomóinak szerkezetéről adnak információt (19. ábra). az égbolt egy szeletéről Az első ilyen térképet az 1980-as évek közepén tették közzé. A térképezés mélysége kevesebb, mint két évtized alatt óriásit lépett előre. Az előrehaladás jól érzékelhető, ha a vöröseltolódásnak a régi térképen elért legnagyobb értékét berajzoljuk a legújabb SDSS térképbe.

 A megfigyelt galaxistérképek kialakulását az elméleti kutatók megpróbálják az általános tömegvonzás newtoni törvényeinek segítségével értelmezni. Ennek a számítógépes kozmológiai kutatási iránynak a neve N-test szimuláció. Számításaikban egy-egy galaxis teljes tömegét pontszerű részecskékbe koncentrálják, és mozgásukat a Newton-törvénynek megfelelően modellezik szuperszámítógéppel. A legnagyobb méretű szimulációkban több millió galaxis mozgását követik, és kirajzolják helyzetük alakulását a vöröseltolódás csökkenésével, azaz a mai korhoz közelítve. Kiindulásul a legtávolabbi (legkorábbi, legnagyobb vöröseltolódáshoz tartozó) galaxisoknak az égbolton mért eloszlását választhatjuk. Természetesen az akkori jóval kisebb térfogatból kell a rendszert elindítani.  A későbbi eloszlást érzékenyen befolyásolja az Univerzum egészének egyidejű tágulási mozgása is (20. ábra). A számítógépes "Univerzum-fejlesztés" eredményeként kirajzolódó égtérképet összehasonlíthatjuk a megfigyeléssel.   A gyorsuló vagy a lassuló tágulásra kirajzolódó térképek közül az észleléssel legjobban egyezőhöz tartozó kozmológiai paramétereket igyekszünk meghatározni. Ránézésre talán nehéz különbséget tenni a különféle lehetséges Univerzumok galaxistérképei között, de a statisztikus elemzés (ún. korrelációs analízis) megbízható választ ad például arra a kérdésre is, hogy az Univerzum teljes energiájának mekkora hányadát hordozza a szokásos gravitációjú és mekkora hányadát az "antigravitációs" hatású (pontosabban gravitációsan nem csomósodó) anyagfajta. A jó egyezéshez e szerint a vizsgálat szerint jelentős, közel 70%-os részesedésű, gravitációsan összetömörödésre nem hajló, fényt nem kibocsátó ún. sötét energia jelenlétét kell feltételezni. Az Univerzum jelenlegi állapotában csak 30% a newtoni tömegvonzást követő anyag részesedése. Ez a becslés jól egyezik a gyorsuló tágulás értelmezéséhez legjobban illeszkedő anyagkoncentráció-összetételre nyert adatokkal.
 Vajon meddig egészíthető ki az égtérkép az egyre finomabb észlelési technikák révén felfedezett újabb és egyre távolabbi galaxisokkal? Más szóval, mikor jelentek meg az Univerzumban a legősibb galaxisok? Mi történik, ha a szuperszámítógépes szimulációt nem a kisebb vöröseltolódások irányában, hanem (időben visszafelé) a nagyobb vöröseltolódási értékek tartománya felé indítjuk útjára? George Gamow mutatott rá először az 1940-es években, hogy az Univerzum tágulási szakaszain visszafelé haladva egyre kisebb mérettartományba érkezünk, egyidejűleg a fizika törvényei szerint a hőmérséklet fokozatosan növekszik (21. ábra), ugyanúgy, ahogy egy 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. Visszajutunk 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 éppen elkezdtek csomósodni, az Univerzum mérete huszada vagy legfeljebb tizede volt a mainak. Ez nagyjából 12-13 milliárd évvel ezelőtt köveetkezett be. A jobb híján ősgalaxisoknak nevezhető első anyagcsomók egészen más képet mutattak, mint viszonylag fiatal társaik, hiszen a csillagokat fűtő nukleáris reakciók ebben a viszonylag egyenletes eloszlású gázban még nem indultak be, az átlagos mozgási energiával mozgó atomok közötti ütközésekben atomfizikai gerjesztés és ezt követő fénykibocsátás nem következik be. Az Univerzumban a méret csökkenésével a sötétség korszakába érünk vissza. Ebben a csillagokat megelőző korban ráismerhetünk a csillagokon (galaxisokon) túli szférára, amelyet a görögök nyomán Cicero Nyxnek hívott!

