A Világmindenség kora, mérete, a benne található anyag mennyisége ésösszetétele az emberi környezetben felfedezett természeti törvényekre építôasztrofizikai megfigyelési programokkal tanulmányozható. Az észlelésitechnikák és adatfeldolgozási módszerek tökéletesedésével alig egy évtizedalatt ugrásszerûen nôtt e kozmológiai adatok ismeretének pontossága.A több mint tízmilliárd évet felölelô eseménysorra vonatkozó tudományoskép megszilárdulása megengedi, hogy még messzebbre kíséreljünk megbehatolni Univerzumunk múltjába. A kozmikus archeológia sok hasonló-ságot mutat a földi régészek módszereivel és gondolkodásával. A 21. század-ban választ remélünk sok, nemrég még egzotikusnak hangzó kérdésre is,például arra, hogy mitôl forrósodott fel az Univerzum, vagy hogy mi elôztemeg a Forró Univerzumhoz vezetô ôsrobbanást.

Mi a kozmológia?Az Univerzum egészének keletkezését és fejlôdésének történetét tanulmá-nyozó tudományterületet kozmológiának hívják. E témakör legfontosabbkérdései a következôk: 173

Patkós András

fizikus,

az MTA levelezô tagja

1947-ben született. 1970-ben

szerzett diplomát az ELTE Ter-

mészettudományi Karán. 1977-

tôl a fizikai tudomány kandidá-

tusa, 1987-tôl akadémiai doktora

lett. 2001-tôl az MTA levelezô

tagja.

Pályáját az ELTE TTK Atomfizi-

kai Tanszék oktatójaként kezdte,

1989-tôl egyetemi tanár, 1989-

tôl 1992-ig a Fizikai Tanszékcso-

port vezetôje, 1998–2003 között

az Atomfizikai Tanszék megbí-

zott vezetôje, jelenleg az ELTE-

MTA Statisztikus Fizikai Kutató-

csoport vezetôje.

Számos külföldi egyetemen

(Koppenhága, Bonn, Genf,

Uppsala, Strasbourg, Bielefeld,

Heidelberg stb.) volt vendégku-

tató, illetve vendégprofesszor.

Az MTA Részecskefizikai Bizott-

ságának tagja. 1987-tôl a Termé-

szet Világa címû folyóirat szer-

kesztôbizottsági tagja.

Fôbb kutatási területei: elmé-

leti részecskefizika, a kvantum-

térelmélet alapállapotának tulaj-

donságai, egyensúlyi fázisátala-

kulások, a kvantumterek egyen-

súlytól távoli dinamikája, a Forró

Univerzum kialakulása.

PATKÓS ANDRÁS

A Mindenség mérése

á Milyen távol van a legtávolabbi galaxis? (És mi van azon is túl?)á Hogyan keletkezett az Univerzum? Mikor volt az Ôsrobbanás? (És

mi volt annak elôtte?)á Hogyan mozog az Univerzum egésze? (És mi mozgatja? És mi lesz

jövôbeli sorsa?)A fô kérdésekre – néhány számszerûen jellemezhetô adat egyre ponto-

sabb ismeretében – egyre határozottabb válaszokat adhatunk. A megfigyel-hetô Univerzum méretét, életkorát, a benne elôforduló anyag mennyiségétés az anyag fôbb fajtáinak relatív elôfordulási gyakoriságát hívjuk kozmoló-giai paramétereknek.

Ezek az adatok nagyon hasonlatosak egy személy vagy egy érdekes tárgylegfontosabb fizikai jellemzôire vonatkozó kérdéseinkhez: egy kiváló atlé-tának vagy egy szépségkirálynônek nagy valószínûséggel a korát, a méreteit(magasság, mellbôség, lábméret) és a tömegét (súlyát) firtatnánk. Ez a profánpárhuzam is azt példázza, hogy a tudományos kutatás legfontosabb kérdéseimélyen emberiek. Talán ez a titka, hogy a szakmai ismeretekkel nem rendel-kezôk is nem szûnô kíváncsisággal fordulnak a csillagos ég egyre távolabbitartományaiból észlelt jelekrôl és értelmezésükrôl szóló híradások felé.

Az egyik legelterjedtebben használt amerikai egyetemi kozmológia-tan-könyv húsz évvel ezelôtt így fogalmazott: „Az Olvasó szerencsésnek érezhetimagát, hogy olyan korban él, amikor a tudomány már képes egy olyanalapvetô mennyiséget, mint az Univerzum kora, egy kettes szorzófaktor bi-zonytalansága erejéig meghatározni.” Az akkori adatok alapján az Univer-zum korát tíz- és húszmilliárd év közöttire becsülték.

A 20. század utolsó évtizedében felgyorsultak a kozmológiai megfigyelôkutatások. 2003 márciusa óta az Univerzum életkorára vonatkozó „hivata-los” adat: 13,5–13,9 milliárd év, azaz a 100 százalékos hiba helyére 2 száza-lékos bizonytalanság lépett. A belátható Univerzum mai „sugárirányú” mé-rete nagyjából 26 milliárd fényév, miután a legkorábban sugárzó forrásokközben távolabb kerültek. Úgy tûnik, hogy egyéb méretek megadásáranincs is szükség, mert a Világmindenség egésze, a megfigyelési pont helyze-tétôl függetlenül, gömbszerûen szimmetrikus tulajdonságokat mutat, bár-mely irányban végzünk is vizsgálatokat. Végül, az Univerzumot mozgatókülönféle anyagfajtáknak a láthatárunkon belülre esô együttes tömegét Ga-laxisunk (a Tejút) tömegének 1000 milliárdszorosára becsülik.

Szeretném, ha az elôadás végére egyetérthetnénk abban, hogy a rohamo-san pontosodó mérések és a mérési stratégiát meghatározó elméleti gondol-kodás dinamikája következtében a kozmológia a 21. század egyik vezetôtermészettudományos kutatási irányává alakul.

A Mindenség mérésének lehetôségérôlA Világmindenségre vonatkozó kutatás a legnagyobb léptékû méretskálánvégzett megfigyelésekbôl igyekszik válaszolni a Mindenséget mozgató erôkmibenlétét firtató kérdésekre. Kozmikus léptékû kísérletek végzésére nincs174

Mindentudás Egyeteme

Univerzum:a világegyetem. Szûkebb érte-lemben (belátható Univerzum)azt a térbeli tartományt jelenti,amelyet vizsgálni tudunk:vagyis világegyetemünk azonrészét, ahonnan keletkezése ótaa véges sebességgel terjedô fényeljuthatott hozzánk.

Ôsrobbanás:az eddigi legelfogadottabb el-mélet a világegyetem keletkezé-sére az Ôsrobbanás elmélete.Az elnevezés arra utal, hogy amegfigyelt extragalaktikus ob-jektumok távolodnak egymás-tól, vagyis idôben visszakövetveútjukat egy szingulárisan ki-csiny tartományból származ-nak.

A Tejút

felhatalmazásunk egyetlen Univerzumunkban. Erre a kutatói megközelí-tésre teljes mértékben érvényes Isaac Newtonnak a Philosophia NaturalisPrincipia Mathematica (A természetfilozófia matematikai alapelvei) címûmunkájában, 1687-ben megfogalmazott célkitûzése: „A természetfilozófiafeladata abban áll, hogy a mozgásjelenségekbôl következtessen a természetierôkre, és ezeknek az erôknek az ismeretében találjon magyarázatot a többijelenségre is.”

A modern fizikának Galilei, Kepler és Newton munkásságával elindulttörténete négy alapvetô kölcsönhatást tárt fel. A mai kozmológusok e tör-vényeket hipotetikusan az Univerzum egészére érvényesnek fogadják el. Azegyre pontosabb megfigyelési programok stratégiáját e törvényekre alapo-zott elôrejelzésekre építik. Az egyre távolabbi tartományokból érkezô új ta-pasztalati tények értelmezésekor a kutatók azt is ellenôrzik, hogy a földilaboratóriumokban felfedezett kölcsönhatások irányítják-e az Univerzumtávoli tartományainak történéseit is. Készen állnak arra, hogy a bennünketalkotó anyag elemi építôköveitôl eltérô, új anyagfajtákat és köztük ható újerôket fedezzenek fel a „konzervatív” várakozásoktól esetleg eltérô megfi-gyelési eredmények hátterében. Az is kiderülhet, hogy a kölcsönhatások maismert törvényszerûségeinek története van, és milliárd évekkel korábban azanyag szervezôdése a ma ismerttôl eltérô törvényeknek engedelmeskedett.

