Kozmológia: Az Univerzum történetének tudománya

Megjósolható-e a Világegyetem múltja?

 Az Univerzumra vonatkozó csillagászati-fizikai kutatások az elmúlt, alig nyolcvan évben óriásira tágították azt a tértartományt, ahol eredményesen alkalmazható a jelenségek értelmezésére az einsteini gravitációelmélet és a kvantumfizika ötvözéséből létrejött kozmológiai megközelítés. A távoli kozmikus objektumokról hírt hozó, véges sebességgel terjedő jelek forrásainak téridőbeli elhelyezése révén egyre mélyebbre hatolunk be a Világegyetem múltjába. A Világegyetem térképéhez oly módon rajzolunk hozzá újabb univerzum-szigeteket, szigetcsoportokat, hogy helyüket és természetüket meghatározva, ezek azonnal kapaszkodóul szolgálnak a távolabb lépéshez. A kozmológiai törvények sikeressége azon múlik, hogy mennyire képesek előre láttatni a kozmikus múlt feltáruló jelenségeit.

A térben és időben egyre távolabbi tartományokból származó információk beépítése a kozmológia törvényrendszerébe két alapvető nehézséggel küzd. A gyakorlatiasabb az, hogy a megfigyelt jelenségek körében és a megfigyelések pontosságában az elmúlt évtizedben bekövetkezett robbanásszerű fejlődés ellenére a kozmológiai paraméterek természetére vonatkozó elképzelések helyességét ellenőrző eljárások száma épp hogy elegendő a paraméterek közötti kapcsolatok megállapítására. Egyelőre szó sincs a kozmológiai rendszer ellentmondásmentességének sokszorosan "túlbiztosított", keresztül-kasul teszteléséről. Az "elmaradás" a fizika mintaadó ismeretrendszereinek helyzetétől jelentős fejlődést igényel és ígér.

A legfontosabb kozmológiai paraméterek értékeinek bizonytalanságát az ún. precíziós kozmológia korszakának beindulását követően sikerült 5 % alá szorítani. Ehhez a kijelentéshez azonban egy alapvető, alig leküzdhető elvi probléma kapcsolódik. Vajon minősíthető-e a megfigyelhető egyetlen Univerzumunk egészének természetéről végzett észlelések értelmezésének helyessége a matematikai statisztika segítségével? Ha csak egyetlen mérést végezhetünk, vajon van-e mód a paraméter pontos értékének meghatározására? Ha az átlagra vonatkozó elméleti előrejelzéstől eltérő eredményt mérünk, vajon rossz az elmélet, vagy a várható érték körüli statisztikai ingadozás jól ismert esetével állunk szemben?

Ez a kozmikus variancia problémája, amely a kozmológia fejlődésének történetét átjárja. Az egyediség, az egyszeri megfigyelhetőség természetes az emberi társadalom történetében lejátszódó folyamatok jelentős részével kapcsolatban. Ez a hasonlatosság megkérdőjelezheti a kozmológiának a természettudományos kutatások közé való besorolhatóságát. Soha nem veszíthetjük szemünk elől Willem de Sitternek, a kozmológia egyik megalapítójának mondását: "Minden, az Univerzum egészére vonatkozó állítás hihetetlen extrapoláción alapszik, amely nagyon veszélyes művelet!"

"A távolságot mint üveggolyót..."

Az 1920-as évekre visszatekintve méltán állítható, hogy a Világegyetemre akkor nyert ismeretek jelentősége vetekszik a kvantummechanika megalkotásáéval. A kvantumfizikához vezető úton a hidrogénatom vonalas színképe volt az "arkhimédeszi pont". A korabeli csillagászok a spirális ködöknek nevezett égi objektumok természetéről és a megfigyelőtől mért távolságukról folytatott vitában ragadták meg azt a gondolati konstrukciót, amely mindmáig a kozmológia vezérfonalaként szolgál. Az európai természettudomány teljesítményét kiemelő tudománytörténeti neveltetésünk számára meghökkentő módon a kozmológia kialakulásához vezető megfigyeléseket és az értelmezésükről folytatott vitákat javarészt az Újvilág csillagászainak köszönhetjük. E körülmény megértéséhez megjegyzendő, hogy a korszak legnagyobb távcsöve, amely végül felismerhetővé tette a spirális ködök szélein elhelyezkedő önálló csillagokat, a Mt. Wilson Obszervatórium 100 hüvelykes tükrös teleszkópja volt.