Feltehetjük a kérdést, remélhet-e a kozmológus olyan relikviát, amely a Mindenség még korábbi korszakából hoz információt, amikor semmiféle, a hagyományos csillagászat mérettartományába eső struktúra nem létezett? Lehetséges-e az ősgalaxisok csomósodásának módjához, majd a mai galaxiseloszláshoz vezető út legelejét megismernünk? A tovább forrósodó gázkeverék relikviái után kutatva elhagyjuk a szokásos csillagászati jelenségek tartományát. A kvantumfizika válik a kutatás fő eszközévé.

VI. A sötét anyag

A mikrofizikai kutatás kozmológiai fontosságát még egy nagyon fontos jelenségkör alapján is megérthetjük. Ez a közbeiktatott fejezet arra keresi a választ, hogy az Univerzum teljes anyagában 30%-nyi részesedésű, szokásos módon gravitáló anyag összetételében mekkora a bennünket alkotó atomok és molekulák részaránya. Ebben a kérdésben a galaxisokat alkotó csillagok, illetve nagyobb méretskálán a galaxisok alkotta halmazok mozgásának részletei adnak felvilágosítást.

 

A galaxishalmazokban résztvevő galaxisok ugyanolyan kötött rendszert alkotnak, mint a Naprendszer bolygói (22. ábra). A halmaz egésze együtt sodródik a Hubble-törvényt követve a táguló Univerzumban, de az egyes tagok közötti tömegvonzás e mozgásra zárt pályán való száguldást is "rárajzol", amelynek jellemző sebessége 1000 km/s. A galaxisok közötti teret forró gáz tölti ki, amelynek hőmérsékletét abból a tényből lehet megbecsülni, hogy elektromágneses sugárzása a röntgen-tartományban igen intenzív (23. ábra), éppen ebből tudjuk, hogy a galaxisközi gáz többezer fokos. Ezen a hőmérsékleten minden anyag, amely elektromágneses kölcsönhatásra képes, világít. Ezért nem várható, hogy a bennünket alkotó anyag kisebb darabkái, amelyeket "barna törpéknek" is neveznek, megbújnának ebben a rendszerben.

 A világító anyag mennyiségére a gáz és a galaxisok sugárzási intenzitásának elemzéséből megbízható becsléseket lehet tenni. A galaxishalmaz teljes tömegét több független módszerrel is meg lehet becsülni, ezek közül egy nagyon látványos optikai effektus segítségével végrehajtott becslést mutatunk be. A nagy tömegek közelében elhaladó fény elhajlásának jelensége is felhasználható a tömeg nagyságának megmérésére. A fény elhajlásának az észlelése a Nap környezetében az általános relativitás elméletének egyik első bizonyítéka volt. Egy galaxishalmaz tömege a Nap tömegének több milliárdszorosa, ezért a hatás sokkal látványosabb (24. ábra). Látható, hogy a képen a galaxishalmaz centruma körül teljesen ellipszissé torzult a valóságban gömbszerű alakzatok képe. A leképezés számszerű értékelésének konklúziója az, hogy a galaxishalmaz össztömegének csak mintegy 4-5%-a található a taggalaxisokban és 10-15%-a a forró galaxisközi gázban. A többi az ismeretlen sötét anyag. Kisebb skálán vizsgálták annak lehetőségét, hogy a nem világító anyag egy része az ismert anyagfajták hideg csomóiból, úgynevezett barna törpékből áll. A galaxisunkban végzett megfigyelések szerint e csomók járuléka elhanyagolható. Az elemi részek fizikájának egyik legfontosabb kihívása annak a mindeddig ismeretlen, valószínűleg nagytömegű részecskének a felfedezése, amely a sötét anyag meghatározó komponense.
 Az N-test szimulációk kapcsán beszéltünk róla, hogy a newtoni gravitációt kifejtő anyagfajták nagyjából 30%-át teszik ki az Univerzum alkotórészeinek. A galaxishalmazokra épülő becslésünkből megérthetjük, hogy a bennünket alkotó anyag, azaz a fényt kibocsátani képes alkotórészek (az elektron, a kvarkok és társaik) nem több mint 5%-os súllyal rendelkeznek az Univerzum teljes anyagában. Ezt a következtetést más, még korábbi kozmológiai korok relikviáinak elemzése is megerősíti. Nehéz beletörődni, hogy mindaz, amit az emberi tudomány az Univerzum anyagából mindmáig képes volt megragadni, ilyen kis részt jelent csak. A tudomány kalandjának lezárhatatlan folyamatában azonban új fejezetek nyílnak a kíváncsi ember előtt.

