Hittük egy ideig, hogy a Világegyetem csupán néhány ezer éve jött létre úgy, ahogy van, egyből mai formájában pompázva.
A Mount Wilson Obszervatórium óriás teleszkópjával azonban Edwin Powell Hubble (USA, 1889. november 2 0 – USA,1953. szeptember 28) amerikai csillagász által bizonyosságot nyert, hogy léteznek Tejútrendszeren kívüli galaxisok, amik azért olyan kicsik, vagy halványak látszólag, mert olyan messze vannak, hogy fényük akár több millió vagy milliárd évet is utazik, míg elér hozzánk. Ezzel ki is zártuk, hogy csupán néhány ezer éves lenne a Világegyetem.
Közben hittük azt is, hogy az Univerzum időben állandó és talán végtelen ideje létezik. Ezen elképzelés szerint azonban akkor a csillagok végtelen ideje sugároznák fényüket, ami által az Univerzum addig melegedne, míg a hőmérséklete el nem érné a csillagok hőmérsékletét. Az éjjeli égbolt pedig olyan fényes lenne, mint a Nap, mert bármerre is néznénk, a csillaggal, vagy csillagokkal azonos hőmérsékletűre forrósodott gázködöt látnánk.
„Éjjel márpedig sötét van.” mutatja a tapasztalat. Az Univerzum állandó, alaphőmérséklete jelenleg 2,725 Kelvin, azaz – 270,43 C, igazolják a mérések. Az eddig ismert legmelegebb csillagok hőmérséklete pedig meghaladja a 200 000 – 250 000 Kelvint (Celsiusban elenyésző a különbség ekkora értéknél).
Itt jön képbe már az 1900 – as évek első pár évtizedeiben a Vesto Slipher (USA, 1875. november 11 – USA, 1969. november 8) amerikai csillagász munkásságára épült Hubble törvénye, miszerint ha egy galaxis minél messzebb van tőlünk (vöröseltolódás), annál gyorsabban távolodik.
Hubble és a kortárs elméleti fizikusok (mint Georges Lemaître) rájöttek, hogy a Doppler – eltolódás nem azért van, mert a galaxisok valami robbanás miatt száguldanak az űrben, hanem valójában maga a téridő, a világűr tágul minden irányban, és ez a tágulás nyújtja meg a felénk utazó fényhullámokat vörössé (ITT olvashattál ezekről).
Ez a felfedezés vezetett közvetlenül az Ősrobbanás (Big Bang) elméletéhez, miszerint: ha az univerzum tágul, akkor a múltban visszafelé haladva mindennek egyetlen pontból kellett kiindulnia.
Vagyis volt kezdet.
Az Ősrobbanás szingularitása – a 0. pillanat
A jelenlegi, legszélesebb körben elfogadott kozmológiai modell szerint a Világegyetem egy szingularitásból született, körülbelül 13,8 milliárd évvel ezelőtt.
Amit egyébként nem takart el eseményhorizont…
A szingularitás egy olyan régió, ahol a gravitációs mező és a téridő görbülete végtelenné válik, az anyag pedig végtelen sűrűségűvé és nulla térfogatú pontba sűrűsödik (ITT olvashattál róla). Az Ősrobbanás szingularitása azonban ettől különbözik. Egy fekete lyuknál az anyag a már létező téren belül zuhan be a középpontba.
Az Ősrobbanás szingularitása azonban maga a tér és az idő kezdete volt.
Minden anyag, energia, tér és az idő volt az, ami a nulla térfogatú, végtelen sűrűségű és hőmérsékletű pontba volt préselve.
Az általános relativitáselmélet szerint az Ősrobbanás egy időbeli kezdőpont volt, nem egy hely. Az Ősrobbanás szingularitását nem sújtotta a kozmikus cenzúra. Míg a fekete lyuk szingularitását az eseményhorizont takarja el, tartja a helyén, az Ősrobbanás szingularitása csupasz, meztelen szingularitás volt, eseményhorizont nélküli. Így minden anyag, energia nem befelé zúdult, hanem külső határ híján kifelé tágult.