A XX. század elejére a csillagászati távolságmérésnek a csillagok látszólagos parallaktikus mozgásán alapuló közvetlen módszere elérte teljesítőképességének korabeli határait. A látszó fényességek összehasonlítása lehetővé teszi a relatív távolságok meghatározását. A csillagok természetére vonatkozó fizikai ismeretek lényegi hiányában az abszolút fényességre és ezzel az abszolút távolság standardjainak távolabbi tartományban is használható kialakítására még nem nyílott lehetőség. A távolságbecslés javasolt módszerei mindegyikének hátterében az a megalapozatlan feltevés húzódott meg, amely szerint a mi galaktikus környezetünk csillagainak tulajdonságai (méret, tömeg, spektrum) tipikusak, azaz a távoli csillagrendszerekben is azonos az egyes fajták előfordulási gyakorisága. Erre alapozva a következő távolságbecslési javaslatok születtek:

* A különböző tartományokban található legfényesebb csillagok összegzett látszó fényességeinek arányítása ahhoz a hozzánk közeli tartományéhoz, amelyben a parallaxis módszere alkalmazható;

* A cefeida típusú változócsillagok periódusa és abszolút fényessége között Henrietta Leavitt által felfedezett összefüggés érvényességének általános elfogadása és alkalmazása a két Magellán-felhőn túl terjedő, távoli tartományokra is;

* A spirális ködökben észlelt csillagfelfényesedések, a nóvák természetének azonosítása a szűkebb környezetünkben fellépett hasonló jelenségekkel, és relatív fényességük használata távolságbecslésre.

Harlow Shapley az 1910-es évek végén mindezen módszerek széleskörű alkalmazásával arra következtetett, hogy a Tejútrendszer az addigi becsléseknél egy nagyságrenddel nagyobb. A spirális ködök kivételével minden addig észlelt objektumot a mi galaxisunkba sorolt, és a Tejútrendszernek 300 ezer fényéves méretet javasolt. A spirális ködöket a galaxisunkból éppen kiszakadó objektumoknak vélte. Anyagukra tisztázatlan eredetű taszító erő hatását feltételezte, amely magyarázná egy másik amerikai csillagász, Vesto Melvin Slipher 1914-es észrevételét, miszerint e ködök javarészt távolodnak tőlünk.

1920. áprilisában, a Harvard Smithsonian Intézetben szervezett nyilvános vitán e nézetek opponense, Heber Doust Curtis ízeire szedte a távolságmeghatározás fenti módszereinek elvi és gyakorlati bizonytalanságait, és kiállt a Tejútrendszer méretének előző, néhány tízezer fényévre becsült értéke mellett. Érvelése középpontjában a spirális ködök önálló, a mi galaxisunkhoz hasonló szerkezetű univerzum-szigetként való értelmezése állt. Az ellentmondások feloldása nélkül zárult vitában 1923-ban Edwin Hubble megfigyelése hozott szintézist. A Mt. Wilson óriástávcsövével ő talált rá az Androméda-köd szélén egy cefeida típusú változócsillagra, amelyre a periódusidő - abszolút fényesség reláció alkalmazásával kétmillió fényév távolság adódott. Bebizonyosodott, hogy a spirális ködök önálló galaxisok.

A XX. sz. elején kezdeményezett távolságbecslési módszerek tökéletesítése mindmáig folytatódik, immár a csillagok természetére vonatkozó nukleáris fizikai ismeretek birtokában.A "kozmikus kilométerkövek" még nagyobb távolságokon való észleléséhez hamarosan a szupernóvák felvillanási fényességénél is nagyobb energiát felszabadító objektumok megfigyelésére lehet szükség. Komoly erőfeszítések történnek a gammakitörések természetének megismerésére. Végül a fény által 12-13 milliárd év alatt bejárható távolságokig lehet képes a csillagászat fényességen alapuló távolságmérésre.

A Shapley-Curtis-vitából visszamaradt utolsó rejtélyt, a spirális galaxisokat "távolító erőhatás" mibenlétét igyekezett tisztázni Hubble, amikor a húszas években felfedezett galaxisok távolodási sebességét jelző színképvonal-eltolódás (az ún. vöröseltolódás) és a fényességi távolság kapcsolatát kutatta. 1929-ben közzétett cikkének [1] ábrája világosan mutatja, hogy a két mennyiség között pozitív korreláció van. Mindazonáltal óriási bátorságra volt szüksége a két mennyiség közötti egyenes arányosság, a Hubble-törvény kimondásához. Ezen a ponton kapcsolódhatott be az észlelések értelmezésébe az elméleti fizika. Az ún. kozmológiai elvet - a newtoni(!) gravitáció hatása alatti gázáramlásnak azt a feltételezett tulajdonságát, hogy az áramlási kép független a megfigyelő vonatkoztatási rendszerétől - alkalmazva, azonnal adódik a Hubble-törvény. Ehhez a felismeréshez "csak" arra volt szükség, hogy állandósult állapotú helyett radiálisan táguló-összehúzódó Univerzumot leíró megoldást keressünk. E lehetőséget már a XIX. század végén leírták, de az 1960-as évek végéig folyt az állandósult állapotú világegyetem híveinek utóvédharca. A Hubble által megfigyelt galaxisok igen közeliek (spektrumuk vöröseltolódása nem haladja meg a 0,01 %-ot), távolodási sebességük a fénysebesség töredéke, azaz a klasszikus newtoni mechanika jól írja le a mozgásukat. A galaxisok globális távolodó mozgásának a relativitáselmélet által jósolt eltérése(!) a Hubble-törvény eredeti alakjától csupán az elmúlt évtizednek két-három nagyságrenddel nagyobb mélységű megfigyeléseinek értelmezésekor vált bizonyíthatóvá.

