Az embereket mindig érdekelte a világ keletkezésének kérdése. Ezzel a kérdéssel s a rá adott válasszal kezdődnek a vallások és mitológiák. Az első tudományos kozmogóniai elmélet Kant nevéhez fűződik. Az áttetsző logikai spekulációból származó következtetések borzongással töltötték el az elméket. Egymást követték a kozmogóniai elméletek.
Miközben a huszadik század egy szép hajnalán elhagyta a Földet és rádöbbent, hogy ő: homo cosmicus, az ember azon kapta magát, hogy – társas lény lévén – más világok lakóival szeretne beszélgetni. De a jövőt fürkésző olthatatlan kíváncsisága mellett állandóan nyugtalanította a „valamit elfelejtettem” érzés: mindig is töprengett a világegyetem keletkezésén.
A kozmológia, az univerzum felépítésével és fejlődésével foglalkozó tudomány napjainkban jutott túl a szobába zárkózás korán, a fizika és az asztrofizika fejlődésének köszönhetően szemünk láttára válik spekulatív tudományból empirikus tudománnyá. Ez nem azt jelenti, hogy a jövőben az elméleti kutatók nem élnek majd újabb hipotézisekkel, hanem azt, hogy ma már számottevően gyűlnek tapasztalati tények is. Ez utóbbi folyamat talán lassabban, de biztosan megy végbe, és hiteles adatokat szolgáltat a hipotézisek felállítására és alátámasztására.
Az elmúlt években szerzett, a kozmológia körébe tartozó megfigyelési adatok halmazából kettőt szeretnénk kiemelni, hogy magyarázatukból kiindulva ismertessük a legújabb kozmogóniai modellt.
1. Az anyag a teret nagyjából egyenletesen kitöltő galaxisokba tömörülve található a világegyetemben, s ezek mindegyike mintegy százmilliárd csillagot tartalmaz. Alexander Friedmann orosz tudós, 1922 és 1924 között az einsteini általános relativitáselmélet alapján arra a következtetésre jutott, hogy a galaxisok rendszerének szükségképpen dinamikus állapotban kell lennie; s valóban – néhány évre rá, 1929-ben – Edwin Hubble felfedezte a csillagspektrumok vonalainak vörös felé való eltolódását, kimutatva ezáltal, hogy a galaxisok távolodnak egymástól. Ma már azt is tudjuk, hogy minél távolabb van egy galaxis, annál nagyobb sebességgel távolodik. (A nemrég felfedezett nagyon messzi égitestek, a kis helyről hatalmas energiát sugárzó kvazárok a fénysebességet megközelítő sebességgel távolodnak egymástól és tőlünk.)
2. 1965-ben Arno Allan Penzias és Robert Woodrow Wilson rádiócsillagászok egy rendkívül érzékeny detektálókészülék segítségével kimutatták egy, a teret egyenletesen kitöltő, minden irányból ugyanakkora erősséggel érkező, centiméteres hullámhosszú rádiósugárzás létezését. Ez a sugárzás nem diszkrét (különálló) objektumokból (csillagokból, rádiógalaxisokból) származik, jelen volt a világmindenségben ezek keletkezése előtt is. A megfigyeléséből adódó egyik következtetés az, hogy a Kozmoszban minden atomra egymillió fényrészecske jut. A fentebb említett maradványsugárzás térben való terjedésének elemzése újabb döbbenetet válthat ki, az ekkora hullámhosszú fotonok ugyanis áthatolhatnak az egész univerzumon – anélkül, hogy kölcsönhatásba lépnének bármivel is.
A világegyetem tágulása és a háttérsugárzásra vonatkozó adatok alapján egy magas hőmérsékletű ősuniverzum képe adódik. A forró univerzum hipotézisét (amelyet már Friedmann klasszikus térmodellje is sugalmazott) George Gamow orosz származású amerikai fizikus vetette fel.