A fizikusok többsége ma már úgy véli azonban, hogy a végtelen sűrűségű kezdőpont pusztán azt jelzi, Einstein relativitás elmélete „csődöt” mond. A húrelmélet és a hurok – kvantumgravitáció modelljei szerint sosem volt végtelen szingularitás. Az Univerzum egy korábbi összeomlásból pattant vissza, vagy egy sűrű, nem végtelen kvantumállapotból indult inflációnak (erről lentebb olvashatsz).
Az elnevezés egyébként csalóka, hiszen nem egy klasszikus értelemben vett robbanással kezdődött minden, hanem maga a tér nyúlik, tágul mind a mai napig.
Szupererő
A fizika jelen állása szerint a Világegyetemben minden kölcsönhatásért négy alapvető fizikai erő, alaperő a felelős. Ezek az erők irányítanak mindent kezdve a galaxisok mozgásával, egészen az atommagok egyben tartásáig. Ez a 4 alaperő a gravitációs erő, a gyenge kölcsönhatás, az erős kölcsönhatás és az elektromágneses kölcsönhatás.
Az erős kölcsönhatás a 4 közül a legerősebb, ám a hatótávja a legkisebb. Összetartja a protonokat és a neutronokat felépítő kvarkokat, a protonokat és neutronokat pedig atommaggá egyesíti. Közvetítő részecskéje a gluon.
A második legerősebb az elektromágneses kölcsönhatás. Ez az erő felelős a fényért, az elektromosságért, a mágnesességért, valamint az összes kémiai reakcióért és az anyag szilárdságáért. Az elektronokat az atommaghoz köti, meghatározza a mindennapi tárgyak szerkezetét. végtelen hatótávolságú, közvetítő részecskéje pedig a foton.
A gyenge kölcsönhatás felelős bizonyos radioaktív bomlásokért (béta – bomlás), kulcsfontosságú szerepet játszik a Napban zajló magfúzióban, ami a Nap energiáját biztosítja és képes megváltoztatni a részecskék típusát. Elenyésző hatótávú, közvetítő részecskéi pedig a W és Z bozonok.
A gravitációs erő a tömeggel rendelkező testek egymás iránti vonzása. Ez tartja a Holdat a Föld körüli, a bolygókat pedig a Nap körüli pályán, minket a talajon, stb. Bár a makrovilágban ezt érezzük a legmeghatározóbbnak, részecskeszinten ez a leggyengébb erő (például egy egyszerű hűtőmágnes könnyedén legyőzi az egész Föld gravitációját, amikor megtart a hűtőn egy papírlapot). Végtelen hatótávú, közvetítő részecskéje elméletileg a graviton, de ennek létezése még kísérletileg nem bizonyított.
A kezetek kezdetén ez a 4 alapvető erő még egyetlen szupererőként létezett.
Planck – korszak
A korszak az univerzum történetének legelső és legrövidebb időszaka. A 0 – tól mindössze 10-43 másodpercig tartó időszakot öleli fel. A 0 itt mindennek a kezdetét jelöli. A 10-43 s pedig a Planck – idő, a legkisebb időegység. Ebben az időszakban még nem léteztek külön részecskék, a fent említett szupererő létezett.
Az Ősrobbanáskor történtek levezetéséhez a klasszikus, általános fizika szabályai nem adnak választ: érvényüket vesztik a makrovilágban, a szingularitásban pedig nulla, vagy végtelen eredményhez vezetnek. A válaszokat a kvantummechanika adhatja meg (bár ez is egy ponton elvérzik jelenleg), melynek atyja Max Karl Ernst Ludwig Planck (Németország, 1858. április 23 – Németország, 1947. október 4) fizikus.
Az ő univerzális állandóira épülve határozhatók meg azok a határok, ahol a kvantumos hatások és a gravitáció összeolvadnak.