1.ábra

A táguló Univerzum jövőbeli történetének megjóslásában még határozottabb szerepet kap az általános relativitáselmélet. A tágulás során a fotonokban és neutrínókban tárolt energia sűrűsége a nagy tömegű részecskékből álló, nem-relativisztikus anyagban tárolt értéknél gyorsabban csökken (mert vöröseltolódást is szenved). Ha a részecskefajtáknak van egy olyan állapotú komponense, amely igen kis energiasűrűségénél fogva akár mindmáig észrevehetetlen járulékot adott, ám a nem-relativisztikus anyagnál is lassabban hígul, akkor ez a komponens egyszer meghatározóvá válhat (esetleg már azzá is vált). Ha ez a komponens nincs egyensúlyban, amit például negatív nyomása is jelezhet, akkor gravitációs hatása az általános relativitáselmélet szerint akár gyorsulást eredményező taszításba (antigravitációba) is átfordulhat. E komponens jelenlétét a galaxismozgásnak a Hubble-törvénytől való sajátos eltérése jelezheti. Ez az eshetőség tovább növeli a kozmikus távolságskála minél pontosabb és minél távolabbi tartományokra való kiterjesztésének jelentőségét.

A galaxisok abszolút fényességének meghatározásában a globális mozgás leválasztása után a galaxist alkotó csillagok (avagy a galaxishalmazt alkotó galaxisok és a galaxisközi gáz) visszamaradó saját (pekuliáris) mozgása jelentős szerepet kap. Ennek a mozgásnak a tulajdonságai annál inkább közelítenek egy gáz részecskéinek (véletlenszerű) hőmozgásához, minél régebbi a galaxis (elliptikus galaxisokban sokkal jobban teljesül, mint a fiatalabb spirálisokban). A mozgás sebességének négyzetes átlaga egyfajta hőmérsékletként értelmezhető, és arányos a galaxis sugárzásának abszolút intenzitásával (ezt a kapcsolatot spirális galaxisok esetére a Tully-Fisher-, elliptikusokéra a Faber-Jackson-relációk számszerűsítik). A mozgás részletes tanulmányozása tehát önmaga is ad eszközöket, amelyek a távolságok meghatározásához, illetve a különböző módszerrel történt becslések összhangjának ellenőrzéséhez járulnak hozzá.

Érdemes felfigyelni itt arra, hogy egy-egy galaxis alaki, belső dinamikai megjelenése mai felfogásunk szerint immár függ keletkezésének időpontjától. Azaz az állandósult állapotú univerzumról való lemondással együtt azt a feltételezést is feladtuk, hogy az Univerzum tetszőleges kozmikus téridő-tartományban azonos képet mutatna számunkra. A galaxisok és galaxishalmazok képe időben visszafelé haladva szisztematikusan változik, amelynek észlelésére vonatkozó várakozásaink kidolgozása és összevetése a legősibb galaxisokon végzendő megfigyelésekkel a modern csillagászat egyik nagyon nehéz feladata.

"...száz ezer éve nézem, amit meglátok hirtelen..."

A galaxisok és az azokat alkotó csillagok keletkezése és fejlődése összetett folyamat, amelyet nem-lineáris módon befolyásol a gravitáció. Ez a kutatási irányzat ma elsősorban az elemzésre használható egységes formátumú adathalmaz nagyságának növelésére (például a nagy galaxiskatalógusok létrehozására) koncentrál. Az Univerzum történetének a galaxisok létrejöttét megelőző korszakaiból származó jelei jóval egyszerűbb fizikai helyzetet tükröznek, amelyben az elemi kvantumos kölcsönhatások csupán lineárisan csatolódnak a gravitációval.

Ebből az időszakból két jól azonosítható kozmológiai ősjelet (relikviát) lehet egyre részletesebben vizsgálni: a könnyű elemek atommagjainak ős-szintéziséből származó anyagfajták kozmikus elterjedtségét és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást (KMH). Utóbbinak mai állapota nagyon nagy (~10^-5) relatív pontossággal megfelel az Univerzumot homogén módon kitöltő, T=2,725 K hőmérsékletű termikus elektromágneses sugárzásnak, amely a tágulás következtében hűlt erre a hőmérsékletre a kibocsátásakor fennálló kb. 2800 K-ről. Csakis ebben az atomfizikai szempontból magas hőmérsékletű korban, az atomi rekombináció korában volt a fény és anyag kölcsönhatása elég intenzív a hőmérsékleti egyensúly kialakításához. Tehát biztosak lehetünk abban, hogy az ősrobbanás után 3-400 ezer évvel az Univerzum egészét termikus egyensúlyban lévő gázkeverék töltötte ki.