Nem kívánok elhallgatni bizonyos súlyos kételyeket sem, amelyekkel aMindenség egészére érvényes törvények létét és feltárhatóságát sok tudós isilleti. A modern fizika (és nyomában minden természettudományos kuta-tási irányzat) lényege a kísérlet, amely a jelenségeknek kontrollált körülmé-nyek közötti ismételt elôidézését és az eredményeknek a matematikai statisz-tika eszközeivel való megbízhatósági ellenôrzését is elôírja. Nem világos,hogy egyetlen Univerzumunkat (amelynek neve is jelzi egyedülvalóságát)ilyen statisztikai jellegû jellemzéssel hogyan közelíthetjük meg. E korlátothangsúlyozva sokan felvetik: nincs-e határa az újkori tudomány módszerei-vel a világegyetem egészére feltehetô és megválaszolható kérdéseknek? Elô-adásom azokról az erôfeszítésekrôl is szól, melyekkel a kutatók a tudomá-nyos módszerû megismerés érvényességi határait idôben és térben egyretávolabb helyezik.

Az Univerzum kutatása: kozmikus archeológia

A csillagász, az asztrofizikus, a kozmológus (akik ugyanannak a tudományosnemzetségnek kissé eltérô „tájszólást” beszélô tagjai) az Univerzumot szintekizárólag az elektromágneses sugárzást (azon belül fényt) kibocsátó objek-tumokat megfigyelve vizsgálja. (Nagy reményeket fûznek a kizárólag gyengekölcsönhatásban részt vevô neutrínók megfigyelésébôl kapható informá-ciókhoz, de mindeddig csak egyetlen kivételes csillagászati esemény kap-csán sikerült Naprendszeren kívüli, azaz kozmikus neutrínókat detektálni. 175

patkós andrás á A Mindenség mérése

Neutrínó:elemi részecske, elméleti felté-telezések és megfigyelések alap-ján csak gyenge kölcsönhatás-ban vesz részt. Nagy számbankeletkeznek szupernóva-robbanások során.

Galileo Galilei (1564–1642)

Newton, Sir Isaac

(1643–1727)

A potenciálisan egyedülálló információkat hordozó kozmológiai eredetûgravitációs hullámok kimutatása a növekvô erôfeszítések ellenére még év-tizedeket várathat magára). A fény véges sebességgel halad, a Nap fénye 8 perc alatt ér a 150 millió kilométer távolságra lévô Földre. A csillagászatbanaz 1 fényév, a fény által egy év, azaz 365 × 24 × 60 perc alatt megtett távolsághasználatos a távolság egységeként, ami a Nap–Föld távolság mintegy hat-vanezerszerese. Több mint tízmilliárd évre van szüksége a fénynek ahhoz,hogy a megfigyelhetô Univerzum legtávolabbi pontjából eljusson hozzánk.

Nyilván minél távolabbról érkezik a fénybe kódolt információ, annál ré-gebben indult útjára, azaz annál régebbi kozmikus jelenségrôl hoz hírt. Ez akörülmény lehetôséget ad az Univerzum történetének feltárására, ha pon-tosan meg tudjuk határozni a fényforrások távolságát. Az Univerzum egésztörténetén áthaladó fény által hozott információk távolság, azaz korok sze-rinti szétválasztásának feladata közelíti a kozmológus munkáját az emberimúltat kutató régészéhez. Célunk, hogy megismerjük az Univerzum törté-netének egyes korszakait.

A földi régész az ember által fokozatosan egymásra épített rétegek ko-rát például a maradványok környezetében talált fémpénzek, cserepek ésmás, dátumot hordozó tárgyak révén határolja be, a különbözô korú réte-gek törmelékes maradványait óvatos munkával szétválasztja egymástól.Az azonos korú törmelékekbôl megkísérli az egykori tárgy, épület, fest-mény stb. fizikai rekonstrukcióját. Ugyanígy vadászik a kozmológus is akorai Univerzum egy meghatározott korszakáról hírt adó, jellemzô relik-viákra. Ezek olyan tipikus kozmikus objektumok, jelenségek, amelyekelég egyszerûek ahhoz, hogy a fizika mérési eszközeivel tanulmányoz-hatók legyenek, és létrejöttük megértéséhez a fizika törvényeit hívhassuksegítségül.

Az igazi régészhez méltó végsô kihívás valamely rekonstruált relikvia„üzenetének”, a kor emberi (tárgyi és szellemi) környezetében hordozottjelentésének, az akkori társadalomról szóló híradásának megfejtése. Ezzel a szellemi próbatétellel állítható párhuzamba az elméleti fizikus feladata,hogy értelmezze azt az összefüggést, mely valamely kozmikus jelenség és azUniverzum egészének mozgása között áll fenn.

A régész a római kort jellemzô lakóházszerkezetek ismeretében jelenthetiki, hogy a szônyi vásártéren fellelt töredékekbôl életre hívott freskó mindenbizonnyal a ház mennyezetét, nem pedig oldalfalát díszítette. A szimboli-kus ábrázolás figuráinak jelentését keresve megvizsgálja a 3–7. századból a Földközi-tenger medencéjében ránk maradt, freskókat hordozó építmé-nyeket, és felismeri, hogy ez az az idôszak, amikor az épületek szerkezetielemei között megjelenik a kupola. Az elsô kupolákban fellelt díszítô ábrá-zolások pedig a korabeli himnuszok és más mûfajú leírások szerint mind azégbolthoz kapcsolódtak (még a templomokban is). Ez annál is könnyebbenérthetô, mert a görögök és a rómaiak fôistenei Napistenek voltak, és tiszte-letük természetes módon tartalmazta az ég jelenségeinek a templombelimegjelenítését. Egy ruhátlan nôalak és egy feléje forduló ló együttesénekmegfelelôjét keresve az égbolt csillagképei között rátalál az égbolton szom-szédos Androméda és Pegazus csillagképekre. Ezek az ókor egyik közismert176

Mindentudás Egyeteme

A szônyi freskó központi alakja

(kinagyítva, Borhy László felvétele)

Johannes Kepler bolygómodellje,

1596

mitológiai történetét az égboltra vetítô csillagképcsalád tagjai, s a Kassio-peia, a Cepheus és a Cetus csillagképek társaságában az ôszi északi égboltegyik legjobban látható, az éjszakai tájékozódást segítô szegmensét foglaljákel. Érdekes, hogy a régészek sokáig hajlottak a képnek egy tengeri csikón lo-vagoló Néreidával való azonosítására, amíg meg nem találtak egy festmény-töredéket, amely a lóalak patáját mutatta.

A rekonstrukció elkészülte után a régész a klasszika-filológia ismeret-anyagát hívja segítségül, hogy megfejtse a szônyi freskón az állandó csilla-gok konstellációit szimbolizáló központi alakokat és a kép külsô részén aföldi évszakok változását illusztráló motívumokat egymástól elválasztó ket-tôs körgyûrû kozmológiai jelentését. A földi légkör kék gyûrûje határolja aFöld (az anyag) szféráját, és a belsô, vörös tûzgyûrû által közrefogott éteriszférának köszönheti az égbolt a stabilitását. A levegô és az éter természetétmegfogalmazó klasszikus szerzôk mûvei a két tartományt összekapcsoló dí-szítô elemeket is jelentéssel ruházzák fel. A régész és a klasszika-filológusösszefogásával kibontakozik elôttünk a római kor Univerzum-felfogása egypannóniai villa termének falain. Az ELTE régészei Borhy László vezetésével– Harsányi Eszter és Kurovszky Zsófia festô-restaurátormûvészek közremû-ködésével – Komárom-Szônyben (római nevén Brigetióban) a kétezer évvelezelôtti kozmológiai elképzelések ritka teljességû relikviáját rekonstruálták.