VII. A kozmikus háttérsugárzásba kódolt Világtörténelem

 Az Univerzum egyre korábbi történetébe való visszahatolást ott hagytuk félbe, amikor eltűntek a gravitációval összehúzott (aggregált) struktúrák, és az Univerzumot helyről helyre kissé ingadozó, de többé-kevésbé azonos sűrűségű atomos gázkeverék töltötte ki. Ezt a keveréket a legelemibb atomok, tehát szinte kizárólag hidrogén és hélium alkotta. Az időben visszafelé haladva Gamow, Alpher és Hermann 1948-ban rámutattak, hogy a felforrósodó gáz ütközései egyszer csak elérik az ionizációs küszöböt, legelsőként a hidrogénét (25. ábra). 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 az e korszakot megelőző időszakban kibocsátott fény nem juthat el!

Most fordítsuk meg az időnyíl irányát, és vizsgáljuk a hidrogén ionizációs küszöbe környékén bekövetkezett eseményeket az Univerzum hűlésének (tágulásának) folyamatában. A fotonok hullámhossza az Univerzum méretének növekedésével egyre vörösebb lesz. Az a vöröseltolódási érték, amelynél a fotonok átlagos energiája már nem elég az időről időre hidrogénmolekulává kapcsolódó elektron és proton szétválasztásához, a földi hidrogén spektrumához képest kb. 110000% (!). Ekkor az Univerzum mérete a mainak nagyjából ezrede volt. Ezt a rekombinációnak nevezett jelenséget követően a közel egyenletesen eloszló gáz nem bocsát ki fotonokat, és nem is nyeli azokat el. A rekombináció időszakától mindmáig fotonokkal van tele a Világegyetem, amelyek frekvenciája egyre jobban vörösödik a Világegyetem 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 elfogadott értéke 2,725 Kelvin (az utolsó értékes jegy lehet 3 vagy 7 is). 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 elsőként. Felfedezésükért méltán kaphattak volna régészeti Nobel-díjat, ha létezne olyan. Így maradt a fizikai.

Az egykori forró gázkeverék sűrűsége követte a gravitációt meghatározó sötét anyag sűrűségeloszlásában fellépő kis egyenetlenségeket. Egyben a különböző töltések közötti erőhatás rezgéseket eredményez az egyensúlyi helyzet körül. A rezgésekben a sűrűsödések és ritkulások rajzolata ugyanúgy határozható meg a gömb szimmetriájával bíró Univerzumban, mint  egy rezgő rugalmas lapra rászórt homokszemek eloszlásában  kialakuló sűrűsödési és ritkulási ábrák (lásd az animációt) ^|1}| . Chladni-ábra kialakulása egy rezgő rugalmas lapon. Ezek miatt az ingadozások miatt a háttérsugárzás fotonjainak hőmérsékletében az égbolt különböző irányaiban kis ingadozást várnak. A sűrűbb helyekről nagyobb, a ritkábbakból kisebb frekvenciájú fotonok indultak el az Univerzumot átszelő útjukra. Az ingadozás amplitúdójának az átlaghoz viszonyított nagyságára először 1992-ben tudtak számszerű becslést adni a Cosmic Background Explorer (COBE) mesterséges holdon elhelyezett mikrohullámú detektorok által észlelt sugárzás elemzésével (26. ábra).