A könnyű atommagoknak az ősrobbanást követő első húsz percben végbement ős-szintéziséből származó nukleáris anyag a csillagok fúziós reaktoraiban újraprocesszálódott, s ez megnehezíti a következtetést az eredeti izotóparányokra. A későbbi kozmikus korszakokból származó "rárakódásoktól" megtisztított ősi (primordiális) nukleáris anyagkoncentráció észlelt értékeit a termikus egyensúlyi állapotú proton-neutron keverékben végbemenő folyamatokra vonatkozó jóslatokkal vetik össze. Egyetlen paraméter alkalmas értékű megválasztásával a hidrogén mellett további négy könnyű mag (D, ³He, ⁴He és ⁷Li) primordiális elterjedtségére adható becslés. A lejátszódó magreakciók átmeneti valószínűségeinek kiszámításához használt termikus modell fizikai elvei egyeznek a Napban folyó, illetve a földi laboratóriumokban tanulmányozott fúziós folyamatok értelmezésére és tervezésére használtakkal. Az észlelésekkel sikeresen összevetve az ősrobbanást követő első perc végétől a huszadik percig tartó korszakra vonatkozóan elvégzett számítások eredményeit, bizonyítottnak vesszük a forró egyensúlyi Univerzum egészen korai létezését. Az egyensúlyhoz vezető még korábbi út az elméleti spekulációk terepe volt a legutóbbi időkig...

Jelenleg és a közeljövőben számos megfigyelési projektet hajtanak végre e két korszak növekvő részletességű megismerésére. Mindkettőből információk szerezhetők a legfontosabb kozmológiai paraméterekre (elsősorban a teljes anyag és azon belül a barionikus anyag sűrűségére és összetételére). A kozmológia tudományos elméletének első nagy vizsgája abban áll, hogy e két egészen különböző fizikai jelenséggel meghatározott korszakból a paraméterekre levont következtetések az egyre pontosabb észlelések tükrében is megtartják-e koherenciájukat. A cikk hátralévő részében a projektekből 2003 végéig leszűrt konklúziókat foglalom össze. A galaxistérképekből levonható következtetések kozmológiai jelentősége egyre nő, de alább (terjedelmi korlátok és az értelmezésnek fentebb jelzett némely kevéssé értett vonatkozása miatt) csak utalok rájuk.

A könnyű elemek atommagjainak felépülése [2] akkor kezdődhetett meg, amikor a proton és a neutron ütközéséből kialakuló deuteron magot (a nehézhidrogén, azaz a deutérium atommagját) az igen nagyszámú, de a tágulás miatt csökkenő energiájú fotonok nem tudták szétverni. Ez jóval azután következett be, hogy a protonokat és neutronokat egymásba átalakító gyenge kölcsönhatási folyamatok sebessége a tágulás üteme alá csökkent. Ettől kezdve a proton és a neutron koncentrációjának hányadosa közel állandó, amelyet a két nukleon közötti tömegkülönbség egyértelműen meghatároz. A neutron gyenge bomlása miatt ez a hányados lassan változik, amit a deuteront eredményező reakció tárgyalásakor figyelembe vettek. Miután a nukleonok kötési energiája az említett magok közül a hélium ⁴He izotópjában a legnagyobb, a deuteron, a triton (a tricium magja) és a hélium ³He izotópja szinte teljes egészében ebbe a magba alakult át. Az a tény, hogy az Univerzum barionikus anyaga tömegének 23-25 %-a a stabil héliumizotópban található, a forró Univerzum hipotézisének egy igen korán megszületett kvalitatív bizonyítéka, mivel a csillagokban zajló magfizikai folyamatokkal az ős-szintézisből származó hélium mennyiségénél csak két nagyságrenddel kevesebb jelenlétét lehet megmagyarázni.

A könnyű magok ős-szintézisének reakciói mindaddig tartanak, amíg sebességük nagyobb, mint a tágulásé. Miután a reakciósebességek a hőmérséklet ötödik hatványával arányosak, az első fúziós reaktor működése a tágulás következtében igen gyorsan véget ért. A tágulás sebességét a tömeg nélküli szabadsági fokok - a foton és a neutrínók - száma szabályozza. Bármilyen hipotetikus könnyű szabadsági fok jelenléte extra neutrínóként is értelmezhető, amelynek következtében a gyorsabb tágulás miatt több neutron maradna meg, és állna rendelkezésre ⁴He termelésére. A többi könnyű mag elterjedtsége az Univerzum teljes barionsűrűségének (a protonok és neutronok együttes sűrűségének) érzékeny függvénye. Minél nagyobb a barionsűrűség/fotonsűrűség hányados - amelyet h-val jelölnek -, annál tökéletesebben alakul át a deuteron és a ³He izotóp  ⁴He-be. A lítium 7-es tömegszámú izotópja két mechanizmussal jöhet létre. A közvetlen triton+⁴He fúziós reakcióból létrejövő lítiumot a protonokkal való ütközés szétveri, ezért h növekedésével a lítium kozmikus elterjedtsége csökken. Azonban h-t tovább növelve, a ⁷Be izotóp termelési rátája indul növekedésnek, amely később elektronbefogással lítiummá alakul. A röviden vázolt tendenciák jelennek meg az 1. ábrán, amelyen a közel párhuzamos vonalak alkotta sávok a becslés elméleti bizonytalanságának mértékét jellemzik.