A Planck – fal
Az univerzális állandók, a Planck – skála:
- Planck – hosszúság: 1,6 × 10-35 – a húrelméletben a húrok jellemző mérete; a Planck – korszak végén ekkora kiterjedésű volt a belátható Univerzum
- Planck – idő: 5,4 × 10-43 s – az időtartam, ami alatt a fény megteszi a Planck – hosszúságnak megfelelő távolságot
- Planck – hőmérséklet: 1,417 × 1032 K – a legmagasabb lehetséges elméleti hőmérséklet, a hőmérséklet abszolút felső határa (az abszolút 0 fok ellentéte); az Univerzum hőmérséklete az Ősrobbanás legelső pillanatában
- Planck – sűrűség: 5,1 × 1096 kg/m3 – maximális elméleti tömegsűrűség, aminél a téridő ismert szerkezete teljesen összeomlik
- Planck – tömeg: 2,18 × 10-8 kg a létező legkisebb, elméleti fekete lyuk, melynek eseményhorizontjának sugara pontosan 1 Planck – hossz lenne; a gravitáció és a kvantumhatások azonos erősségűek; ennél nehezebb elemi részecske nem létezhet, mert saját maga gravitációja miatt azonnal mikro – fekete lyukká omlana össze
- Planck – töltés: 1,876 × 10-18 Coulomb – alapvető elektromos töltésegység, körülbelül 11,7 – szer nagyobb, mint egyetlen elektron töltése
És még akad néhány.
A mai modern fizika két hatalmas pillére az általános relativitás elmélet és a kvantummechanika azonban egymással összeférhetetlen.
Einstein elmélete a hatalmas dolgokat (csillagok, galaxisok, gravitáció, téridő) írja le, a téridőt egy sima, folytonos szövetként kezeli. A kvantummechanika, a mikroszkopikus világ (atomok, elektronok, kvarkok) elmélete szerint a világ nem sima, hanem darabos (kvantált), és tele van kiszámíthatatlan, szélsőséges energiaringadozásokkal. Normál esetben a kettő nem zavarja egymást, ugyanis a csillagoknál elhanyagolható a kvantumfelfordulás, az atomoknál pedig elhanyagolható a saját gravitációjuk.
A Planck – skála a fizika egyik alapvető határa, ahol a kvantummechanika, a relativitáselmélet és a gravitáció találkozik, és ahol a jelenlegi elméleteink teljesen érvényüket vesztik. Ezen értékek környezetében – például az Ősrobbanás legelső pillanatában vagy egy fekete lyuk legbelső pontján – a dolgok egyszerre lesznek felfoghatatlanul nehezek (relativitáselmélet) és mikroszkopikusan kicsik (kvantummechanika). Ezen a ponton a téridő hagyományos simasága megszűnik: annak szövete elkezd vadul hullámozni és szétszakadni, egyfajta kaotikus kvantumhabot képezve. Itt már nincs többé fix „fent és lent”, vagy „előtte és utána”.
A fizika és a megszokott matematikai eszközök (például a kvantumtérelmélet) több okból is csődöt mondanak ezen a szinten ugyanis, ha a relativitáselmélet és a kvantummechanika matematikai egyenleteit egyszerre próbáljuk alkalmazni ezen a skálán, a végeredmények kezelhetetlen végteleneket adnak. Ha pedig megpróbálnánk lefényképezni vagy megmérni valamit, ami kisebb a Planck – hossznál, olyan hatalmas energiájú fotont (fényt) kellene használnunk, hogy ez az óriási energiakoncentráció a relativitáselmélet szerint azonnal egy mikroszkopikus fekete lyukká omlana össze, örökre elnyelve a mérni kívánt információt. A gravitáció kvantumos ingadozásai pedig olyan szélsőségessé válnának, hogy teljesen széttépnék a klasszikus téridő struktúrát.
A mai fizika azért omlik össze a Planck – skálán, mert jelenleg nincs egy átfogó Kvantumgravitációs elméletünk (amilyen a húrelmélet vagy a hurok – kvantumgravitáció szeretne lenni), amely képes lenne egyetlen közös rendszerben, ellentmondások nélkül kezelni a gravitációt és a kvantumvilágot.
A GUT – korszak
A Nagy Egyesített Elmélet (Grand Unified Theory) időszaka, amikor a gravitáció már levált, de a többi erő még egységes volt, az úgynevezett GUT – korszak a Planck – időt/falat átlépő, 10-43 másodpercet követő időszak, ami csupán a 10-36 másodpercig tartott.