 

Az energiasűrűség relatív ingadozása az átlaghoz képest nagyon kicsinek bizonyult: 1 rész a 100 000-ben, ami a mikro-Kelvin skálán észlelhető. Ez a kis ingadozás egy biliárdgolyó felszínének "rücskösségével" hasonlítható össze. A legkisebb szögkülönbség, amelynek hőmérsékleti differenciáját mérni tudták, 7 fok volt. 1998 és 2001 között az Antarktiszról léggömbön a magaslégkörbe feljuttatott mérőállomással sikerült a hőmérséklet különböző irányban mért értékei közötti ingadozásokat egy fok eltérésű irányokra is megmérni (27. és 28. ábra).

Miért fontos ez?

 A plazma sűrűségingadozásai különböző amplitúdójú sűrűsödési hullámokból állnak össze. Korrelált (kauzális kapcsolatban álló) sugárzást akkora tartományból várhatunk, amekkorát a hullámok az Ősrobbanás pillanatától a sugárzás kibocsátásáig eltelt 300 ezer évben megtettek. Ez a távolság az égbolton legfeljebb 1-2 fok szögkülönbségű tartományt borít be (29. ábra). A kis szögeltérésű irányok közötti fotonhőmérsékleti eltérés részletes megismerése alapján megismerhetjük a kibocsátás korszakában uralkodó sűrűségingadozásokat. Ezek teljes ismerete lehetővé teszi, hogy a táguló Univerzum gravitációs egyenleteiben kezdeti adatként szerepeljenek, és a gravitációs hatásukat figyelembe vevő szuperszámítógépes megoldással eljussunk a galaxistérképek legnagyobb vöröseltolódáshoz tartozó szerkezetéig! Ha ezt az utat is sikerül bejárni, akkor a mai galaxistérképet visszavezettük a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 13 milliárd évvel ezelőtti korszakában uralkodó sűrűségviszonyokra!

 Ez indokolta, hogy a NASA 2001 kora nyarán újabb mesterséges holdas mérőállomást lőjön fel, amely a Wilkinson Microwave Ansitoropy Probe (WMAP) nevet viseli és 10 szögperces iránykülönbségre is képes megmérni a sugárzás hőmérsékleti különbségét. Ennek a missziónak az első évéből származó adatokat 2003 februárjában tették közzé. A 30. ábra Van Gogh híres festményének példáján mutatja be, hogyan változik a szögkülönbségbeli feloldóképesség növelésével a téli éjszaka képe. (30. ábra) A minden eddiginél finomabb mikrohullámú égtérképre alapozott számítások vezettek a kozmológiai paramétereknek az előadás elején ismertetett pontosságú meghatározásához. 2007-ben az Európai Űrügynökség is felbocsátja PLANCK nevű misszióját, amelynek szögfeloldása eléri a szögpercet.

Az eddigi műholdas és léggömbös kísérletek elemzése alapján úgy tűnik, hogy a standard földi atomfizika tökéletesen leírja a korai Univerzumot kitöltő elektron-protonplazma sűrűségének ingadozásait a kauzális kölcsönhatásokkal összekötött tartományokban. A sötét anyag és a sötét energia mibenlétének kiderítéséhez ugyan túl kell lépni az ismert mikroszkopikus kölcsönhatásokon, de a galaxisok kialakulásának dinamikájában csak gravitációs kölcsönhatásaik játszanak szerepet.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás leírt tulajdonságai között mégis van egy, amely érthetetlen. Ez a háttérsugárzás kibocsátását megelőző fejlődési időszakban speciális dinamikájú szakaszt kényszerít ki, amely várakozásaink szerint a forró Univerzum korszakát megelőző történetbe ad betekintést.