A nehezebb elemek magjai csak csillagok belsejében, illetve nagyon nagy energiájú csillagrobbanásokban (szupernóvák, hipernóvák) keletkezhettek. A könnyű elemek színképének azonosítása és a vonalak intenzitásának mérése lehetővé teszi elterjedtségük becslését. Annál alkalmasabb valamely mérés az ős-szintézisből származó elterjedtség mérésére, minél kisebb a megfigyelés irányában a nehezebb magok előfordulási gyakorisága. Az eredményeket e magok zérus gyakoriságához extrapolálják, és az így adódó értékeket használják a könnyű elemek elterjedtségét meghatározó kozmológiai paraméterek rögzítésére. Ezt az eljárást a ⁴He esetére a 2. ábra illusztrálja. A többi atommagra a hibák jóval nagyobbak, a különböző csoportok méréseinek ellentmondásmentessége sem nyilvánvaló.

2.ábra

A deuteronnak a hidrogén elterjedtségéhez viszonyított értékére y_D=10⁵[D/H] = 2,6+/-0,4 adódik a mérések átlagaként. Az 1. ábrával összevetve, ebből az értékből a barion/foton arányra h=(6,1+/-0,6)x10^-10 értéket kapunk. Ezt átfordíthatjuk a barionsűrűségnek az ún. kritikus sűrűséghez viszonyított értékére (lásd a kozmikus mikrohullámú sugárzásról szóló, következő fejezetet), ami 0,05-nál kisebb. A ³He gyakoriságát jellemző, a deuteronhoz hasonlóan definiált mennyiségre vonatkozóan az y_He3=1,1+/-0,1 becslésre jutunk a számításból, ami szintén jól egyezik a megfigyelt értékkel. A ⁴He részesedésére a bariontömegből a fenti barionsűrűség alapján 0,248+/-0,001 kapható, amely 4 %-os eltérést mutat az eddigi mérésekből becsült 0,238+/-0,005 értékhez képest. Bár egyesek az eltérés mögött eddig ismeretlen, új fizikai kölcsönhatásokat keresnek (például a téridő négy dimenzión túli extra kiterjedését), a sietség helyett célszerű megvárni a nukleáris reakciók rátáinak vagy a hélium koncentrációjában a csillagfejlődés során elszenvedett változásoknak pontosabb ismeretét. Hasonló mértékű a relatív eltérés a lítium jósolt és mért elterjedtségi értékei között is. Összefoglalóan: a 11 nagyságrendet átfogó elméleti jóslat és az észlelések közötti összhang mai szintjét is már a kozmológia kiemelkedő teljesítményeként értékelhetjük.

A barionikus anyagnak az Univerzum teljes energiasűrűségében képviselt súlyától érzékenyen függnek a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás egyes sajátosságai is. Mi több, a kozmológiai mérések mai technikai szintjén a barionikus anyagsűrűségre a legpontosabb becslést immár a KMH adja. Az ebből adódó értéket (lásd alább) használhatjuk az összes könnyű elem előfordulási gyakoriságának számítására. A jelenlegi helyzet az, hogy az előző ábrán nem tudnánk egyetlen közös barion/foton hányadossal reprodukálni a mért elterjedtségi értékeket. Azonban az eltérés mértéke még nem követeli az ős-szintézis jelenlegi elméletének korrekcióját.

"...kész az idő egésze..."

Arno Penzias és Robert Wilson már 1978-ban Nobel-díjat kaptak a Ralph Alpher és Robert Hermann által 1950-ben megjósolt kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (KMH) létezésének 1965-ös felfedezéséért. Ez a jelenség George Gamow ősrobbanási elméletének egyenes következménye, a KMH mégis csak az 1990-es években foglalta el helyét az "általánosan kötelező" természettudományos ismeretek között mint a kozmológia legfontosabb információforrása. Ugyanis az átlagos intenzitást jellemző (fentebb közölt) hőmérséklet körüli ingadozás mértéke egy rész a százezerhez, ezért évtizedes tervező és elméleti fejlesztő munkára volt szükség, amíg az ingadozások kimérésére alkalmas Cosmic Background Explorer (COBE) mesterséges holdat a NASA 1989-ben pályára állíthatta. A háttérsugárzás intenzitásában az egymással 7 fokos szöget bezáró irányok közötti különbség megmérésére alkalmas műszeregyüttest, több amerikai egyetem összefogásával, George Smoot irányításával alkották meg. Megfigyeléseikkel elsőként sikerült kimutatniuk, hogy a KMH intenzitása függ a megfigyelési iránytól. A műhold mérései alapján húsz független iránykarakterisztikájú multipólus-antenna sugárzási képéből állították össze az átlagos sugárzástól való eltérés első égbolttérképét, és kimutatták az ingadozások közötti koherens kapcsolat létét még 60 fokot meghaladó szögtávolságra is [3]. A COBE által készített mikrohullámú égbolttérképet mutatja a 3. ábra.

