Ismeretes, hogy a jelenkori tudományos-technikai forradalom egyik következményeként a szaktudományok közötti, korábban meglehetősen éles határok eltűntek, és új, úgynevezett határtudományok jöttek létre, amelyek az anyag különböző, újonnan felfedezett mozgásformáit, kölcsönhatásait tanulmányozzák. Ezek közé tartozik a kozmológia is, amely a makrokozmoszt, a Világmindenséget mint egységes egészt kutatja, mind felépítése, mind pedig fejlődése szempontjából. Az ellenpóluson ott találjuk az elemi részecskék fizikáját, amely az anyag jelenleg ismert legkisebb részecskéinek kölcsönhatásaival foglalkozik. Azonban, amint mondani szokták, a végletek találkoznak: a kozmológia bebizonyította, hogy a Világegyetem fejlődését csak úgy érthetjük meg, ha behatóan tanulmányozzuk a mikrorészecskék fizikáját.
Az ember régi törekvése, hogy a világot megmagyarázza magának. A tudomány fejlődésével világképünk egyre bővült, egyre komplexebbé vált. Ptolemaiosz geocentrikus, majd Kopernikusz heliocentrikus világképében a mindenség véget ér az állócsillagok övezetével. Galileo Galilei és Giordano Bruno már a Világegyetem végtelenségének gondolatát feszegették. Newton felfedezte az egyetemes tömegvonzás törvényét, az általa megalkotott térelmélet és mechanika további fejlődése pedig lehetővé tette az első világmodellek megalkotását. A világmodell tudományos elmélet, amely többnyire matematikai formában próbálja leírni a Világegyetem legáltalánosabb törvényszerűségeit. Természetes, hogy e modellek a mindenség rendkívül egyszerűsített leírását adhatják csupán, mégis, amennyiben nincsenek ellentmondásban az ismert fizikai törvényekkel és az észlelési adatokkal, alapvető szerepet játszanak a tudomány fejlődésében. A kozmológia ilyen modellek megalkotására törekszik.
Fentebb említettük, hogy az első tudományos világmodellek azután születtek, hogy Newton felfedezte az egyetemes tömegvonzás törvényét. S ez nem véletlenszerű. A gravitációs tér elméletének fejlődése mindig katalizátorként hatott új világmodellek megszületésére. A newtoni térelméletre támaszkodó modell megalkotói úgy gondolták, hogy a Világegyetemben az anyag átlagos sűrűsége mindenütt ugyanaz, a csillagok, illetve ezek rendszerei, a galaxisok, a végtelenségig egyenletes eloszlásban töltik ki a teret, az itt-ott esetleg észlelhető „helyi” egyenetlenségek pedig kisimulnak; más szóval: hogy a Világegyetem homogén. Másrészt feltételezték, hogy a Világegyetem több milliárd év távlatában is változatlan, terében pedig az Euklidész által megalkotott geometria érvényes (tehát például a fény mindenhol egyenes vonalban terjed). Bármennyire valószínű e három föltevés, a rajtuk alapuló világmodellek ellentmondásokhoz vezetnek. Két ilyen alapvető ellentmondást említünk meg:
Az első az Olbers-ellentmondás. Osszuk fel az előbbi feltevéseken alapuló Világegyetemet gondolatban a Földtől mind távolabb eső gömbhéjakra. Mivel a Világegyetem homogén, az egyes gömbhéjakon lévő világító testek (csillagok) száma annál nagyobb, minél nagyobb a gömbhéj felülete; e felület nagysága pedig egyenesen arányos a Földtől való távolság négyzetével. Másrészt viszont a bármelyik gömbhéjról érkező fényerősség nagysága a távolság négyzetével fordítottan arányos. Ebből következik, hogy függetlenül a távolságtól, a Földet minden gömbhéjról ugyanakkora fényerősség érné és a fényerősségek összeadódnának. Tehát, ha ez a modell fedné a valóságot, akkor az éjszakai égbolt is teljes egészében fényben ragyogna.