A különbözô kozmikus korszakok relikviáinak tanulmányozásával mi azUniverzum folyamatosan változó szerkezetét meghatározó fizikai hatásoktörténetét kívánjuk rekonstruálni. A csillagászat és az asztrofizika eszközei-vel három, jól megkülönböztethetô korszakban keletkezett „kozmikus re-likvia” tanulmányozása folyik:

á az Univerzum anyagszigetei, a galaxisok;á a kozmikus háttérsugárzás;á a kémiai elemek magjainak ôs-szintézise. 177

patkós andrás á A Mindenség mérése

Az Androméda-freskó mûvészi

rekonstrukciója

(Borhy László felvétele)

Galaxis:Csillagváros, Univerzum-szi-get: megfigyelések alapján acsillagok nem egyenletesen osz-lanak el a világegyetemben, ha-nem csoportokba tömörülvetalálhatók. Egy-egy galaxis sokmillió vagy milliárd csillagot istartalmazhat. Saját galaxisunka Tejút.

Az elmúlt bô évtizedben az elsô két területen értek el kiemelkedô ered-ményeket, ezért alább ezekkel foglalkozom. A nukleáris és részecskefizikaiôstörténet megérdemel egy önálló elôadást.

Távolságmérés a kozmoszbanA közeli csillagászati objektumok méreteinek és távolságának megállapítá-sára a görög geométerek matematikailag pontos eljárásokat ajánlottak,amelyeket csak a mérést céltudatosan alkalmazó újkori tudomány tudottkielégítô pontossággal megvalósítani. A kis mérési pontosság tette elfogad-hatóvá a Föld-középpontú ptolemaioszi Univerzumot. Az állócsillagok lát-szólagos mozgásának felfedezéséhez (parallaxis), amelyet Arisztotelész is aFöld mozgásának lehetséges bizonyítékaként fogalmazott meg, a megfigye-lési pontosság fokozása vezetett. A parallaxis-mozgásra épülô távolságmé-réssel induló fejlôdés hosszú útjáról itt nem tudunk beszámolni, a továb-biakban csak a modern kozmológiában, a kozmikus távolságok mérésébenfontos szerepet játszó két újabb távolságmérési mód (távolságlétra) felvá-zolására van lehetôségünk.

A távolság mérését minden esetben viszonylag gyakori elôfordulású, kö-zel azonos belsô csillagdinamikájú (standard gyertya) csillagok megfigye-lésére építik. A viszonylagos távolság megállapítása azon az elôfeltevésenalapszik, hogy valamely azonos mûködésû csillagfajta egyes egyedei azonosfényteljesítményt bocsátanak ki. Miután a teljesítmény a távolság négyzeté-vel arányosan növekvô felületen oszlik szét, egyszerû összefüggés adja meg acsillag látszólagos fényességének négyzetes csökkenését a távolság függvényé-ben. Persze olyan jelenséget kell választanunk, amelyrôl okkal remélhetjük,hogy bekövetkeztének idôpontjától független a jelenséget kísérô fénysugár-zás teljesítménye.

Elsô példánk története a 20. század elsô évtizedéig nyúlik vissza, amikorHenrietta Leavitt, amerikai csillagász vizsgálta Galaxisunknak, a Tejútnakazokat a csillagait, amelyek fényessége néhány napos periodicitással válto-178

Mindentudás Egyeteme

x x

A sugárzási teljesítmény

csökkenése a távolsággal

Parallaxis:egy test pozíciójának szögelto-lódása, amikor különbözô tér-beli pontokból figyelik meg.Csillagok esetében a parallaxisaz az ívmásodpercben kifejezettszög, amelynek a kétszerese aFöldpálya két átellenes pontjá-ból végzett megfigyeléskor ta-pasztalható pozícióeltolódás.A csillagparallaxis tehát az aszög, amely alatt az átlagosFöld–Nap távolság a csillagrólnézve látszik. Ezért a földimegfigyelô számára a csillag azégbolton zárt pályát ír le.

Távolságlétra:a csillagászatban használatos,egymásra épülô, egymást hite-lesítô távolságmérésre alkalmasmódszerek összefoglaló neve.Az elnevezés onnan ered, hogyaz egyes módszerek a létra fo-kaihoz hasonlóan követik egy-mást, ily módon mindig fel-használják a korábbi mérésimódszer eredményeit.

Cepheidák:a változó csillagok egyik típusa.Viszonylag nagy tömegû fényesszuperóriás csillagok, néhánynap, hét periódussal változnak(klasszikus Cepheidák). Egy ki-sebb csoportot alkotnak azúgynevezett II. populációsCepheidák: kis tömegû, vala-mivel halványabb változó csil-lagok. Periódusidejük a klasszi-kus Cepheidákhoz hasonló.

zik. Érdekes egybeesés, hogy az ilyen csillagok prototípusa a brigetiói ég-boltábrázolás bôvebb mitológiai csillagképcsaládjának egyik tagjában, aCepheusban elhelyezkedô egyik csillag, ezért e csillagokat Cepheidáknakhívják. Henrietta Leavitt felfedezte, hogy az átlagos fényteljesítményegyenletesen nô a pulzáció periódusidejének növekedésével. Ezzel a perió-dusidô mérésére vezette vissza a Cepheidák abszolút fényteljesítményénekmeghatározását. Az így kapott abszolút teljesítményt az észlelhetô gyen-gébb fényességgel összevetve meghatározta az új objektumnak a referencia-ként használt (ismert távolságú) Cepheidához képesti relatív távolságát.

Edwin Hubble azzal a felfedezésével „teremtette meg” a kozmológiát,hogy 1924-ben az Androméda csillagkép irányában, egy szabad szemmeléppen látható, halvány foltként észlelhetô csillaghalmazban sikerült egyCepheidát kimutatnia. Ennek távolságára kétmillió fényév adódott, amivelHubble bebizonyította, hogy a folt csillaghalmaza a Tejúttól távoli, füg-getlen „Univerzum-sziget”, mai szóval galaxis. A galaxiskatalógusokban azM31 nevet viselô Androméda galaxis a hozzánk legközelebbi galaxis,amelybôl még ezermilliárd van az Univerzumban.

Az 1920-as években a csillagászok egyre több különálló galaxis létét bi-zonyították, és Hubble szisztematikusan vizsgálta az azokból érkezô fényszínképét. A földi spektroszkópusok által részletesen tanulmányozott hid-rogén-színképet ismerte fel kissé eltorzítva. A hidrogén által kisugárzottfény diszkrét frekvenciái annál jobban eltolódtak a kisebb frekvenciák, azaza kéktôl a vörös felé, minél nagyobb volt a fényesség alapján meghatározotttávolság. Ezt hívják vöröseltolódásnak. Az az ábra, amely a vöröseltolódásfüggvényében mutatja az egyes galaxisok távolságát, a Hubble-diagram.Edwin Hubble 1929-ben talán tucatnyi galaxist ábrázolt ebben a diagram-ban, amelyek közül a legtávolabbi is alig egyszázalékos vöröseltolódást mu-tat. A Hubble-törvény a következô egyszerû megfogalmazásban állítható fel:a vöröseltolódás mértéke és a luminozitási távolság között egyenes arányos-ság áll fenn. Érdemes a diagramon újabb adatokat is mutatni, amelyek iga-

179

patkós andrás á A Mindenség mérése

1000

100

10

10,1 1

Vöröseltolódás (%)

Táv

ols

ág(M

pc)

10

Hubble törvényének mai igazolása

a közeli Cepheidák (kék pontok)

és a kissé távolabbi szupernóvák

(piros pontok) alapján

Pulzáció:a csillagok periodikus méret-változtatása, felfúvódása, majdösszehúzódása. Szélsôséges ese-tekben a pulzáció lehet nagyongyors, illetve nagyon nagymér-tékû, a folyamatot a fényességmegváltozása kíséri. (Néhaegyes csillagok képesek másszínképosztályokba átlépniilyen módon).