A szupererő állapota tele volt szélsőséges és kiszámíthatatlan energiaringadozásokkal. Amikor a Planck – fal határán elérte a maximális elméleti sűrűséget, ezek a kvantumos rezdülések végleg kibillentették az Univerzumot az egyensúlyából. Ez a gigantikus, instabil kvantumenergia koncentráció pedig Einstein általános relativitáselmélete szerint egy paradox hatást váltott ki: taszító gravitációt, azaz antigravitációt hozott létre. Ez a belső, hatalmas taszítóerő nem a részecskéket lökte szét egy már létező ürességben, hanem magát a tér szövetét kényszerítette arra, hogy elementáris erővel tágulni kezdjen.
A tér hirtelen tágulása azonban azonnali hűléssel járt. Bár a kozmikus hőmérséklet még mindig egy elképesztő, 1032 K – s, izzó katlan volt, ez a zuhanás elindított egy kozmikus fázisátmenetet. Mint ahogyan a túlhevített gőz hirtelen folyékony vízzé csapódik le, úgy a szupererő korábbi tökéletes szimmetriája is megroppant ezen a kritikus hőmérsékleti határon.
Ekkor történt meg az első nagy kozmikus szakadás: a gravitáció „kikristályosodott”, önálló erőként levált a szupererőről. A megmaradt három alapvető kölcsönhatás azonban továbbra is egyetlen, gigantikus elektronukleáris erővé, vagyis a GUT – erővé olvadt össze.
Ebben a fázisban a Világegyetem még mindig nem tartalmazott a mai értelemben vett anyagot. Nem léteztek atomok, de még protonok vagy neutronok sem. A teret egy egzotikus, hipotetikus részecskékből, úgynevezett X és Y bozonokból álló, sűrű energiatenger töltötte ki. Ezek a részecskék olyan szélsőséges energiájúak voltak, hogy a mai részecskegyorsítóinkkal esélytelen közvetlenül előállítani vagy megfigyelni őket.
A GUT – korszak egy hatalmas, feszültséggel teli átmeneti állapot volt. Ahogy az Univerzum a taszító hatás következtében folyamatosan tágult, a hőmérséklet tovább zuhant, és a három egybeolvadt erő közötti egyensúly fenntarthatatlanná vált. A korszak legvégén a rendszer elérte a kritikus töréspontot, és egy újabb, minden eddiginél radikálisabb kozmikus esemény előszeleként a szimmetria végleg felrobbant, elképesztő láncreakciót indítva.
Kozmikus infláció
Ez a robbanás a 10-36 másodpercnél következett be. Amikor a hőmérséklet a kritikus szint alá süllyedt, az erős kölcsönhatás hirtelen szakadt le a GUT – erőről. Ez a leválás olyan hatalmas mennyiségű, addig elfojtott látens energiát szabadított fel az Univerzumban, mint amikor a megfagyó víz szétrepeszti az üvegpalackot. Ezzel a gigantikus energialökettel vette kezdetét a kozmikus infláció, a Világegyetem történetének legvadabb növekedési fázisa.
Ekkor a Világegyetem elképesztő sebességgel, a fénysebességnél is gyorsabban tágult. Sokkal gyorsabban, mint amilyen gyorsan a gravitáció képes lett volna fekete lyukká rántani az anyagot. Ez a tágulási energia legyőzte az összeomlást.
Ez a fázis csupán 10⁻³² másodpercig tartott.
Az erős kölcsönhatás leválásával felszabaduló energia átmenetileg egy rendkívül instabil állapotban, az úgynevezett hamis vákuumban tartotta a teret. Ez a hamis vákuum a relativitáselmélet törvényei szerint egy mindennél intenzívebb, globális taszító gravitációs hatást fejtett ki. Az Univerzum nem csupán tágult, hanem szó szerint felrobbant önmagából: a fénysebességnél sokkal gyorsabban, exponenciálisan fúvódott fel.