A második a Seelinger-ellentmondás. Ugyanúgy felosztjuk gömbhéjakra a Világegyetemet, mint előbb és tekintetbe vesszük, hogy bármely égitest által a Földre gyakorolt tömegvonzás nagysága fordítottan arányos a távolság négyzetével. Így a gömbhéjak tömegvonzási erejének nagysága független lenne a távolságtól és ezek az erők összeadódnának. Következmény: ha a vizsgált modell fedné a valóságot, a Földre minden irányból végtelen nagy tömegvonzási erő hatna.
Látható tehát, hogy a három föltevés közül legalábbis egy bizonyosan nem lehet igaz.
A kozmológiai kutatásokban új alapra volt szükség. Ez az új alap az Einstein által 1905-ben kidolgozott relativitáselmélet, amely feltárta a tér és az idő egymással, illetve a mozgásban levő anyaggal való összefüggésének konkrét formáit, s ezeket az összefüggéseket matematikailag fejezte ki. Ezen összefüggések egyik következménye, az elmélet egyik saroktétele az, hogy az események egyidejűsége nem abszolút, hanem viszonylagos. Azok az események, amelyek az egyik anyagi rendszer (koordináta-rendszer) viszonylatában egyidejűek, nem egyidejűek más anyagi rendszer viszonylatában. Ezzel az alapvető ténnyel egyéb fontos tételek is összefüggnek, például a térbeli kiterjedésnek és az időközöknek a mozgás sebességétől függő megváltozásai. Einstein a Lorentz-transzformációk segítségével megállapította azokat a képleteket, amelyek megmutatják, hogyan változik egy fizikai mennyiség, mikor az egyik koordinátarendszerből áttérünk a másikba és úgy módosította a klasszikus fizika egyenleteit, hogy azok alakja a Lorentz-transzformációkra nézve ne változzék. Ezek után szükségessé vált a gravitációs tér új elméletének kidolgozása is; a newtoni elméletben ugyanis ezt a teret egy skaláris mennyiség, a gravitációs potenciál írja le – mint bebizonyosodott: – elégtelenül. Ezen kívül, amint láttuk, a newtoni elmélet nem tudta kiküszöbölni a Seelinger-féle ellentmondást sem. Nordstrom német fizikus, megpróbálkozott az ellentmondások áthidalásával kidolgozva a gravitáció skaláris relativisztikus elméletét, amely azonban nem tudta megmagyarázni az összes észlelt gravitációs hatásokat.
1916-ban Einstein egészen más alapokról indult el. Feltételezte, hogy a gravitáció: a tér egyik mértani tulajdonsága. Érzékeltetés céljából leghelyesebb az általa elképzelt kísérletet idézni. Ha egy űrhajó egyenesvonalú egyenletes mozgást végez a világűrben, az összes égitestektől távol, akkor a benne levő megfigyelő a súlytalanság állapotában található. Ha azonban bekapcsolják a motorokat, az űrhajó mozgása felgyorsul, és a benne levő megfigyelő úgy érzi, mintha valamely erő az űrhajó falához nyomná. Ha az űrhajó gyorsulásának nagysága megegyezik a földi nehézségi gyorsulás értékével (9,8 m/s2), akkor a megfigyelő úgy érzi, mintha az űrhajó még a kilövőpályán állna, mivel pontosan olyan gravitációs tér található benne, mint a Földön. Ez az ekvivalencia elve, amely Einstein szerint érvényes az elektromágneses jelenségekre is. (Így például egy gravitációs tér közelében a fénysugár útja meggörbül.) Ennek az elvnek megfelelően Einstein elméletében a gravitációs teret az úgynevezett metrikus tenzorok jellemzik, amelyek kielégítik az Einstein-féle gravitációs egyenletet és gyenge gravitációs tér esetén megegyeznek a newtoni elmélet skaláris potenciájával. Az Einstein-egyenletnek egyetlen általánosítása ismert, amikor is az egyenlet baloldalához hozzáadunk egy tagot. Ezt a számot kozmológiai állandónak nevezzük, a baloldalhoz hozzáadott tagot pedig lambda-tagnak. Nyilvánvaló, hogy az egyenlet megoldásai kereshetők a lambda-tag figyelembe vételével vagy anélkül.