Fényév:a csillagászati távolságmérésegyik egysége: az a távolság,amit vákuumban a fény egy évalatt megtesz; megközelítôleg9,46×1012 km. 1 parsec =1 pc= 3,26 fényév.

Vöröseltolódás:nagy távolságú objektumokszínképében található jellegze-tesség: a földi körülmények kö-zött megfigyelt kémiai elemek-re jellemzô vonalak eltolódnaka vörösebb tartomány felé. En-nek oka, hogy a forrás távolo-dik tôlünk, illetve hogy a fényegy táguló világegyetemen ke-resztül jut el hozzánk.

Standard gyertya:azon csillagászati objektumokvagy jelenségek összefoglalóneve, amelyek esetében nem-csak a Földön megfigyelt lát-szólagos fényesség határozhatómeg, hanem az abszolút fé-nyességük is. Emiatt jól alkal-mazhatók távolságmeghatáro-zásra.

zolják, hogy az eredetinél sokszorta nagyobb távolságra kiterjesztve is érvé-nyes Hubble felfedezése.

Ekkora távolságokon azonban a Cepheidákra alapozott távolságmérésimódszer nem mûködik. A második példánkban szereplô változó fényes-ségû standard gyertya fényforrásra Walter Baade már az 1930-as évekbenfelhívta a csillagászok figyelmét. Javaslata céltudatos megvalósítására az el-múlt évtizedben került csak sor. A késésnek az az oka, hogy az úgynevezettIa típusú szupernóvák módszeres vizsgálata – a robbanás bekövetkezté-nek elôreláthatatlansága miatt – egy költséges készenléti szolgálat megter-vezését és mûködtetését igényli. A távolságmérésre alkalmasnak tûnô, rob-banó csillagok úgynevezett kettôs csillagrendszerben fordulnak elô. A kö-tött rendszer kisméretû csillagtagjának gravitációs hatása óriáscsillag part-nerének csillaglégkörébôl folyamatosan anyagot szivattyúz át. Növekvôtömege tömegvonzási hatásának saját nyomása egy tömeghatáron túllépvenem tud ellenállni, a csillag összeroppan, szupernóvaként villan fel. A kö-zel azonos tömeg és anyagi összetétel okán ezeknek a felvillanásoknak azenergiatartalma közel azonos, a kisugárzás fényességének idôbeli lefutásais nagyon hasonló.

1998-ban, közel tízéves gyûjtômunka után, két csillagászcsoport egy-mástól függetlenül összesen 42 úgynevezett SN Ia szupernóva fénygörbéjétés látszólagos fényességét tette közzé, amelyek alapján sikerült azoknak a galaxisoknak a távolságát megállapítani, amelyekben a robbanás bekö-vetkezett. Közöttük 60–70 százalékos vöröseltolódást mutatók is voltak,ezek alapján immár jelentôsen megnövekedett tartományban vizsgálható aHubble-törvény érvényessége.

A Ch. J. Doppler osztrák fizikus által felfedezett, közismert hatás alapjána sugárzás színének észlelt vörösödését a forrás állandó sebességû távolodásaokozza. Ezért a Hubble-törvény közismert megfogalmazása valójában avilágegyetem legfontosabb globális mozgástörvénye: a galaxisok a távolsá-gukkal arányban növekedô sebességgel távolodnak egymástól.

180

Mindentudás Egyeteme

10 000

1 000

10010

Vöröseltolódás (%)

Táv

ols

ág(M

pc)

100

Hubble törvényének teljesülése

az Ia típusú szupernóvák alapján

(100 százalékos vöröseltolódásra

már eltérés fedezhetô fel a lineáris

törvénytôl!)

Ia típusú szupernóvák (SN Ia):a szupernóva-robbanások egyspeciális típusa. Kettôs csillag-rendszerekben következik be;jellemzôje, hogy a színképenem tartalmazza a hidrogénrejellemzô spektrumvonalakat.Érdekességük, hogy a robbanásmindig egy kritikus tömeg el-érésekor történik, emiatt a ki-sugárzott fényteljesítmény ha-sonló nagyságú. Ez utóbbi tu-lajdonság miatt alkalmasakstandard gyertyának.

Einstein azonnal felismerte, hogy ez az egyszerû szabályt követô tágulásösszhangban van az általános relativitás elméletének egy Univerzum-modelljé-vel, a felfedezôirôl Friedmann–Lemaitre–Robertson–Walker Univerzumnakhívott rendszerrel. Az általános relativitás elmélete szerint a mozgást az Univer-zum anyaga által hordozott energia hajtja. Az Univerzum tágulása a Föld fel-színérôl kilôtt rakéta távolodását követô lehetséges mozgástípusok egyikébenvégzôdik. Ha a rakéta energiája pozitív, sebessége meghaladja a szökési sebessé-get, a kilôtt objektum pályája mindörökre eltávolodik a Földtôl. Ha az energianegatív, a rakéta emelkedése lelassul, és végül visszahull a Földre. Attól füg-gôen, hogy az Univerzum egységnyi térfogatának energiája, az energiasûrûségkisebb-e vagy nagyobb egy kritikus értéknél, a tágulás mindörökké folytatódikvagy egy összehúzódási összeomlásba fordul vissza. Az Univerzum jövôjét ille-tôen tehát a legfontosabb kozmológiai paraméterként az átlagos energiasûrû-ségnek a kritikus értékhez viszonyított nagysága lép elô.

Visszatérve az 1998-ban közzétett kiterjesztett Hubble-diagramhoz, amérési pontokhoz berajzolhatnánk a nyitott (örökké táguló) és a zárt (végülösszeomló) világegyetem esetén a Hubble-törvénytôl várt eltérést. Bárme-lyik is valósuljon meg, minél hosszabb idô óta „van úton” egy galaxis, a tö-megvonzás lassító hatására annál inkább lemarad az állandó ütemû tágulás-tól. Egyben az egyenletes tágulást tükrözô Hubble-törvény szerint a vártnálfényesebbnek mutatkozik, azaz növekvô vöröseltolódással a Hubble-tör-vény alapján jósoltnál közelebbinek mérik a távolságát. A meglepetés bom-bája 2000-ben robbant, mert a 42 SN Ia mozgása nem lassuló, hanem gyor-suló Univerzum képére utalt. Eszerint az Univerzumunkat alkotó anyagnakkell hogy legyen egy „antigravitáló” hatású összetevôje is (sötét energia)!Igaz, a szupernóváknak a vártnál halványabb fénye esetleg egy közbensôfényelnyelô közegnek is tulajdonítható. Bruno Leibundgut, az Európai DéliCsillagvizsgáló vezetô szupernóva-szakértôje 2003 júniusában, egy balaton-füredi nemzetközi doktori kurzuson arról számolt be, hogy növekvô ér-deklôdésnek és támogatásnak örvendô programjukban immár 155 SN Ia-tfigyeltek meg, és az elfogadott, globális szervezésû megfigyelési programmalnéhány év alatt kétezerre akarják növelni a megfigyelt szupernóvák számát.Az objektumok vöröseltolódását a 170 százalékos értékig kívánják kitolni.A nagyobb számú szupernóvát tartalmazó minta a már letapogatott tarto-mányokon is finomabban rajzolja ki a tágulás megfigyelhetô görbéjét.A vöröseltolódás szélesebb megfigyelési tartománya pedig lehetôvé teszi,hogy az Univerzum globális mozgásának egyes alapesetei, az extragalaktikuspor abszorbciós hatása és a mérési adatok közötti eltérés megítélhetô legyen.