A Világegyetem mérete ezen a mikroszkopikus időszeleten belül legalább a 10²⁶-szorosára nőtt. Ez olyan, mintha egyetlen atommag méretű pont egy szempillantás alatt egy százezer fényév átmérőjű galaxissá duzzadna.
Ez az elképesztő ütemű tágulás simította ki a téridő korábbi, kaotikus egyenetlenségeit. Ezért látjuk ma az Univerzumot bármelyik irányba nézve teljesen egyformának és síknak. Az infláció elképesztő sebessége ráadásul a legkisebb, mikroszkopikus kvantumos ingadozásokat is gigantikus méretűvé nyújtotta.
Amikor az infláció a 10⁻³² másodpercnél hirtelen véget ért, a hamis vákuum végleg összeomlott. A benne rekedt maradék energia tiszta sugárzássá és a ma ismert elemi részecskék ősévé alakult át, és a Világegyetem visszatért a normális, jóval lassabb tágulási üteméhez.
Az átlátszatlan Univerzum
Makroszkopikus szinten ezt az egész korai, sűrű időszakot a fizika Sugárzás – korszaknak (Radiation Era) is nevezi, mert az Univerzum viselkedését ekkor még a tiszta sugárzás energiája diktálta, nem pedig a tömeggel rendelkező klasszikus anyag.
Amikor a kozmikus infláció hirtelen leállt, a hamis vákuum összeomlása egy elképesztő energiaáradatot szabadított fel. Az Univerzum ekkor egy új, gigantikus akadálypályává változott a fény számára. Ez az átlátszatlan állapot egészen az Ősrobbanás utáni 380 000. évig uralta a kozmoszt. Ez a hatalmas korszak belső, mikroszkopikus szakaszokra bomlott, amelyek alapjaiban formálták át a fizika törvényeit.
Az infláció után közvetlenül az elektrogyenge – korszak vette kezdetét. Ebben a fázisban az ekkor létező elemi részecskéknek még egyáltalán nem volt saját tömegük. A sugárzásként száguldó részecskék között a gyenge kölcsönhatás és az elektromágnesesség csak a korszak legvégén, nagyjából a 10⁻¹² másodpercnél a hőmérséklet tovább esése után vált el egymástól.
Ennek következtében végre megszületett a ma ismert négy alapvető fizikai kölcsönhatás.
Ezt követte a 10⁻¹² másodperctől a 10⁻⁶ másodpercig tartó Kvark – korszak.
Miután a négy alapvető erő teljesen szétvált, az Univerzumot egy felfoghatatlanul forró és sűrű „kvark-gluon plazma” töltötte ki. Ebben a ragacsos kozmikus levesben a kvarkok még teljesen szabadon száguldoztak. A környezeti energia és a hőmérséklet ugyanis túl magas volt ahhoz, hogy az erős kölcsönhatás képes legyen őket nagyobb, összetett részecskékké – például protonokká vagy neutronokká – láncolni. Ez az izzó plazmaállapot képezte a későbbi, kézzelfogható anyag „bölcsőjét”.
A 10⁻⁶ másodpercet elérve, a folyamatos tágulás miatt a hőmérséklet egy újabb kritikus küszöbérték alá süllyedt. Ezzel kezdetét vette a Hadron – korszak, amely az 1. másodpercig tartott. Ezen a ponton a környezeti energia már nem volt elég ahhoz, hogy szabadon tartsa a kvarkokat. Az erős kölcsönhatás érvényesült és a kvarkok hármasával összekapcsolódva nehezebb részecskékké, úgynevezett hadronokká álltak össze.
Ebben az időintervallumban születtek meg a mai világunk alapkövei, a protonok és a neutronok, valamint azok antianyag párjai.
A korszak végén az anyag és az antianyag megsemmisítette egymást, tiszta energiává alakulva, de egy elhanyagolható többlet megmaradt a protonokból és neutronokból.
