Ősrobbanás

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

A kozmológiában az ősrobbanás (angolul Big Bang) egy olyan tudományos elmélet, mely szerint a Világegyetem egy rendkívül sűrű és rendkívül forró állapotból fejlődött ki nagyjából 13,7 milliárd évvel ezelőtt. Az ősrobbanás-elmélet azon a megfigyelésen – az úgynevezett Hubble-törvényen – alapul mely szerint a távoli galaxisok színképvonalai vöröseltolódást szenvednek. Ezt a kozmológiai elvvel összevetve azt kapjuk, hogy a tér az általános relativitáselmélet Friedmann-Lemaître modellje szerint tágul. Ha a múltba extrapoláljuk, akkor ezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a világegyetem egy olyan állapotból kezdett tágulni, melyben az anyag és az energia rendkívüli hőmérsékletű és sűrűségű volt.

Az ősrobbanás kifejezést szűkebb értelemben arra az időpontra értik, amikor a megfigyelt tágulás elkezdődött – számítások szerint 13,7 milliárd évvel ezelőtt (2%-os pontossággal) – tágabb értelemben pedig arra az uralkodó kozmológiai elgondolásra (paradigmára), mely a világmindenség keletkezését és fejlődését eszerint magyarázza, valamint az elemek keletkezését az Alpher-Bethe-Gamow elmélet által leírt primordiális (elsődleges) nukleoszintézis során^[1].

Az Ősrobbanás-elmélet egyik következménye, hogy a mai Univerzum állapota jelentősen eltér a múltbeli és jövőbeli állapottól. Ebből a modellből George Gamow 1948-ban megjósolta a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást^[2], amelyet az 1960-as években fedeztek fel, és az elmélet bizonyítékaként szolgált a rivális elmélettel, az állandó állapotú (steady state) elmélettel szemben.

A jelenlegi fizikai modellünk szerint, a Világegyetem paramétereinek határértéke kb. 13,7 milliárd (1,37·10¹⁰) évvel ezelőtt egy gravitációs szingularitás, az idő és távolság mérése értelmetlen, a hőmérséklet és a nyomás pedig végtelen ebben a szingularitásban. Mivel jelenleg nincs modell az olyan közeli rendszerekre, amelyben egyszerre kell figyelembevenni a gravitációt és a kvantumosságot (nincs jól kezelhető kvantumgravitációs elmélet), a legkorábbi periódusnak a története jelenleg a fizika megoldatlan problémája.

Tartalomjegyzék 1 Az Ősrobbanás-elmélet története 2 Áttekintés 3 Kísérleti bizonyítékai 4 A Világegyetem fejlődése az ősrobbanáselmélet szerint 5 Források 6 Irodalom

[szerkesztés] Az Ősrobbanás-elmélet története

Az ősrobbanás elméletének fejlődésében egyaránt szerepet játszottak a megfigyelések és az elméleti megfontolások. A megfigyelések azt mutatták, hogy a legtöbb spirálgalaxis távolodik a Földtől, de a megfigyelők nem voltak tudatában a kozmológiai következményeknek, sem annak, hogy a „ködök” a Tejútrendszeren kívül találhatóak^[3]. 1927-ben Georges Lemaître másoktól függetlenül származtatta a Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker egyenleteket Albert Einstein általános relativitáselméletéből, és a spirálgalaxisok távolodása alapján ő javasolta elsőként az elméletet, mely szerint a világegyetem egy „ősi atom” felrobbanásával keletkezett^[4].

1929-ben Edwin Hubble kísérleti bizonyítékot talált Lemaître elméletének igazolására. Vöröseltolódás mérésének segítségével megállapította, hogy a távoli galaxisok a Földhöz képest nagyjából a távolságukkal arányos sebességgel távolodnak. Ezt ma Hubble-törvénynek nevezzük^[5]. Ezt a kozmológiai elvvel összevetve – mely szerint a világegyetemben, azt nagy távolságskálán vizsgálva nincsenek kitüntetett irányok és helyek – úgy tűnt, hogy a világegyetem tágul, ellentétben az Einstein által eredetileg elgondolt végtelen korú és változatlan sztatikus univerzum forgatókönyvvel. Einstein eredetileg ugyanis a világegyetemben lévő csillagok saját gravitációuk okozta egymásbazuhanását megakadályozandó egy ún. kozmológiai állandóval egészítette ki az eredeti egyenleteket, melyet Hubble felfedezése után élete legnagyobb tévedésének nevezett és kidobott az elméletből.

A galaxisok távolodása két ellentétes dolgot jelenthet. Az egyik Lemaître ősrobbanás-elmélete, amelyet George Gamow védelmezett és fejlesztett tovább. A másik a Fred Hoyle-féle állandó állapotú (steady state) modell, mely szerint a galaxisok távolodásával új anyag jelenik meg, melynek hatására bármely két időpontban hasonlóan néz ki a világegyetem^[6]. Az angolban használt „nagy robbanás” („Big Bang”) kifejezést 1949-ben Fred Hoyle alkotta meg gúnynévként Lemaître elméletére egy BBC rádióadás, A dolgok természete (The Nature of Things) alatt; a szöveget 1950-ben tették közzé a britt The Listener című magazinban, itt jelent meg először nyomtatásban az elnevezés [1].