Megemlítjük, hogy a Hubble Ûrteleszkóp által felfedezett egyik szuper-nóva vöröseltolódásának nagyságáról folyó szakmai vita során, 2001-ben azELTE akkori doktorandusza, Budavári Tamás módszere alapján (melyetSzalay Sándor irányításával fejlesztettek ki) olyan javaslat fogalmazódottmeg, amelynek a közeljövôben várható esetleges megerôsítése perdöntô le-het az antigravitációs hatás létezésének kérdésében. A fiatal kollégánk rész-vételével végzett elemzés eredménye nem értelmezhetô galaxisközi abszorb-cióval, ezért kizárná a lassulva táguló Univerzum lehetôségét. De a fizikaaranyszabálya szerint egy mérés nem mérés… 181

patkós andrás á A Mindenség mérése

Sötét energia:a megfigyelt gyorsulva tágulóUniverzum mozgásáért felelôsanyag- vagy energiakompo-nens. Jelenleg az eredetilegEinstein által javasolt, majd el-vetett kozmológiai állandó ha-tásával azonosítják, amelyazonban nem ad magyarázatotészlelt nagyságára.

Hubble, Edwin (1889–1953)

Az Univerzum galaxistérképeiA modern asztrofizikai eszközök egyre halványabb fényforrások megfigye-lésére képesek. A bennük használt fényképezô eszközök a beérkezô fotonokirány szerinti szétválasztásával az égbolt finomrajzolatú térképének felvéte-lét teszik lehetôvé. Hosszú expozíciós idôvel adják össze a fényforrásokbólszármazó fotonok energiáját az úgynevezett CCD-chipekbôl felépítettkamerákban. Ez a technika másfél évtized alatt forradalmian átalakította azamatôr fotósok életét is.

Az ezzel a technikával felszerelt Hubble Ûrteleszkópot az égboltnakazokra a tartományaira irányították, amelyeket a hagyományos csillagászatieszközök tökéletesen sötétnek mutattak. Az eredmény drámai: galaxisok ésgalaxishalmazok sokasága tárulkozik fel egészen a négyszeresnél is nagyobb(430 százalékos) vöröseltolódás tartományáig.

Évtizedes elôkészítés után, 1999-ben indult be a Sloan Alapítvány általtámogatott digitális égtérképezési program (SDSS), amely öt év alatt közelegymillió galaxis többszínû fényképét készíti el automatizáltan. A többszínszûrôs fényképsorozatot földi telepítésû teleszkóppal veszik fel. Olyaneljárást használva, amelyet magyar kutatók jelentôs hozzájárulásával dolgoz-tak ki, e fényképekbôl meghatározzák az objektumok vöröseltolódásánakmértékét. Az SDSS tartja a legnagyobb vöröseltolódású objektum (egy úgy-nevezett kvazár, amelyrôl még nem bizonyított, hogy galaxis kapcsolható-ehozzá) megfigyelésének rekordját, amelyre az eltolódás 600 százalékos.

182

Mindentudás Egyeteme

Hubble Deep Field felvétel.

Forrás: R. William (STScI),

the Hubble Deep Field Team

és a NASA

CCD:Charged Coupled Device: töl-tés-csatolt eszköz. A moderncsillagászati fényképezés nélkü-lözhetetlen eszköze. Ez egyfényérzékeny chip, segítségévela felületén található képpon-tokban detektált fényintenzitásközvetlenül elektromos töltés-sel arányos jellé alakítható,amely számítógéppel feldolgoz-ható.

Hubble Deep Field (HDF):a Hubble Ûrtávcsô által készí-tett egyik híres felvétel. Elkészí-tése során az égbolt egy látszó-lag üres, sötét tartományátfényképezték hosszú ideig. En-nek eredményeképpen a koraiUniverzum addig nem látott,legkorábbi régiói tárultak felelôttünk. 2004 márciusábantették közzé a Hubble UltraDeep Field felvételt, amelymég korábbi állapotot mutatbe.

Kvazár:eredetileg quasar vagy QSO,quasi-stellar object. Csillagnak(pontszerûnek) látszó távoli,extragalaktikus objektumok, azeddig megfigyelt legtávolabbiobjektumok. Egyelôre vitatotta távoli, fiatal galaxisokkal valóazonosíthatóságuk.

A Hubble-törvénytôl való esetleges kismértékû eltérések nem változtat-ják meg a fô tendenciát: aminek nagyobb a vöröseltolódása, az távolabbvan, azaz az Univerzum korábbi történeti pillanatáról ad hírt. A galaxisokataz égbolt irányai mentén a vöröseltolódásuk mértékében rendezve alakul-nak ki a galaxistérképek, amelyek az Univerzum csillagcsomóinak szerkeze-térôl adnak információt. Az elsô ilyen térképet az 1980-as évek közepéntették közzé. A térképezés mélysége kevesebb mint két évtized alatt óriásitlépett elôre.

A megfigyelt galaxistérképek kialakulását az elméleti kutatók megpró-bálják az általános tömegvonzás newtoni törvényeinek segítségével ér-telmezni. Ennek a számítógépes kozmológiai kutatási iránynak a neve:N-test szimuláció. Számításaikban egy-egy galaxis teljes tömegét pont-szerû részecskékbe koncentrálják, és mozgásukat a Newton-törvénynekmegfelelôen modellezik szuperszámítógéppel. A legnagyobb méretû szi-mulációkban több millió galaxis mozgását követik, és kirajzolják helyze-tük alakulását a vöröseltolódás csökkenésével, azaz a mai korhoz közelít-ve. Kiindulásul a legtávolabbi (legkorábbi, legnagyobb vöröseltolódáshoztartozó) galaxisoknak az égbolton mért eloszlását választhatjuk. Termé-szetesen az akkori jóval kisebb térfogatból kell a rendszert elindítani.A késôbbi eloszlást érzékenyen befolyásolja az Univerzum egészének egy-idejû tágulási mozgása is.

A számítógépes „Univerzum-fejlesztés” eredményeként kirajzolódóégtérképet összehasonlíthatjuk a megfigyeléssel. A gyorsuló vagy a lassulótágulásra kirajzolódó térképek közül az észleléssel legjobban egyezôhöztartozó kozmológiai paramétereket igyekszünk meghatározni. Ránézésretalán nehéz különbséget tenni a különféle lehetséges Univerzumok gala-xistérképei között, de a statisztikus elemzés (úgynevezett korrelációs ana-lízis) megbízható választ ad például arra a kérdésre is, hogy az Univerzumteljes energiájának mekkora hányadát hordozza a szokásos gravitációjú,és mekkora hányadát az „antigravitációs” hatású (pontosabban gravitáció- 183

patkós andrás á A Mindenség mérése

20

40

30

20Vö

röse

ltoló

dás

(%)

10

0

3040

50

10 0350

Az SDSS teleszkóp. Forrás: SDSS

kollaboráció archívuma.

Szalay Sándor szíves engedélyével

Vöröseltolódási galaxistérkép

az égbolt egy szeletérôl. Forrás:

SDSS kollaboráció archívuma.

Adrian Pope és Szalay Sándor

szíves engedélyével

san nem csomósodó) anyagfajta. E vizsgálat szerint a jó egyezéshez jelen-tôs, közel 70 százalékos részesedésû, gravitációsan összetömörödésre nemhajló, fényt nem kibocsátó úgynevezett sötét energia jelenlétét kell felté-telezni. Az Univerzum jelenlegi állapotában csak 30 százalék a newtonitömegvonzást követô anyag részesedése. Ez a becslés jól egyezik a gyorsu-ló tágulás értelmezéséhez legjobban illeszkedô anyagkoncentráció-össze-tételre nyert adatokkal.

Vajon meddig egészíthetô ki az égtérkép az egyre finomabb észlelésitechnikák révén felfedezett újabb és egyre távolabbi galaxisokkal? Másszóval, mikor jelentek meg az Univerzumban a legôsibb galaxisok? Mitörténik, ha a szuperszámítógépes szimulációt nem a kisebb vöröseltoló-dások irányában, hanem (idôben visszafelé) a nagyobb vöröseltolódásiértékek tartománya felé indítjuk útjára? George Gamow mutatott rá elô-ször az 1940-es években, hogy az Univerzum tágulási szakaszain visszafeléhaladva egyre kisebb mérettartományba érkezünk, egyidejûleg a fizikatörvényei szerint a hômérséklet fokozatosan növekszik ugyanúgy, ahogy

Mindentudás Egyeteme

Anyag éssötét energia

Csak anyagsötét energianélkül

z=3 z=1 z=0

NagyBumm

Inflá

ció

Kva

rko

k

0 1 sec 300 000 év 1 milliárd év

Az Univerzum kora

13-14 milliárd év10-32 sec

Nag

yki

fag

yás

Lecs

ato

lód

ás

Els

ôg

alax

iso

k

Mo

der

nU

nive

rzum

Az

Uni

verz

umsu

gar

a

Az

Uni

verz

umsu

gar

aN-test szimuláció eredményei.