Az 1. másodperctől a 3. percig tartó időszak a Lepton – korszak. Miután a nehezebb hadronok többsége megsemmisült, a főszerep a könnyebb elemi részecskéké, a leptonoké lett. Ekkor a téridő szövetét az elektronok, a pozitronok és a neutrínók elképesztő tömege töltötte ki. Az Univerzum még mindig egy elképesztően sűrű katlan volt, ahol az elektronok és a pozitronok folyamatosan egymásnak ütköztek, villanások kíséretében fotonokká alakultak, majd a tiszta sugárzásból újabb részecskepárok születtek. Ahogy a hőmérséklet tovább esett, ez a körforgás lelassult, a pozitronok megsemmisültek, és csak a ma is ismert elektronok maradtak a protonok mellett.
Bár a részecskék jellege korszakról korszakra változott, szabad elektronok, protonok és atommagok továbbra is kavarogtak ebben a töltéssel rendelkező ködben. A hőmérséklet még év – százezreken át túl magas maradt ahhoz, hogy stabil, semleges atomok álljanak össze.
Ez a kaotikus részecskeköd volt az, ami elzárta a fényt a külvilágtól.
A fényrészecskék, vagyis a fotonok képtelenek voltak szabadon, egyenes vonalban utazni. A foton csapdába esett: amint elindult volna, azonnal beleütközött egy szabadon száguldó, negatív töltésű elektronba. Alig tett meg egy milliméternyi utat, máris irányt változtatott, elnyelődött vagy visszaverődött.
Az Univerzum ebben az időszakban egy átláthatatlan, vakítóan izzó ködhöz hasonlított. Ha egy külső megfigyelő képes lett volna ránézni a korai kozmoszra, semmit sem látott volna benne, csak egy tejfehér, áthatolhatatlan falat. A fény nem volt képes információt szállítani a tér távoli pontjai között, mert a plazma fogságban tartotta az energiát. A térnek év százezreket kellett tágulnia és hűlnie ahhoz, hogy a plazma „megnyugodjon”, az elektronok a protonok köré rendeződjenek, és a köd végleg felszálljon, szabad utat engedve a legelső fénysugaraknak.
Rekombináció és az első fény
A rekombináció körülbelül az Ősrobbanás utáni 380 000. évben következett be. Bár a folyamat hosszú évezredekig tartott, a hatása azonnali és visszafordíthatatlan volt: az Univerzum hirtelen teljesen átlátszóvá vált a tágulás miatti folyamatos lehűlés következtében. Ekkorra a Világegyetem átlaghőmérséklete a korábbi csillagászati értékekről nagyjából 3000 Kelvinre esett vissza. Ez a hőmérséklet már elég alacsony volt ahhoz, hogy a fizika törvényei radikálisan átírják a tér képét.
A száguldó elektronok mozgási energiája lecsökkent, így már nem tudtak elmenekülni a pozitív töltésű protonok és hélium – magok elektromos vonzása elől. A protonok csapdába ejtették az elektronokat, és megszülettek a Világegyetem legelső, elektromosan semleges atomjai: a hidrogén és a hélium.
A fény szabaddá vált.
Mivel a szabad elektronok szinte mindegyike beépült az atomokba, a fotonok elől hirtelen eltűnt a korábbi áthatolhatatlan akadálypálya. Nem volt többé olyan részecske, amely folyamatosan visszaverte vagy elnyelte volna őket. A fényrészecskék kiszabadultak a plazma fogságából, és az idők kezdete óta először akadálytalanul, egyenes vonalban indulhattak el a végtelen térben.
Ez a legelső, szabadon szétáramló fénysugárzás a mai napig utazik a kozmoszban. A tér tágulása az évmilliárdok során ezt a fényt megnyújtotta és lehűtötte, ami miatt ezt a halvány derengést mikrohullámú sugárzásként észleljük, becsületes nevén: kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak (CMB).
Ez a sugárzás az Univerzum legősibb fényképe, a rekombináció pillanatának megkövesedett lenyomata. A hőmérséklete jelenleg mindössze 2,725 K, vagyis – 270,45 °C. Ez az Univerzum mindenhol jelen lévő, állandó alaphőmérséklete, ami az Ősrobbanás utáni maradványsugárzás.
A köd felszállt, a kozmosz átlátszóvá vált, és a tiszta sugárzás korszaka után kezdetét vette az anyag igazi uralma.