Einstein gravitációs térelméletének megszületésével lehetővé vált az észlelési adatokra támaszkodó egész sor új világmodell kidolgozása és ellenőrzése. Mivel e térelmélet nem euklidészi, hanem úgynevezett Riemann-féle terekkel dolgozik, logikus, hogy az első relativisztikus világmodellek nem a Világegyetem stacionárius és homogén jellegétől tekintettek el, hanem feltételezték, hogy geometriája nem euklidészi. Az Einstein-féle világegyetem, amely A kozmológia kérdései és az általános relativitáselmélet című művében „született meg”, nem euklidészi, hanem görbült, háromdimenziós gömbi világ, görbületének mértékét pedig az anyag sűrűsége szabja meg. (A közönséges gömbfelület kétdimenziós, ugyanis bármely rajta levő pont helyzetét meghatározza két adat, például a földgömbön a földrajzi hosszúság és szélesség. Ugyanakkor ennek a háromdimenziós térben található gömbnek a felületét véges szám fejezi ki, annak ellenére, hogy ez a felület határtalan.)
Hasonló módon Einstein gömbi világa egy véges térfogatú, bár szintén határtalan háromdimenziós gömb a négydimenziós térben. Ez a stacionárius gömbi világ csak akkor ellentmondásmentes, ha az Einstein-egyenlet lambda-tagos alakját tekintjük. Ekkor a világ térfogata 1085 cm3-nek, sugara pedig tízmilliárd fényévnek adódik (a mai legnagyobb tükrös- és rádióteleszkópok megközelítőleg ekkora távolságra hatolnak be a tér mélységeibe). Ugyanakkor kiszámítható, hogy ebben a véges Világegyetemben megközelítőleg ezer milliárd galaxisnak kell léteznie. (S valóban, a csillagászok éppen ennyire becsülik az ismert világrészben levő galaxisok számát.)
Mindez azonban nem jelentette Einstein világmodelljének igazát. Ellenkezőleg, bizonyossá vált, hogy ez a modell nem fedi a valóságot. Éspedig azért, mert a Világegyetem nem stacionárius, hanem időben változó.
1922-ben A. A. Fridman szovjet tudós tisztán matematikai úton kimutatta, hogy az Einstein-egyenletnek vannak megoldásai, amelyekből az következik, hogy a galaxisok közötti távolság idővel mindig nagyobb lesz, a mindenség mintegy kitágul. 1929-ben Hubble és Humason megfigyelései igazolták, hogy a távoli csillagrendszerek valóban távolodnak tőlünk, ugyanis színképükben a vonalak eltolódnak a vörös tartomány felé. (Képzeljük el, hogy mozdony robog el előttünk. Amikor közeledik, a sziréna hangjának magassága, azaz a hanghullámok rezgésszáma nő, amikor távolodik, akkor a rezgésszám és egyúttal a hangmagasság is csökken. Ez az úgynevezett Doppler-elv fényhullámokra is érvényes, azaz a tőlünk távolodó égitestek színképében a vonalak eltolódnak a vörös felé, míg a hozzánk közeledő égitestek esetén a vonalak a színkép ibolya tartományában sűrűsödnek). A világegyetem észlelt tágulását legkönnyebben egy kétdimenziós analógia segítségével képzelhetjük el: rugalmas gumihártyát minden irányban egyenletesen húzunk. Világos, hogy a hártya bármely két pontjának egymáshoz viszonyított távolodási sebessége minden pillanatban egyenesen arányos a két pont közötti távolsággal. Ugyanúgy Hubble igazolta, hogy valamely galaxisnak a Földhöz viszonyított távolodási sebességét megkapjuk, ha a galaxis távolságát megszorozzuk egy univerzális állandóval, a Hubble-féle számmal. Mai