(Jenkins et al. nyomán, 1998)

A bal oldali oszlop azt az állapotot

mutatja, amikor az Univerzum

méretskálája a mainak negyede

volt. A felsô sorban a gravitáló

anyag és a nem csomósodó sötét

energia keverékében, az alsóban

a csak gravitáló anyagban

kialakuló struktúra látható

Az Univerzum korszakai

egy összenyomott gáz is felmelegszik. A forró Univerzumban mindenszilárd anyag megolvad, majd elpárolog. A csillagok sûrû belsô tartomá-nyaiban mûködô nukleáris reakciók a ritka közegben leállnak. Végül anagyobb összetettségû kémiai vegyületek is elbomlanak. Visszajutunk ab-ba a korba, amikor az anyag legegyszerûbb molekuláiból álló gázkeveréktöbbé-kevésbé egyenletesen töltötte ki a világegyetemet. A magas hômér-séklet okozta hômozgás sikeresen áll ellen a gravitáció csomósító hatásá-nak. A részletes atomfizikai modellektôl függôen abban az idôszakban,amikor az elsô struktúrák éppen elkezdtek csomósodni, az Univerzummérete huszada vagy legfeljebb tizede volt a mainak. Ez nagyjából 12–13milliárd évvel ezelôtt következett be. A jobb híján ôsgalaxisoknak nevez-hetô elsô anyagcsomók egészen más képet mutattak, mint viszonylag fia-tal társaik, hiszen a csillagokat fûtô nukleáris reakciók ebben a viszonylagegyenletes eloszlású gázban még nem indultak be, az átlagos mozgásienergiával mozgó atomok közötti ütközésekben atomfizikai gerjesztés ésezt követô fénykibocsátás nem következik be. Az Univerzumban a méretcsökkenésével a sötétség korszakába érünk vissza. Ebben a csillagokat meg-elôzô 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 esô struktúra nem létezett?Lehetséges-e megismernünk az ôsgalaxisok csomósodásának módjához,majd a mai galaxiseloszláshoz vezetô út legelejét? A tovább forrósodó gáz-keverék relikviái után kutatva elhagyjuk a szokásos csillagászati jelenségektartományát. A kvantumfizika válik a kutatás fô eszközévé.

A sötét anyagA mikrofizikai kutatás kozmológiai fontosságát még egy igen lényeges je-lenségkör alapján is megérthetjük. Ez a közbeiktatott fejezet arra keresi a választ, hogy az Univerzum teljes anyagában 30 százaléknyi részesedésû,szokásos módon gravitáló anyag összetételében mekkora a bennünket al-kotó atomok és molekulák részaránya. Ebben a kérdésben a galaxisokatalkotó csillagok, illetve nagyobb méretskálán a galaxisok alkotta halmazokmozgásának részletei adnak felvilágosítást.

A galaxishalmazokban részt vevô galaxisok ugyanolyan kötött rendszertalkotnak, mint a Naprendszer bolygói. A halmaz egésze, a Hubble-törvénytkövetve, együtt sodródik a táguló Univerzumban, de az egyes tagok közöttitömegvonzás e mozgásra zárt pályán való száguldást is „rárajzol”, amelynekjellemzô sebessége 1000 km/s. A galaxisok közötti teret forró gáz tölti ki,amelynek hômérsékletét abból a ténybôl lehet megbecsülni, hogy elektro-mágneses sugárzása a röntgentartományban igen intenzív, éppen ebbôltudjuk, hogy a galaxisközi gáz több ezer fokos. Ezen a hômérsékleten min-den anyag, amely elektromágneses kölcsönhatásra képes, világít. Ezért nem 185

patkós andrás á A Mindenség mérése

Sötét anyag:nem világító anyagi összetevô,amely azonban gravitációs ha-tása révén befolyásolja a megfi-gyelhetô objektumok pályáit.Éppen ez utóbbi hatása alapjánkövetkeztetnek létezésére.

várható, hogy a bennünket alkotó anyag kisebb darabkái, amelyeket „barnatörpéknek” is neveznek, megbújnának ebben a rendszerben.

A világító anyag mennyiségére a gáz és a galaxisok sugárzási intenzitásá-nak elemzésébôl megbízható becsléseket lehet tenni. A galaxishalmaz teljestömegét több független módszerrel is meg lehet becsülni, ezek közül egynagyon látványos optikai effektus segítségével végrehajtott becslést muta-tunk be. A nagy tömegek közelében elhaladó fény elhajlásának jelensége isfelhasználható a tömeg nagyságának megmérésére. A fény elhajlásának azészlelése a Nap környezetében az általános relativitás elméletének egyik elsôbizonyítéka volt. Egy galaxishalmaz tömege a Nap tömegének több mil-liárdszorosa, ezért a gravitációs lencse hatás sokkal látványosabb: a galaxis-halmaz centruma körül teljesen ellipszissé torzul a valóságban gömbszerûalakzatok képe. A leképezés számszerû értékelésének konklúziója az, hogy agalaxishalmaz össztömegének csak mintegy 4–5 százaléka található a tagga-laxisokban és 10–15 százaléka a forró galaxisközi gázban. A többi az isme-retlen sötét anyag. Az elemi részek fizikájának egyik legfontosabb kihívásaannak a mindeddig ismeretlen, valószínûleg nagy tömegû részecskének afelfedezése, amely a sötét anyag meghatározó komponense.

Az N-test szimulációk kapcsán beszéltünk róla, hogy a newtoni gravi-tációt kifejtô anyagfajták nagyjából 30 százalékát teszik ki az Univerzumalkotórészeinek. A galaxishalmazokra épülô becslésünkbôl megérthetjük,hogy a bennünket alkotó anyag, azaz a fényt kibocsátani képes alkotórészek(az elektron, a kvarkok és társaik) mindössze 5 százalékos súllyal rendelkez-nek az Univerzum teljes anyagában. Ezt a következtetést más, még korábbikozmológiai korok relikviáinak elemzése is megerôsíti. Nehéz beletörôdni,hogy mindaz, amit az emberi tudomány az Univerzum anyagából mind-máig képes volt megragadni, csak ilyen kis részt jelent. A tudomány kaland-jának lezárhatatlan folyamatában azonban új fejezetek nyílnak a kíváncsiember elôtt.186

Mindentudás Egyeteme

M87

M86

Galaxishalmaz képe a röntgen-

tartományban. Sabine Schindler

(Universität Innsbruck) szíves

engedélyével

Gravitációs lencse:nagy tömegû, kiterjedt objek-tum, amely képes a mellette el-haladó fény pályáját elhajlítaniés azt optikai lencséhez hason-lóan fokuszálni. Ilyen módontávoli, halvány objektumok fé-nye is észlelhetôvé válik.

A kozmikus háttérsugárzásba kódolt világtörténelemAz Univerzum egyre korábbi történetébe való visszahatolást ott hagytukfélbe, amikor eltûntek a gravitációval összehúzott (aggregált) struktúrák, ésaz Univerzumot helyrôl helyre kissé ingadozó, de többé-kevésbé azonos sû-rûségû atomos gázkeverék töltötte ki. Ezt a keveréket a legelemibb atomok,tehát szinte kizárólag hidrogén és hélium alkotta. Az idôben visszafelé ha-ladva Gamow, Alpher és Hermann 1948-ban rámutatott, hogy a felforró-sodó gáz ütközései egyszer csak elérik az ionizációs küszöböt, legelsôként a hidrogénét. E felett a hômérséklet felett – a fény elnyelésével és kisugárzá-sával járó folyamatok kiegyensúlyozódása révén – a fotonok által hordottenergiahányad az ionizált plazmát alkotó elektronokkal és protonokkal(röviden: a barionikus anyaggal) azonos nagyságrendû. A korábbi korsza-kokból származó fotonok elnyelôdnek az elektronokból és protonokbólálló plazmában, a mai megfigyelôhöz az e korszakot megelôzô idôszakbankibocsátott fény nem juthat el!