A kozmikus sötét középkor
Miután az első fény kiszabadult és átrohant a mindenségen, az Univerzum egy látszólag csendbe burkolózott. Kezdetét vette a kozmikus sötét középkor (Dark Ages), a Világegyetem történetének egyik legrejtélyesebb időszaka, amely az Ősrobbanás utáni 380 000. évtől nagyjából a 100 – 150 millió évvel későbbi időkig tartott.
Bár a tér most először teljesen átlátszó volt, a kozmoszban mégis abszolút, áthatolhatatlan sötétség uralkodott. Az első fény, a háttérsugárzás izzása a tágulás miatt gyorsan halványult, a látható tartományból átcsúszott az infravörösbe, majd a mikrohullámokba. A Világegyetem kihűlt és elsötétedett.
Ebben az időszakban még nem léteztek csillagok, nem voltak galaxisok, szupernóvák, és nem létezett semmilyen fényforrás. A teret csupán a rekombináció során keletkezett hidrogén- és héliumgáz hatalmas, láthatatlan felhői, valamint a rejtélyes sötét anyag töltötte ki.
A sötét anyag a Világegyetem láthatatlan „ragasztója”.
Egy olyan anyagfajta, amely nem bocsát ki, nem nyel el és nem ver vissza semmilyen fényt, így a teleszkópok számára teljesen észrevehetetlen. Létezését kizárólag óriási gravitációs hatása árulja el: a sötét anyag alkotta meg azokat a hatalmas, láthatatlan bölcsőket, amelyek mágnesként vonzzák magukhoz az első gázfelhőket, kijelölve a leendő galaxisok pontos helyét a semmi közepén.
Az Univerzum látszólag halott volt, valójában azonban miközben a kozmosz tágult a semmibe, a gravitáció végezte a munkáját. A sötét anyag és a gázfelhők sűrűbb régiói elkezdték magukhoz vonzani a környező anyagot. A gázcsomók a saját súlyuk alatt lassan, évmilliók alatt tömörödni és forrósodni kezdtek.
Ez az éra egy olyan átmeneti korszak volt, amelyben már formálódtak azok a gigantikus gravitációs csapdák, amelyek végül életre keltették a kozmosz legelső csillagait.
A korszaknak az vetett véget, amikor a gravitáció hatására ezek a gázfelhők összeomlottak, és megszülettek a legelső csillagok és galaxisok. Ez a fénnyel teli új korszak a Kozmikus Hajnal (Cosmic Dawn), amely átvezetett a reionizáció korszakába.
A Kozmikus Hajnal és a reionizáció
A sötét középkort egy monumentális esemény törte meg: a sötét anyag gravitációs bölcsőiben felhalmozódott, túlforrósodott hidrogén- és héliumgázfelhők saját súlyuk alatt elérték a kritikus határt, és összeomlottak. Ezen a ponton a kozmikus sötétség mélyén felragyogtak a Világegyetem legelső fényforrásai: kezdetét vette a Kozmikus Hajnal (Cosmic Dawn).
Ezek a legelső, úgynevezett III. populációs csillagok nem hasonlítottak semmire, amit ma a Naprendszer környékén látunk. Tiszta hidrogénből és héliumból álló, a Napnál több százszor nagyobb, gigantikus gázszörnyetegek voltak. Eszeveszett ütemben égették az üzemanyagukat, vakító kék fénnyel világítottak, és mindössze néhány millió év után gigászi szupernóva robbanásokkal szórták szét az első nehezebb elemeket az űrben.
Ezek az eredeti csillagok indították el azt a folyamatot, amelynek során a kozmoszban megszülettek a héliumnál nehezebb elemek, beleértve az élethez nélkülözhetetlen atomokat, mint az oxigén és a szén.
A legkorábbi csillagok, galaxisok és fekete lyukak a sötét középkor felhős univerzumát a ma látható hatalmas kozmikus struktúrákká alakították. A belőlük áradó, elképesztő energiájú ultraibolya sugárzás bombázni kezdte a galaxisok közötti teret kitöltő, semleges gázt. Ez a sugárzási hullám indította el a reionizáció korszakát, amely egészen az Ősrobbanás utáni egymilliárdodik évig formálta a kozmoszt.