tudásunk szerint, a fizika törvényei alapján, a Világegyetem tágulását valóságnak kell tekintenünk. Az időben változó világmodellek közül a legegyszerűbb az Einstein-de Sitter-féle modell, amely feltételezi, hogy a Hubble-féle szám egyenletesen csökken az idővel, azaz a Világegyetem egyenletesen tágul. Ebben az esetben az anyag átlagos sűrűségének értéke 3,5×10-28 g/cm3. E modell szerint, ha a sűrűség ennél valamivel nagyobb, akkor a Világegyetem előbb kitágul, majd összehúzódik, ha pedig kisebb, akkor a tágulás állandó, de nem egyenletes. 1960-ban a csillagászok megmérték a cambridge-i hármas számú rádióforrás-katalógusban található kétszázkilencvenötödik objektum (3 C 295) eltolódását a vörös felé. Azt találták, hogy ez az objektum tőlünk ötmilliárd fényévre található, és a fénysebességnek közel felével egyenlő sebességgel távolodik tőlünk. A 3 C 295 objektum: rádiógalaxis. Több esetben azonban ott, ahol a katalógus rádióforrásokat jelzett, nem galaxisokat találtak, hanem olyan égitesteket, amelyek első benyomásra halvány csillagoknak tűnnek. Az első ilyen objektumot (3 C 273-B) 1963-ban fedezték fel. Ma több mint kétszáz ilyen égitestet ismerünk, és kvazároknak nevezzük őket (quasar: quasistellar radiosources = csillagszerű rádióforrások). A legtöbb kvazár vörös felé való eltolódása olyan nagy, hogy a felfogott fény hullámhossza körülbelül 2,5-szer nagyobb, mint a kibocsátás pillanatában. A kvazárok természetéről, fizikai tulajdonságairól keveset tudunk. Elsősorban óriási fényerősségüket nehéz megmagyarázni (vegyük tekintetbe, hogy tőlünk 8-10 milliárd fényévre vannak és mégis láthatók). Hannes Alfvén feltételezi, hogy az anyag és az antianyag annihilációja megy végbe bennük, míg Fred Hoyle angol csillagász és mások szerint a kvazár óriási forgó gáztömeg (a Nap tömegének több milliószorosa), amely mágneses térrel rendelkezik és a gravitációs erők hatására anyaga lassan összehúzódik, mindinkább a központba tömörül. Ezt a folyamatot nevezik gravitációs kollapszusnak. Abból, hogy a legtöbb kvazár vörösfelé való eltolódása megközelítőleg megegyezik, az következik, hogy az általunk felfogott fény kibocsátásának pillanatában a Világegyetem sokkal sűrűbb és forróbb volt, mint ma. Ugyanakkor nyilvánvaló, hogy abban az időben a tágulás mértéke kisebb volt, s így megfelelő idő állt rendelkezésre a galaxisok és kvazárok kialakulásához. 1967-ben Petrosian, Salpeter és Szekers kimutatták, hogy mindezek a jelenségek jól értelmezhetők az egyik olyan, időben változó modellen belül, amely a lambda-tagot is figyelembe veszi. Ezt a modellt G. Lemaitre belga pap és csillagász javasolta először 1931-ben. E modell szerint a Világegyetem ezelőtt mintegy 70 milliárd évvel keletkezett egy „ősatom”-nak nevezett objektum felrobbanása folytán és azóta tágul. A tágulás körülbelül 50 milliárd évig lelassult; ez idő alatt kialakultak a galaxisok és a kvazárok. Sz. N. Kardasev számításai szerint e modell keretében a mi korunkban az anyag sűrűsége 1,8×10-30 g/cm3, a görbületi sugár pedig 1,4×1023 cm. Egyre több észlelési adat mutat arra, hogy ez az úgynevezett „forró modell” és a vele kapcsolatos „nagy robbanás” elmélete a legjobban fedi a valóságot.