Most fordítsuk meg az idônyíl irányát, és vizsgáljuk a hidrogén ionizá-ciós küszöbe környékén bekövetkezett eseményeket az Univerzum hûlésé-nek (tágulásának) folyamatában. A fotonok hullámhossza az Univerzumméretének növekedésével egyre vörösebb lesz. Az a vöröseltolódási érték,amelynél a fotonok átlagos energiája már nem elég az idôrôl idôre hidro-génmolekulává kapcsolódó elektron és proton szétválasztásához, a földihidrogén spektrumához képest körülbelül 110 ezer százalék (!). Ekkor azUniverzum mérete a mainak nagyjából ezrede volt. Ezt a rekombinációnaknevezett jelenséget követôen a közel egyenletesen eloszló gáz nem bocsát kifotonokat, és nem is nyeli el azokat. A rekombináció idôszakától mindmáiga világegyetem fotonokkal van tele, amelyek frekvenciája egyre jobbanvörösödik a világegyetem tágulásával. Ezeket a fotonokat elválasztva a csil-lagok és a csillagközi gáz újabb keletû fénykibocsátásától, az Univerzum 13 milliárd évvel ezelôtti állapotáról nyerhetünk információt.

Gamow és munkatársai 1948-ban 4,5 kelvinre becsülték a kozmikusháttérsugárzás fotonjainak mai hômérsékletét. Az átlagos hômérsékletnek amai mérésekbôl elfogadott értéke 2,725 kelvin (az utolsó értékes jegy lehet3 vagy 7 is). Mai környezetünk egy köbcentimétere 410–420 „ôskori” fo-tont hordoz. Ennek a sugárzásnak az átlagos hullámhossza a mikrohullámútartományban van. A mikrohullámú háttérsugárzást 1964-ben A. A. Penziasés R. W. Wilson mutatta ki elsôként.

Az egykori forró gázkeverék sûrûsége követte a gravitációt meghatározósötét anyag sûrûségeloszlásában fellépô kis egyenetlenségeket. Egyben a kü-lönbözô töltések közötti erôhatás rezgéseket eredményez az egyensúlyihelyzet körül. Ezek miatt az ingadozások miatt a háttérsugárzás fotonjainakhômérsékletében az égbolt különbözô irányaiban kis ingadozást várnak.A sûrûbb helyekrôl nagyobb, a ritkábbakból kisebb frekvenciájú fotonokindultak el az Univerzumot átszelô útjukra. A gravitációs csomósodások és 187

patkós andrás á A Mindenség mérése

Barionikus anyag, barionok:eredetileg az elemi részecskékegy családja, ezek összefoglalóneve. Környezetünkben a pro-ton és a neutron tartozik ebbe a családba. Az asztrofizikábanazonban idesorolnak mindenanyagfajtát, mely képes elekt-romágneses sugárzást kibocsá-tani (elektron, proton, atom-magok).

Spektrum:színkép, a fényforrásokból ér-kezô fény felbontható az aztösszetevô színekre. A csillagá-szatban rendkívül hasznos in-formációforrás, mivel a spekt-rumban meglevô, hiányzó vagyéppen eltorzult tartományokbetekintést nyújtanak a fénykeletkezési helyén uralkodó fizikai körülményekbe.

Angström:Spektroszkópiai, mikrofizikaitávolságegység, 1 angström =10–10 m, a 19. századi svédspektroszkópus, Anders JonasÅngström nevébôl.

ritkulások útközbeni változása is hat a megfigyelhetô fény átlagos frekven-ciájára. Az ingadozás amplitúdójának az átlaghoz viszonyított nagyságáraelôször 1992-ben tudtak számszerû becslést adni a Cosmic BackgroundExplorer (COBE) mesterséges holdon elhelyezett mikrohullámú detektorokáltal észlelt sugárzás elemzésével.

Az energiasûrûség relatív ingadozása az átlaghoz képest nagyon kicsinekbizonyult: 1 rész a 100 000-ben, ami a hômérsékletben a mikro-Kelvin ská-lán észlelhetô. Ez a kis ingadozás egy biliárdgolyó felszínének „rücskösségé-vel” hasonlítható össze. A legkisebb szögkülönbség, amelynek hômérsékletidifferenciáját mérni tudták, 7 fok volt. 1998–2001 között az Antarktiszrólléggömbön a magaslégkörbe feljuttatott mérôállomással sikerült a hômér-séklet különbözô irányban mért értékei közötti ingadozásokat egy fok elté-résû irányokra is megmérni.

188

Mindentudás Egyeteme

A COBE mûhold és infravörös

sugárzási detektora. A teleszkópot

a hold felsô, tölcsér alakú

árnyékolással körülvett fehér

gömbben helyezték el. Forrás:

NASA (WMAP Science Team)

BOOMERanG léggömbös kísérlet

az Antarktiszon.

K. Ganga (a BOOMERanG kollabo-

ráció) szíves engedélyével

Miért fontos ez?

A plazma sûrûségingadozásai különbözô amplitúdójú sûrûsödési hullá-mokból állnak össze. Korrelált (kauzális kapcsolatban álló) sugárzást ak-kora tartományból várhatunk, amekkorát a hullámok az Ôsrobbanás pilla-natától a sugárzás kibocsátásáig eltelt háromszázezer évben megtettek. Ez atávolság az égbolton legfeljebb 1–2 fok szögkülönbségû tartományt borítbe. A kis szögeltérésû irányok közötti foton-hômérsékleti eltérés részletestanulmányozása alapján megismerhetjük a kibocsátás korszakában uralko-dó sûrûségingadozásokat. Ezek teljes ismerete lehetôvé teszi, hogy a tágulóUniverzum gravitációs egyenleteiben kezdeti adatként szerepeljenek, és agravitációs hatásukat figyelembe vevô szuperszámítógépes megoldással el-jussunk a galaxistérképek legnagyobb vöröseltolódáshoz tartozó szerkeze-téig! Ha ezt az utat is sikerül bejárni, akkor a mai galaxistérképet visszave-zettük a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 13 milliárd évvel ezelôttikorszakában uralkodó sûrûségviszonyokra!

Ez indokolta, hogy a NASA 2001 kora nyarán újabb mesterséges holdasmérôállomást lôjön fel, amely a Wilkinson Microwave Ansitoropy Probe(WMAP) nevet viseli, és 10 szögperces iránykülönbségre is képes megmérnia sugárzás hômérsékleti különbségét. Ennek a missziónak az elsô évébôlszármazó adatokat 2003 februárjában tették közzé. A jobb oldali ábraVincent van Gogh híres festményének példáján mutatja be, hogyan válto-zik a szögkülönbségbeli feloldóképesség növelésével a téli éjszaka képe.A minden eddiginél finomabb mikrohullámú égtérképre alapozott számí-tások vezettek a kozmológiai paramétereknek az elôadás elején ismertetettpontosságú meghatározásához. 2007-ben az Európai Ûrügynökség is felbo-csátja PLANCK nevû misszióját, amelynek szögfeloldása eléri a szögpercet.

Az eddigi mûholdas és léggömbös kísérletek elemzése alapján úgy tûnik,hogy a standard földi atomfizika tökéletesen leírja a korai Univerzumot ki-töltô elektron-protonplazma sûrûségének ingadozásait a kauzális kölcsön-hatásokkal összekötött tartományokban. A kozmikus mikrohullámú hát-térsugárzás leírt tulajdonságai között mégis van egy, amelyik érthetetlen. Eza háttérsugárzás kibocsátását megelôzô fejlôdési idôszakban speciális dinami-kájú szakaszt kényszerít ki, amely várakozásaink szerint a Forró Univerzumkorszakát megelôzô történetbe ad betekintést.