Az ultraibolya fotonok elementáris erővel csapódtak be a sötét középkorból visszamaradt, semleges hidrogénatomokba. A becsapódás ereje valósággal letépte az elektronokat a protonokról, vagyis az anyagot újra elektromos töltéssel rendelkező plazmává alakította – újra ionizálta. A folyamat kezdetén a csillagok körül még csak apró, átlátszó, ionizált gázbuborékok fúvódtak fel a sötét ködben, ám ahogy egyre több csillag és galaxis született, ezek a buborékok növekedni kezdtek, majd összeértek.
A reionizáció volt az Univerzum utolsó nagy nagytakarítása.
Amikor az egymilliárdodik év környékén a kozmikus gáz szinte egésze ionizálttá vált, a tér végleg megtisztult az ősidők gázködétől. Az Univerzum nemcsak átlátszóvá, de csillagokkal, galaxisokkal és ragyogással teli, világgá vált.
Kozmikus struktúrák érése
A reionizáció lezárulásával az egymilliárd éves Univerzumban a gázfelhők és a sötét anyag hálói mentén megkezdődött a galaxisok érése. A sötét anyag által korábban kifeszített óriási, kozmikus hálózat szálai mentén a gázfelhők és az első csillagcsoportok folyamatosan áramlottak a legnagyobb sűrűségű csomópontok felé.
Az apró törpegalaxisok a sötét anyag gravitációs csapdáiban ütköztek, egybeolvadtak, és kozmikus kannibalizmussal óriási spirális és elliptikus struktúrákká – köztük a mi Tejútrendszerünkké – fejlődtek.
Ezen galaxisok szívében pedig gigantikus méretű, szupermasszív fekete lyukak telepedtek meg, diktálva a környező csillagkeletkezés ütemét. A galaxisok a sötét anyag láthatatlan vázára tapadva hatalmas galaxishalmazokba és szuperhalmazokba rendeződtek.
Az idő előrehaladtával azonban ez a gravitációs építkezés egy fordulóponthoz érkezett.
Nagyjából 9 milliárd évvel az Ősrobbanás után a tágulás sebessége ahelyett, hogy a gravitáció és a sötét anyag fékező hatása miatt lassult volna, hirtelen újabb gyorsulásnak indult. Megjelent a sötét energia. Ez a tér önmagából fakadó vákuumenergiája egyfajta kozmikus negatív nyomást kifejtve elkezdte taszítani és széttolni egymástól a galaxishalmazokat. A gravitáció összehúzó ereje végleg elvesztette a harcot, a sötét energia pedig átvette a hatalmat.
Miközben a kozmosz egésze a sötét energia fogságában gyorsulva tágult, a Tejútrendszer egyik szegletében, 4,6 milliárd évvel ezelőtt egy lokális gáz- és porfelhő összeomlott. Létrejött a Nap, és a körülötte keringő törmelékből összeállt a Naprendszerünk.
A harmadik kőzetbolygón, a korai, izzó Földön a nehéz elemek a magba süllyedtek, a felszínen szilárd kéreg alakult ki, a gázokból pedig légkör és óceánok születtek.
Az ősidők kaotikus kvantumhabjából, a szupererő szakadásaiból, valamint a sötét anyag bölcsőjében élt első csillagok kohóiban létrejött szén- és oxigénatomokból végül megszületett:
az Élet.
Epilógus: Az Ősrobbanás előtt
Mindez után sokukban felmerül a kérdés az Univerzum születésével kapcsolatban: „Jó – jó. De, mi volt az Ősrobbanás előtt?”
Mivel maga az idő és a tér is az Ősrobbanással kezdődött, álljon a legegyszerűbb válasz a kérdésre Stephen William Hawking (Anglia, 1942. január 8 – Anglia, 2018. március 14) elméleti fizikustól:
„Megkérdezni, mi volt az Ősrobbanás előtt olyan, mintha megkérdeznéd, mi van az Északi – sarktól északra.”
Be a Nerd Bird!
GRAVITÁCIÓS SZINGULARITÁS
SPEKTROSZKÓPIA II.