Ha visszafelé követjük az univerzum fejlődését, a távolodási sebességből következtethetünk arra az időpontra, amikor a galaxisok megkezdték a távolodást. Az összes galaxisra ugyanaz az idő adódik. Ekkor, amikor a galaxisok szélei összeértek, amikor a galaxisok még nem is voltak galaxisok: a világegyetem születése után körülbelül egymillió évvel, a kozmikus teret úgynevezett plazma-állapotban levő (tehát nem ép atomokból, hanem külön elemi részecskékből álló) gáz töltötte ki, mintegy háromezer fok hőmérsékleten. Ebben az állapotban az univerzumnak tartalmaznia kellett nemcsak atomi részecskéket, hanem hősugárzást is, sőt ez utóbbinak az energiasűrűsége sokkal nagyobb kellett hogy legyen, mint az elemi partikuláké.
Ez a Gamow-féle ősuniverzum-modell, amely sikeresen magyarázza a maradványsugárzás létezését, mi több: megjósolta, még mielőtt azt felfedezték volna. Ha a sugárzás energiája és hőmérséklete azóta állandóan csökkent, amíg eljutott a ma mért 3° K-hoz (K° = Kelvin-fok, az abszolút hőmérséklet mértékegysége) és az ennek megfelelő, viszonylag nagy, centiméteres hullámhosszhoz, a múltba menőleg valóban magasabb hőmérsékletet találunk, mint jelenleg, vagyis az univerzum régen forró volt. Jakov B. Zeldovics szovjet professzor szavaival élve: az egyházfiak a jövőre ígérik a bűnösöknek a pokol tüzét, a kozmológia tudománya viszont azt mutatja, hogy a tüzes gyehenna a világmindenség régmúlt állapotában volt jelen.
Az ősuniverzum-modell kielégítette azokat, akik arra voltak kíváncsiak, hogy mi volt a világegyetem születése után egymillió évvel, hogy miből születtek a galaxisok. De hogyan, és miből alakult ki ez az ősuniverzum?
A klasszikus Friedmann-elmélet feltételezi, hogy körülbelül tízmilliárd évvel ezelőtt létezett egy állapot, amikor az anyag- és energiasűrűség végtelen nagy, vagy mindenesetre elképzelhetetlenül magas értékű volt. Ekkor kezdődött el, igencsak hevesen, a galaxisrügyek kialakulása.
A robbanás analógiájával állunk szemben. Az amerikaiak ezért a szóbanforgó elméletet Big Bang (Nagy Bumm) néven emlegetik. Ez a jelentőségteljes indító robbanás azonban minőségileg különbözik a köznapi értelemben vettől, mivel nem nyomáskülönbség hozta létre, hanem más természetű kezdeti feltételek. Mindenesetre az azóta eltelt időt szokás a világegyetem korának nevezni, de helyesebb arról a korról beszélni, amely alatt a világmindenség mai formája kialakult. A Big Bang genézismodellt tehát a világegyetem expanziójának felfedezése szülte, s napjainkban a maradványsugárzós kimutatása hozta újra divatba.
Roland Omnes, az orsay-i tudományegyetem tanára, végigkövetve ennek a modellnek, valamint az ősuniverzum-modellnek a fejlődését, új elemekkel egészíti ki ezeket, és egy új kozmológiai elméletet ismertet abból a merész hipotézisből kiindulva, hogy a világegyetemben egyenlő mennyiségben van jelen az anyag és az antianyag.
Kiindulópontul egy olyan világegyetem előtti állapotot tételez fel, amelyet biblikusán így fogalmazhatnánk meg: kezdetben vala a fény. Gamow modelljének egyik feltevése szerint kezdetben a tér hősugárzást és kevéske elemi részecskét (szubsztanciát) tartalmazott. Az új modell egy, az első hallásra rendkívül megdöbbentő hipotézist állít fel: az univerzum – jelenlegi összetételének kialakulása előtt – csakis sugárzást tartalmazott, semmi mást! Vagyis az anyagot csupán a fotonok képviselték. De hát akkor honnan az anyag többi formája?