3-4.ábra

Ez a nagyszögű korreláció immár kísérletileg is szembesítette a kutatókat a KMH egy rejtélyes tulajdonságával, amit 1981-ben Alan Guth hangsúlyozott elsőként [4], rámutatva az akkor még mérési határ alatti ingadozások hiányának hihetetlen természetellenességére. Olyan távoli szögtartományok között mérhető ki koherencia, amelyek nem állhattak egymással kauzális kapcsolatban az ősrobbanás és a KMH kibocsátása között eltelt, nem több, mint 400 ezer évben. A Guth által javasolt inflációs mechanizmus máig az egyetlen, elméletileg ellentmondásmentes, az észlelésekkel összeigazítható koncepció. Az infláció az ősrobbanást közvetlenül követő, elképzelhetetlenül rövid fejlődési szakaszban kialakíthatta az energiasűrűség azon térbeli ingadozásait, amelyek később, a közvetlen kauzális kapcsolatban nem álló tartományokat is átfogva, koherensen vezérelhették a rekombináció korszakában emittált fény intenzitásának ingadozásait. Az elmúlt húsz évben matematikailag igen részletesen és sok, egyaránt működőképes változatban kidolgozott elképzelésben egy, a kozmikus látóhatárunkat sok nagyságrenddel meghaladó kiterjedésű Univerzum szerepel, amelynek mérete az ősrobbanást követő exponenciális felfúvódásban alakult volna ki, miközben a horizont állandó maradt. A felfúvódás során a kiindulási tartománybeli anyag sűrűségének kvantumingadozásai az általános relativitáselmélet törvényeit követve makroszkopikussá növekedhettek, és kiterjedtek a felfúvódott világegyetem egészére. A kozmikus láthatár (a horizont) ezt követően már a forró Univerzum tágulási ütemét követve, lassan "beletágulhatott" a Világegyetem óriásira felfúvódott térségeibe, és a horizonton belüli anyag érzékelhette az inflációs korszakban "előkészített" sűrűségingadozásokat.

A fenti mechanizmusnak, azon túl, hogy megoldja a látszólagos akauzalitás paradoxonát, van néhány, a sokféle megvalósítás részleteitől független jóslata. Ez nagy szerencse, mert az inflációban részt vevő ősanyag (amit inflatonnak kereszteltek) valódi természetéről mindmáig nincs semmiféle információnk. Az infláció legközismertebb következménye az, hogy az exponenciális felfúvódás során a tér geometriájának minden korábbi görbülete nagy pontossággal kisimul. A térnek mai állapotában tehát nagyon lapos, közel euklidészi a geometriája (nem tévesztendő össze a téridő geometriájával!). A geometria az általános relativitáselmélet szerint meghatározza a világegyetem anyagának átlagos energiasűrűségét, ami lapos világegyetemre az ún. kritikus sűrűség. A Hubble-állandó legutóbb meghatározott értékének felhasználásával ez 9,21×10^-303. Ennek az értéknek mintegy 5 %-a a nukleáris ős-szintézisben meghatározott átlagos barionikus sűrűség. Az infláció elmélete tehát megköveteli a (nem-barionikus) sötét anyag létezését, amely nem vesz részt elektromágneses kölcsönhatásban. g/cm

Az inflációhoz szorosan kapcsolódó másik jóslat a sűrűségingadozások erősségének hullámhosszfüggő változására vonatkozik. A makroszkopikussá növekedett kvantumos eredetű fluktuációk azt jósolják, hogy az erősségeloszlás skálainvariáns. Zenei hasonlattal, a hullámhossz minden oktávjára ugyanakkora ingadozási fényerősség esik. A fenti tulajdonságú ingadozásokra mint az ősanyag állóhullámaira gondolhatunk, amelyek horizontunk tágulásával folyamatosan fejtik ki hatásukat az azon belül elhelyezkedő anyagra. Minél nagyobb hullámhosszon tudunk megfigyeléseket végezni, az azokat befolyásoló ősingadozások annál később léptek be a horizont alá, tehát annál kevésbé torzul el az eredeti ingadozások jellege a kauzális kölcsönhatások következtében, hatásuk értelmezésére annál jobb a gravitációs elmélet lineáris közelítése.

Az inflaton-ősanyagtól a sötét anyag megörökölte az ingadozásokat (erről egy dinamikai eredetű megmaradási tétel "gondoskodik"). A struktúrák kialakulásának kezdetéről az a jelenlegi képünk, hogy a kisebbségi barionikus anyag belehullik a már csomósodni kezdő sötét anyag potenciálgödreibe (a nagyobb sűrűségű helyekre). Miután a forró, gyorsuló barionikus anyag fényt sugároz és nyel el, ezért a protonok, atommagok és az őket elektromosan semlegesítő elektronok között állandósultan fotonok gáza van jelen. Ez a szoros csatolású plazma állandó rezgésben van, amelynek rezgési modulációi tükrözik a a sötét anyag sűrűségingadozásai által alakított gravitációs háttér ingadozásait.

A foton-anyag kölcsönhatás rátájának lemaradása a tágulás üteme mögött lezárja a plazmakorszakot, stabilizálódnak az atomok. A stabilizáció pillanatában létező fotongáz, amelynek intenzitásbeli ingadozásai tükrözik a gravitációs tér ingadozásait, alkotja a KMH-t. A legnagyobb hullámhosszakon a horizont alá éppen visszalépő energiasűrűségbeli ingadozások szabályozzák a KMH ingadozásait a fent leírt áttételeken keresztül. Így a KMH az inflációs ősanyag sűrűségfluktuációiról ad hírt!