Több évig a kétféle elmélet támogatottsága nagyjából egyenlő mértékű volt, a további megfigyelések viszont egyértelműen arra utaltak, hogy a világegyetem egy forró állapotból fejlődött ki. A mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás 1965-ös felfedezése után ezt tekintették a világegyetem eredetét és fejlődését legjobban leíró elméletnek, és gyakorlatilag az összes kozmológiai elméleti munka manapság ennek kiterjesztése vagy finomítása. A jelenlegi munkák legtöbbje azzal foglalkozik, hogy hogyan alakultak ki a galaxisok az Ősrobbanás során, mi történt az Ősrobbanáskor, valamint a megfigyelések és az elmélet összeegyeztetésével.

Óriási előrehaladás történt az Ősrobbanás-kozmológiában az 1990-es évek végén, és a 21. század elején a távcsövek technológiájának nagyfokú fejlődésével, és az olyan műholdak nagymennyiségű adatával, mint a COBE, a Hubble-űrtávcső vagy a WMAP. Ezek az adatok lehetővé tették a csillagászok számára, hogy az Ősrobbanás paramétereit nagy pontossággal határozzák meg, és egy új, váratlan felfedezést tettek, mely szerint a Világegyetem gyorsulva tágul. (Lásd sötét energia.)

[szerkesztés] Áttekintés

A világegyetem tágulásának I-es típusú szupernóvákon alapuló mérései, a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás hullámosságának méréseiből és a galaxisok korrelációs függvényének méréseiből a világegyetem korára 13,7 ± 0,2 milliárd évet kaptunk. Ennek a három független mérésnek az egyezése komoly bizonyíték az úgynevezett ΛCDM–modell mellett, mely a világegyetem összetételének részletes természetét leírja.

A korai univerzumot egyenletesen és izotróp módon töltötte ki egy hihetetlenül nagy energiasűrűség és a vele járó óriási hőmérséklet és nyomás. Ez tágult és hűlt, valamint a gőzlecsapódáshoz és a víz fagyásához hasonló, de elemi részecskékhez kapcsolódó fázisátmeneteken ment át.

Nagyjából 10^-35 másodperccel a Planck-korszak után egy fázisátmenet a világegyetem exponenciális növekedéséhez vezetett, melyet kozmikus inflációnak nevezünk. Miután az infláció megállt, az anyag kvark-gluon plazmaállapotban volt melyben az összetevő részecskék mind fénysebességhez nagyon közeli sebességgel (relativisztikusan) mozogtak. Ahogy a világegyetem tovább tágult, a hőmérséklet csökkent. Egy bizonyos hőmérsékleten, egy ma még nem ismert fázisátmenet, az úgynevezett bariogenezis során a kvarkok és gluonok olyan barionokká álltak össze, mint például a proton és a neutron, valamiképpen létrehozva az anyag és az antianyag közötti aszimmetriát. Még alacsonyabb hőmérsékleten további szimmetriasértő fázisátmenetek léptek fel, melyek a fizika erőit és elemi részecskéit a ma ismert alakra hozták. Később néhány proton és neutron összekapcsolódott az úgynevezett primordiális nukleoszintézis során, megalkotva a világegyetem deutérium- és héliumatommagjait. Ahogy a világegyetem hűlt az anyag egy része lelassult, már nem mozgott relativisztikusan, és a nyugalmi tömegnek megfelelő energiasűrűséget főként már a gravitáció uralta a korábbi sugárzás helyett. Nagyjából a 300 ezredik évben az atommagok és az elektronok atomokká (főként hidrogénné) álltak össze; ami által a sugárzás levált (lecsatolódott) az anyagról, és nagyjából zavartalanul folytatta az útját a térben. Ennek a maradványa a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás.

Az idő során a nagyjából egyenletes eloszlású anyag kissé sűrűbb régiói magukhoz vonzották a környező anyagot, és egyre sűrűbbé váltak, és ködöket, csillagokat, galaxisokat és egyéb csillagászati szerkezeteket hoztak létre. Ennek a folyamatnak a részletei a világegyetemet alkotó anyag mennyiségétől és fajtájától függ. A három lehetséges típust hideg sötét anyagnak, forró sötét anyagnak és barionos anyagnak nevezzük. A legpontosabb méréseink (a WMAP-é) azt mutatják, hogy a hideg sötét anyag a domináns a világegyetemben. A másik kettő típus a világegyetem anyagának kisebb mint 20%-át alkotják.

A világegyetemet ma az energia egy misztikusnak tűnő formája az úgynevezett sötét energia uralja. Nagyjából a teljes energiasűrűség 70%-a a mai egyetemben ilyen formájú. A világegyetemnek ez az összetevője azon tulajdonsága miatt mutatható ki, hogy eltérést hoz létre a világegyetem tágulásában a lineáris sebesség–távolság kapcsolathoz képest azzal, hogy a nagy távolságokon a téridő vártnál nagyobb tágulását okozza. A sötét energia a legegyszerűbb formájában az Einstein-féle téregyenletek kozmológiai konstansát adja, de az összetétele ismeretlen és – még általánosabban – az állapotegyenletét és a részecskefizika standard modelljével való kapcsolatát folyamatosan vizsgálják kísérleti és elméleti utakon is.