Mindennapi tapasztalataink azt mutatják, hogy a hősugárzás fény természetű, azaz fotonokból áll. Ilyen például az izzó fém fénye. Minél magasabb a fém hőmérséklete, annál fehérebbé válik a sugárzás, ami azt jelenti, hogy a fotonok frekvenciája és (a kvantumfizika alapösszefüggéséből következően) energiája annál nagyobb. Tízmilliárd fok nagyságrendű hőmérsékleten a fotonok energiája akkora értéket vehet fel, hogy két foton találkozásakor létrejöhet egy elektron-pozitron pár.
Ez a nukleáris reakció áll tehát a teremtés kezdeténél. A hőmérséklet további növekedésével az alapsugárzásban egyre nőtt a fotonoktól különböző elemi részecskék száma, billió fok hőmérsékleten pedig egy százezred másodperccel a világegyetem születése után – a sugárzás tartalmazott elektronokat, nukleonokat (magrészecskéket) stb., de ezek antirészecskéit is: pozitronokat, antinukleonokat, antistb. Az új elmélet szerint a termikus sugárzásnak ezek a részecskéi állanak az anyag eredeténél.
De hát a részecskék és antirészecskék a sugárzás belsejében kölcsönhatásba lépnek, annihilálódnak! Ez igaz, csakhogy az annihiláció (a kölcsönös megsemmisítés) nem teljes. Közbelép ugyanis az úgynevezett Leidenfrost-effektus: az egymást megsemmisítő részecskék fázisátmenet, „halmazállapotváltozás” révén (közben) szigetelő réteget hoznak létre, olyanszerűen, ahogyan a nagyon forró kályhára esett vízcseppet szigeteli a hirtelen képződött gőzréteg, megakadályozva azonnali elpárolgását. A tárgyalt esetben a nukleonok és antinukleonok különültek el, hogy a tér különböző helyein tömörüljenek, mintegy századmilliméter átmérőjű rendkívüli sűrűségű csomópontokba. Az anyag ekkor felrázott olaj-alkohol emulzióhoz hasonlíthatott, amelyben bonyolult jelenségek játszódtak le. Ezek eredménye valószínűleg az volt, hogy nukleonok és antinukleonok újra összekeveredtek, de az a tény, hogy korábban már elkülönültek, valamint a már említett effektus ismételt megnyilvánulása maga után vonta, hogy az annihiláció ezúttal még kevésbé legyen teljes.
Ha végigkövetjük azt, ami végbement, megállapíthatjuk, hogy a világmindenség képe egy negyedóra alatt alaposan megváltozott. Még mindig emulzió képét mutatja, de a méretek mások, az „anyagcseppek” kilométer nagyságrendűek. És a megpróbáltató negyedóra után ez így ment tovább: a keverék belsejében apály-dagályszerű mozgás folyt, egyre növekvő és egymástól egyre távolabb eső halmazokba tömörítve az anyagot és antianyagot. (Az annihilációból származó fotonok száma százmilliószor nagyobb, mint a megmaradt protonoké vagy neutronoké stb., de számunkra éppen ez utóbbiak kedvesek, mert ezekből épül majd fel a Föld és a Nap.)
A további folyamat már inkább az olaj-alkohol emulzió felrázás utáni szétválásához, leülepedéséhez hasonlít. A magreakciók korszaka után egy viszonylag nyugodtnak mondható tágulás és lassú lehűlés következett, amelynek adott fokán, körülbelül egymillió évvel a kezdeti robbanás után, a protonok és héliummagok kezdték befogni az elektronokat és ezáltal kezdtek semleges atomokká válni. Innen fogva megindul az anyag összecsomósodása galaxisokká, vagyis ekkor kezdődik a Kozmosz fejlődésének mai szakasza.
Az ismertetett új elmélet számos asztrofizikai jelenséget megmagyaráz; ugyanakkor, mint minden friss elmélet, újabb kérdéseket vet fel. (Például: hogyan keletkezett az említett hősugárzásban a magreakciókat lehetővé tevő rendkívül magas hőmérséklet?) Helyességének döntő bizonyítékait az elméleti és magfizikától, a magaslégköri kutatásoktól várja. Érdekességének pedig ez a bemutatás szeretne bizonyítéka lenni.
Megjelent A Hét I. évfolyama 5. számában, 1970. november 20-án.