Például Gamow kiszámította, hogy a 20 milliárd év előtti magas hőmérsékletű sugárzás maradványaként, a Világegyetemet még ma is 3 K°, azaz -270°C hőmérsékletnek megfelelő rádiósugárzás tölti ki. Ezt a maradványsugárzást 1965-ben a Bell-féle telefontársaság laboratóriumában Wilson és Penzias egy rádióteleszkóppal fel is fedezték. A „forró modell” szerint e háttér-sugárzáson kívül a Világegyetemben jelenleg 2 K° azaz -271 C° (hőmérsékletnek megfelelő neutrínó-sugárzásnak is léteznie kell. Amennyiben ezt a sugárzást sikerülne kimutatni, már nagyon közel jutnánk a „kezdet kezdetéhez”, hiszen ez a sugárzás az „ősatom” felrobbanása után 0,3 (!) másodperccel vált le. A neutrinó óriási áthatolóképessége miatt azonban ez a kimutatás nagyon nehéz. Módszereket többen is javasoltak (Marx György, Davies, Weinberg), ám a kérdés ma még nyitott. A „forró modell”-re vonatkozó kutatások kapcsán meg kell említenünk Toró Tibornak, a temesvári egyetem előadótanárának munkásságát, aki hozzájárult e modell különböző szakaszainak leírásához. Szerinte a „forró világegyetem” fejlődésében a következő periódusokat különböztetjük meg:
– a hadron-periódusban a kozmikus fluidum hőmérséklete 1012-1015 K° és erős kölcsönhatásban lévő részecskékből, azaz hadronokból, valamint fotonokból, gravitonokból és esetleg quarkrészecskékből áll;
– a lepton-periódus akkor kezdődik, amikor a legkönnyebb hadronok, a pi-mezonok felbomlanak. Ekkor a kozmikus fluidum hőmérséklete 1010-1012 K° és főleg leptonokból, azaz könnyű részecskékből áll. Ekkor szakad le az említett neutrino-sugárzás;
– a következő, úgynevezett sugárzás-periódusban a hőmérséklet 104-1010 K° és fentebb már beszéltünk róla. Ezután következik a csillagok kialakulásának korszaka.
Végezetül néhány szót a kozmológia filozófiai problémáiról. Kategorikus véleményt nem lehet mondani, az azonban bizonyos, hogy a dogmatizmus és szektásság sehol nem okoz nagyobb károkat, mint éppen e modern tudományágban. Egyes, nem éppen korábbi tankönyvekben ma is olvashatunk olyanokat, hogy „a táguló Világegyetem elmélete tiszta idealizmus és fideizmus, amelyet a legreakciósabb áltudósok agyaltak ki, hogy bebizonyítsák a tér és az idő véges voltát”. Való igaz, ugyanakkor, hogy XII. Pius pápa egyik enciklikájában említést tesz a táguló Világegyetemről. De az is igaz, hogy semmit sem használ a marxista filozófiának az, aki ezért a modern tudomány eredményeit fideizmusként bélyegzi meg.
A csillagászati tér és idő természetének feltárása a kozmológia feladata és csakis ez a tudomány dönthet róla. Filozófiai értelemben viszont végtelen és örök a térben és időben létező anyag, mint akaratunktól és tudatunktól független léttel bíró objektív valóság. A tudomány összes eredményei arra mutatnak, hogy értelmetlenség az „ősatom” felrobbanása előtti térről és időről beszélni. Ami ezt az „ősatomot” illeti, meg kell mondanunk, hogy léteznek meglehetősen gyenge alapokon nyugvó úgynevezett oszcilláló modellek, amelyek ezt az állapotot kiküszöbölik. Valószínű azonban, hogy e kérdés megoldásához végül bizonyos kvantumfizikai meggondolások vezetnek, és itt fog találkozni az első bekezdésben említett két véglet.
Megjelent A Hét III. évfolyama 5. számában, 1972. február 4-én.