A háttérsugárzás hihetetlen irányfüggetlensége

Az igazi szenzációt okozó rejtély létezése valójában már 1992-ben, a COBE mesterséges hold eredményeinek közzétételével kísérleti megerôsí-tést nyert. Alan Guth amerikai részecskefizikus már 1981-ben feltételezte,hogy a különbözô irányokból érkezô sugárzás hômérséklete közötti össze- 189

patkós andrás á A Mindenség mérése

Van Gogh festménye különbözô,

az asztrofizikai eszközöket jellemzô

szögfelbontású képfeldolgozással.

(A BOOMERanG kollaboráció szíves

engedélyével)

VAN GOGH

BOOMERanG

COBE/DMR

hangoltság (szinkronizáció) nagyobb szögtávolságú irányokból érkezô su-gárzásban is észlelhetô, mint amelyeket a sugárzás és anyag hatására tágulóUniverzumban egymással kauzális kapcsolatban lévô tartományok méretealapján várunk. A 7 foknál nagyobb szögkülönbségû tartományok közötttapasztalt szinkronizáció (a biliárdgolyó simaságú hômérsékleti kép) lát-szólag akauzális kapcsolat létét látszik bizonyítani a világegyetem távolitartományai között. Guth javaslatot tett olyan, a Forró Univerzumot meg-elôzô dinamikára, amely a kauzalitás sérelme nélkül eredményezhette ezt a helyzetet.

Egy extrém rövid, korai szakasz közbeiktatását javasolta, amely a zérushômérsékletû hideg és a tetszôlegesen végtelen kiterjedésû világmindenségegy egészen kis tartományában következhet be. Az Ôsrobbanás kiindulá-sául szolgáló tartomány mérete az atomfizikai tartományoknál kifejezhetet-lenül kisebb, az úgynevezett Planck-hosszúsággal jellemezhetô.

A hipotetikus folyamat lényege az, hogy véletlen ingadozás következté-ben óriási energia koncentrálódik ebbe a tartományba. A kisenergiájú alap-állapotba való visszatérés extrém gyors tágulási folyamattal (infláció) valósulmeg, amelynek eredményeként a kis tartomány mérete robbanásszerûenmakroszkopikussá nô. Az elemi kvantumos kölcsönhatásokkal összecsatoltsûrûségingadozások összehangoltságuk elvesztése nélkül szintén makrosz-kopikussá alakulnak. A kiinduló makroszkopikus sûrûségingadozásokmikrofizikai ismereteink alapján számíthatók, és ezekbôl meghatározták amikrohullámú háttérsugárzás kibocsátásának korszakában érvényes sûrû-ségingadozásokat is.

Mindentudás Egyeteme

Idô

(~13

,7m

illiá

rdév

)

Gyorsulótágulás

Lassulótágulás

Infláció

A legtávolabbiszupernóva

jelen

NagyBumm

A táguló Univerzum

Az Univerzum három nagy

korszaka: infláció, lassuló tágulás,

gyorsuló tágulás. (Az infláció

a Nagy Bumm utáni igen rövid,

óriási méretnövekedési szakasz)

(Ann Feild [SDSS] nyomán)

Meghatározott jóslatok tehetôk az Univerzummá növekvô térrész ener-giasûrûségére, a különbözô frekvenciájú sûrûségingadozások egymáshoz vi-szonyított erôsségére. Mindezeket az elôrejelzéseket a háttérsugárzás pontosmérésével vethetjük össze. A hideg inflációs korszakot követô felforrósodáselképzelésének helyességét a WMAP ûrszonda legutóbbi mérései meggyô-zôen megerôsítették. Az észlelt kis eltérések elemzése elindítja azt a folya-matot, amelyben a nagyszámú, egymással versengô inflációs modell közülkiválasztják azt, amely Univerzumunkban meg is valósul.

Egy végtelen kiterjedésû hideg kvantumvilágban több független inflá-ciós esemény is bekövetkezhet. Így bizonyos gyakorisággal rendszeresen(jelenleg is) jöhetnek létre Univerzumunkhoz hasonló világok, amelyekkésôbbi fejlôdése egymástól független. A kialakuló világegyetemek közöttnincs kölcsönhatás, az egyes világok kozmológiai paraméterei különböz-hetnek, az ott ható természeti törvények mások, ezért bennük különbözôvilágtörténetek zajlanak le. Ez a multiverzum elképzelése, amely az Uni-verzumunk mérésébôl szerzett adatok értelmezésének feladatát a fizikátjellemzô statisztikus gondolatkörbe vezeti. Univerzumunk egy a sok létez-hetô között!

A sötét anyag bizonyosnak tûnô és az antigravitáló hatású anyag esetle-ges létezésébôl származó kihívások mellett az inflációs korszak megismerésea harmadik részecskefizikai kérdéskör, amelyet a modern kozmológiai mé-rések értelmezése kényszerít ránk. Ez a mai természettörvényeken túlmu-tató felfedezéseket ígérô program teszi izgalmassá az emberiség számára amikrofizikát a következô fél évszázadban.

Köszönetnyilvánítás: a szerzô megköszöni Borhy László régész egyetemidocensnek, valamint Csabai István és Frei Zsolt fizikus egyetemi docensek-nek az elôadás koncepciójának kialakításában és tényanyaga megszûrésé-ben, Lippai Zoltán fizikus doktorandusznak az internetes anyag elkészíté-sében nyújtott támogatását.

191

patkós andrás á A Mindenség mérése

Multiverzum:a valóság egy lehetséges elkép-zelése természettudományosszemmel. Lényege, hogy nemegy Univerzum létezik, hanemegymástól függetlenül több kü-lönbözô világegyetem jöhet lét-re, amelyek azonban nincsenekkapcsolatban egymással, ésamelyekben eltérô természetitörvények érvényesülhetnek.

192

Mindentudás Egyeteme

Barrow, John D.: A Világegyetem eredete. Bp.: Kulturtrade,1994.

Hawking, Stephen W.: Az idô rövid története. Bp.: Maecenas,1989.

Horváth Zalán: Mikrokozmosz – világunk építôköveinekkutatása. In: Mindentudás Egyeteme, 3. kötet. Bp.:Kossuth K., 2004. 155–171.

Livio, Mario: Accelerating Universe. John Wiley, 1999.Marx György: Az Univerzum korai története. Fizikai Szemle,

1979. 3. sz.Marx György: Bölcsônk az Univerzum. Fizikai Szemle,

1987. 3. sz.Marx György: Eötvös Lorándtól a sötét anyagig. Fizikai

Szemle, 1994. 5. sz.Németh Judit: Mi a sötét energia? Fizikai Szemle,

2004. 1. sz.Newton, Isaac: A Principiából és az optikából. Levelek

Bentleyhez. Bukarest – Bp.: Kriterion – Európa, 1981.Patkós András: Kozmológia: az Univerzum történetének

tudománya. Magyar Tudomány, 2004. június.Patkós András: A Világegyetem állapotától a Világegyetem

történetéig. Fizikai Szemle, 1992. 2/3. sz.

Patkós András: Az éter titkaitól a szupergyors adatfeldolgozá-sig. Természet Világa, „Mikrofizika” különszám, 2000. ok-tóber.

Patkós András: Század eleji részecskefizikai probléma panorá-ma. Természet Világa, 2002. január.

Perkins, Donald H.: Particle Astrophysics. Oxford UniversityPress, 2003.

Shu, Frank H.: The Physical Universe: An Introduction toAstronomy. University Science Books, 1982.

Weinberg, Steven: Az elsô három perc. Bp.: Gondolat, 1983.

Kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshttp://map.gsfc.nasa.gov (WMAP)http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe (COBE)

Galaxistérképekhttp://www.sdss.org

Szupernóvák mozgásahttp://panisse.lbl.gov (Supernova Cosmology Project)http://cfa–www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/

HighZ.html (High Redshift Supernova Search)

Ajánlott irodalom