Ennek az ingadozási képnek a részletes kimérésére az 1990-es évtizedben legalább tucatnyi földi és magaslégköri mérést végeztek el, amelyek az égboltnak csak egy kis tartományát térképezték fel, ám a COBE teljesítményét messze meghaladó felbontási érzékenységgel. Ezek a mérések már jelezték, hogy a kis szögkülönbségű tartományban fellépnek a koherens plazmarezgések interferenciájából várt effektusok. Az interferencia-mintázat számszerűen igen érzékeny a teljes anyagsűrűségre és a barionikus rész nagyságára is. A legrészletesebben a 2001-ben felbocsátott Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) mesterséges hold [5] mérte ki a kozmikus háttérsugárzás ingadozásainak égtérképét, amelyet a 4. ábrán mutatunk be. Az ingadozási szerkezet finom részeleteiből olyan pontosan határozták meg a barionikus anyagsűrűséget, amely meghaladja a nukleáris ős-szintézisből kapott pontosságot: eta=(6,14+/-0,25)x10^-10. Ez nagyon jól egyezik a deuteron megfigyelt elterjedtségéből származó, fentebb közölt becsléssel, amely egyezés az eddigi legerősebb érv a kozmológiai elmélet tudományos jellege mellett.

Vajon az anyagsűrűség hiányzó része mind nem-relativisztikus sötét anyag? Ha feltételezzük, hogy a sötét és a világító anyag összege (indexe: m) mellett van egy nem csomósodó anyagfajtát (például kozmológiai állandót) reprezentáló járulék is (indexe: Lambda), akkor a KMH mért tulajdonságaira a rho_m+r0_Lambda=rho_kritikus egyenletet jól kielégítő összetételű univerzummodellek mindegyike elég jó leírást ad. Az 5. ábrán a feltételezett két komponensnek a kritikus sűrűséghez viszonyított energiasűrűségét Omega-val jelölve, a különféle sűrűségkombinációk esetén megvalósuló globális mozgásokhoz az m-L sík különböző tartományait rendeljük hozzá. A "KMH" jelzésű csóva sötéttel színezett tartománya felel meg ezen a síkon a KMH legjobb leírását adó lehetséges összetételeknek. Érdekes, hogy a jelenlegi adatok egészen kis mértékben nem a teljesen lapos, hanem az igen enyhén gömbi zártságú görbülettel jellemezhető univerzumot preferálják.

A leírásnak a különböző energiahordozó komponensek összetételére mutatott lineáris elfajultságát csak a KMH-tól különböző kozmológiai jelenségek megfigyelésével lehet feloldani. Erre az egyik érdekes javaslat a galaxisok lehetséges legnagyobb skálákon mért eloszlásának összevetése a sötét anyag eloszlásának inflációs ingadozásaival. Bár a galaxisok kialakulása erősen nem-lineáris folyamat, az a remény, hogy a legnagyobb skálákon, ahol az ősingadozások horizont alá lépése a legkésőbb következett be, még nem állt elég idő rendelkezésre az ősi ingadozási spektrum eltorzulására. 2003-ban két nagy galaxistérképező projekt, a 2dFGRS [6] és az SDSS⁵ [7] kollaboráció is elvégezte ezt az elemzést. Az 5. ábra "halmazok" jelzésű csóvája mutatja a kétféle energiahordozónak a galaxisok eloszlását legjobban reprodukáló megoszlását, amely szintén nagyjából lineáris elfajulást mutat. Elég természetes, hogy ennek az elemzésnek a nem csomósodó anyagra való érzékenyége kicsi, viszont igen határozottan megjelöli a rho_m=(0,2-0,4)rho kritikus tartományt a newtoni gravitációban részt vevő anyagfajta legjobb egyezést adó sűrűségére. A két csóva metszése a mindkét jelenséget leírni képes anyagi összetétel szűk tartományát jelöli ki, amelynek létezése nem nyilvánvaló. Még kevésbé biztos, hogy ugyanezt a tartományt jelöli-e ki valamely újabb független jelenség leírása is, amely szintén érzékeny a gravitáló és nem csomósodó anyag arányára.

1998-ban tették közzé a Hubble-diagram kiegészítését a szupernóvák egy osztályának, az Ia típusúaknak negyvenkét nagy vöröseltolódású tagjával. Ezt 2003 nyarán a Supernova Cosmology Project további tizenegy, a CfA Deep Survey pedig huszonhárom, ugyanebbe az osztályba tartozó, még nagyobb vöröseltolódású szupernóva megfigyelésével egészítette ki [8]. Ezek a robbanások azonos mechanizmusuk által azonos abszolút fényességűeknek tekinthetők, ezért alkalmasak a standard kozmikus fényforrás szerepére. Az 5. ábra "szupernovák" jelzésű csóvája azt a tartományt jelzi a két energiahordozó komponens energiasűrűségeire, amely adatok az általános relativitás egyenleteibe helyettesítve jól írják le a szupernóvák látszólagos fényességének és a vöröseltolódásuknak együttes változását. Örömmel látjuk, hogy létezik a három független, különböző fizikai elvek által értelmezhető jelenséget egyidejűleg reprodukálni képes közös metszet, amely szerint a mi Univerzumunkat 30-35 %-ban alkotja gravitáló anyagsűrűség és 65-70 %-ban nem gravitáló, nem csomósodó anyagfajta. Ez utóbbit, ha energiasűrűsége nem szigorúan független a tágulástól, kvintesszenciának szokás nevezni.