VIII. A háttérsugárzás hihetetlen irányfüggetlensége

Az igazi szenzációt okozó rejtély létezése valójában már 1992-ben, a COBE mesterséges hold eredményeinek közzétételével kísérleti megerősítést nyert. Alan Guth, amerikai részecskefizikus már 1981-ben feltételezte, hogy 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. A 7 foknál nagyobb szögkülönbségű tartományok között tapasztalt szinkronizáció (a biliárdgolyó simaságú hőmérsékleti kép) látszólag akauzális kapcsolat létét látszik bizonyítani a Világegyetem távoli tartományai között. Guth javaslatot tett olyan, a Forró Univerzumot megelőző dinamikára, amely a kauzalitás sérelme nélkül eredményezhette ezt a helyzetet.

 Egy extrém rövid, korai szakasz közbeiktatását javasolta, amely a zérus hőmérsékletű hideg és a tetszőlegesen végtelen kiterjedésű Világmindenség egy egészen kis tartományában következhet be. Az atomok és elemi részecskék világában fellépő ingadozások hullámszerű koherenciáját csodálatos kísérletek alapján hozzáértő és laikus egyaránt biztos tényként kezeli. (Emlékezzenek a Mihály György és Sólyom Jenő előadásain látott kísérletekre). Az ősrobbanás kiindulásául szolgáló tartomány mérete az atomfizikai tartományoknál kifejezhetetlenül kisebb, az ún. Planck-hosszúsággal jellemezhető. A hipotetikus folyamat lényege az, hogy véletlen ingadozás következtében óriási energia koncentrálódik ebbe a tartományba. A kisenergiájú alapállapotba való visszatérés extrém gyors tágulási folyamattal (infláció) valósul meg (31. ábra), amelynek eredményeként a kis tartomány mérete robbanásszerűen makroszkopikussá nő. Az elemi kvantumos kölcsönhatásokkal összecsatolt sűrűségingadozások összehangoltságuk elvesztése nélkül szintén makroszkopikussá alakulnak. A kiinduló makroszkopikus sűrűségingadozások mikrofizikai ismereteink alapján számíthatók, és ezekből meghatározták a mikrohullámú háttérsugárzás kibocsátásának korszakában érvényes sűrűségingadozásokat is. Meghatározott jóslatok tehetők az Univerzummá növekvő térrész energiasűrűségére, a különböző frekvenciájú sűrűségingadozások egymáshoz viszonyított erősségére. Mindezeket a jóslatokat a háttérsugárzás pontos mérésével vethetjük össze. A hideg inflációs korszakot követő felforrósodás elképzelésének helyességét a WMAP űrszonda legutóbbi mérései meggyőzően megerősítették. Az észlelt kis eltérések elemzése elindítotja azt a folyamatot, amelyben a nagyszámú, létezhető inflációs modell közül kiválasztják azt, amely Univerzumunkban meg is valósul.
 Egy végtelen kiterjedésű hideg kvantumvilágban több független inflációs esemény is bekövetkezhet (32. ábra).
Így bizonyos gyakorisággal rendszeresen (jelenleg is) jöhetnek létre Univerzumunkhoz hasonló világok, amelyek későbbi fejlődése egymástól független. A kialakuló Világegyetemek között nincs kölcsönhatás, az egyes világok kozmológiai paraméterei különbözhetnek, az ott ható természeti törvények mások, ezért bennük különböző világtörténetek zajlanak le. Ez a multiverzum elképzelése, amely az Univerzumunk méréséből szerzett adatok értelmezésének feladatát a fizikát jellemző statisztikus gondolatkörbe vezeti. Univerzumunk egy a sok létezhető között!

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.