Miután a jövőben a gravitáló anyag sűrűségének további hígulásával a nem csomósodó rész súlya egyre nő, a jelzett tartományban elhelyezkedő paraméterekkel jellemezhető Univerzum mindörökre folytatni látszik táguló mozgását.

5.ábra

Megoldottuk-e a kozmológiát?

A tapasztalati ismeretek elmúlt másfél évtizedbeli gazdagodása elsősorban a KMH esetében vezetett az elméleti interpretáció belső konzisztenciáját is ellenőrizni képes részletességre. Jóslatainak összevetése a könnyű atommagok elterjedtségére vonatkozó becslésekkel fontos motiváció ez utóbbiak észlelési módszereinek javítására. A jelen évtizedben a KMH spektrumának részleteiről tovább finomodik ismeretünk, és nagy jelentősége lesz a kozmikus távolságskála Ia típusú szupernóvákkal történő szisztematikus kiszélesítésének.

Ez az ismeretbővülés lehetővé teszi a sűrűségfluktuációk inflációs eredetének kritikus elemzését is. Mindazonáltal elméleti erőfeszítések várhatók a gyorsulva táguló Univerzum képéhez olyan alternatívák (például ciklikus időtörténetű Univerzum) kidolgozására, amelyek versenyre kelhetnek a KMH és a galaxisstatisztikák leírásában az inflációval.

A kozmikus variancia problémája nehezíti annak eldöntését, hogy vannak-e például a KMH analízisében szisztematikus hibák. Ilyen lehet például az a tény, hogy az eddigi mérések szerint a nagy szögtávolságú tartományok közötti korreláció 5-10 %-kal alacsonyabb, mint a részletes inflációs számítás azt jósolja. Egyes kutatók alternatív globális mozgási képet javasolnak (például gömbi szimmetriájú helyett ellipszoidális szimmetriájú tágulást), mások ezen effektusok statisztikai marginalizálódását várják a még finomabb felbontású mérések eredményeit követően.

A kozmológia jelenlegi elméleti rendszere és minden elképzelt alternatívája számára vitális fontosságú, hogy a részecskefizikusok mielőbb kimutassák a sötét anyag elemi részecskéinek gravitációs hatáson túli kölcsönhatásait, továbbá a jelenleginél sokkal pontosabban határolják körül az antigravitációs hatású "sötét energia" természetét.

 Kulcsszavak: csillagászati távolságskála, Hubble-törvény, kozmológiai elv, kozmikus infláció, kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, kritikus sűrűség, atommagok ős-szintézise, kozmológiai állandó, sötét anyag, sötét energia

 1 A modern asztrometria mesterséges holdas észleléssel jelentősen kiterjesztette a trigonometriai parallaxis alkalmazhatósági határait. Az 1989-től 1993-ig adatokat gyűjtő Hipparcos szonda 1500 fényévre növelte az ezzel a módszerrel történő pontos távolságmérés lehetőségét, mintegy 120 ezer csillag távolságát határozva meg. Utódja a méréseit 2010-ben megkezdő GAIA lesz, amellyel milliárdnyi csillag parallaxisát határozzák meg az eddigit több nagyságrenddel meghaladó pontossággal

2 A pulzáló változócsillagok instabilitásait egyre sikeresebben tanulmányozzák a magneto-hidrodinamikai áramlási egyenletek alkalmazásával. E vizsgálatok egyik nemzetközileg elismert központja az MTA Csillagászati Kutatóintézete.

3 2004 márciusában tették közzé a Hubble Ultra Deep Field felvételt, amely mindmáig a legmélyebbre hatol be az Univerzum múltjába. A galaxisok morfológiai vizsgálatának eredményét az első rápillantás is megelőlegezi: a legkorábbi galaxisok jóval szabálytalanabb alakúak, mint azt a Hubble-mélyvizsgálatok néhány éve kapott felvételein tapasztalták.

4 A releváns reakciók rátájának meghatározása nehéz kísérleti fizikai feladat, mivel részben instabil radioaktív nyalábokkal kell ütközési kísérleteket végezni, másrészt a gyorsítós ütközési energiákhoz képest jóval alacsonyabb energiákon kell mérni. Az asztrofizikai fontosságú nukleáris reakciók kísérleti és elméleti vizsgálatának hazai központjai az ATOMKI és az ELTE Atomfizikai Tanszéke.

5 A Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 13 amerikai és japán egyetem együttműködése. 117 "alkotó" és 21 "külső" (más intézményben dolgozó) munkatársa között a következő magyar fizikusok találhatók: Csabai István (ELTE), Kunszt Péter (CERN), Szalay Sándor (Johns Hopkins Univ.), Szapudi István (Univ. of Hawaii) és Szokoly Gyula (Max Planck Inst., Garching).