Mindezeket a megfigyeléseket a kozmológia ΛCDM–modellje tartalmazza, amely az Ősrobbanás egy matematikai modellje hat szabad paraméterrel. Furcsa dolgok történnek, ha valaki egészen a kezdeteket vizsgálja, amikor a részecskék energiája magasabb volt, mint amit jelenleg kísérletileg tanulmányozni tudunk. Nincs fizikailag igazán jó modellünk a világegyetem első 10^-33 másodpercére, az azelőtti időre, amelyre a nagy egyesítés elmélete egy fázisátmenetet jósol. Az „első pillanatra” Einstein gravitációelmélete gravitációs szingularitást jósol. A paradoxon feloldásához a kvantumgravitáció még nem létező elmélete szükséges. A világegyetem történetének e korai szakaszának fizikai leírása az egyike a fizika megoldatlan problémáinak.

[szerkesztés] Kísérleti bizonyítékai

1. Az elemek gyakorisága: az ősi nukleoszintézis alatt az ősrobbanás után nemsokkal (10^-2 s) az anyag nagyon forró volt, kvarkokból és gluonokból állt, mely a hűlés során protonokká és neutronokká alakult. Az ezt követő 1 másodperc alatt összeállnak a legkönnyebb atommagok (Deutérium=¹H, ³He, ⁴He, ⁷Li). Ez a folyamat nagyjából 3 perc alatt végetér. Az akkor kialakult elemösszetétel megmaradt egészen az első csillagok születéséig.
2. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (angolul Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR): 1946-ban George Gamow jósolta meg, 1964-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson fedezte fel 2,73 K-es hőmérséklettel. Ez a háttérsugárzás abból az időből származik, amikor a Világegyetem átlátszó lett. Ezelőtt átláthatatlan ionizált anyagból állt. Többek között a COBE és a WMAP mérte.
3. A Világegyetem tágulása: Edwin Hubble 1929-ben kimutatta a tágulást a galaxisok színképében mutatkozó vöröseltolódás segítségével (Doppler-effektus). A tágulásból visszaszámolható a Világegyetem kora (Hubble-idő), mely 12,5 és 20 milliárd év között van. Legújabb mérési eredményeink (WMAP, 2004) szerint 17,2 milliárd évre becsüljük.

[szerkesztés] A Világegyetem fejlődése az ősrobbanáselmélet szerint

• Planck-időszak; 10^-43s-ig; nem vált szét a négy alapvető kölcsönhatás;
• Inflációs fázis; 10^-33s és 10^-30s között fejeződött be; rendkívül nagy tágulás 10³⁰ és 10⁵⁰ közötti arányban;
• Kvark-időszak; 10^-7s-ig; kvarkok, leptonok és fotonok léteznek;
• Hadron-időszak; 10^-4s-ig; protonok, neutronok és antirészecskéik összeállnak a kvarkokból; ezenkívül a müonok, elektronok, pozitronok és a fotonok léteznek;
• Lepton-időszak; 10s-ig; elbomlanak a müonok, a pozitronok megsemmisülnek elektronnal találkozva (annihiláció);
• Sugárzás-időszak; kb. 380 000 évig; H, He, Li jön létre;
• Anyag-időszak; máig; az atommagok befogják az elektronokat, az anyag átláthatóvá válik, csillagok és galaxisok jönnek létre;

[szerkesztés] Források

1. ^ R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803.
2. ^ G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
3. ^ V. Slipher, által az American Astronomical Society számára benyújtott dolgozat, (1915).
4. ^ G. Lemaître, Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927).
5. ^ E. Christianson Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae.
6. ^ F. Hoyle '"A New Model for the Expanding universe", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 108 (1948), 372.

[szerkesztés] Irodalom

• John D. Barrow: A Világegyetem születése, Kulturtrade, 1996, Jó bevezető az Ősrobbanással való ismerkedéshez, jó magyar irodalomjegyzékkel
• Simon Singh: A Nagy Bumm, Park Kiadó, 2006, a történeti vonatkozásokat bőven részletezi, a legújabb fejlemények benne vannak
• Stephen W. Hawking: Az idő rövid története, Maecenas Könyvek, Budapest, 1989, 1993, 1995, 1998; ISBN 9639025747, ISBN 9638396105 (középiskolás tudással érthető)
• Stephen Hawking, Roger Penrose: A tér és az idő természete, Talentum, Budapest, 1999; ISBN 9636450234 A Cambridge-i Egyetemen 1994-ben lezajlott vita a kvantumgravitációról. (nehezebb olvasmány)
• William J. Kaufmann: Relativitás és kozmológia, Gondolat, Budapest, 1985; ISBN 9632815521 (középiskolás tudással érthető)
• Fred Hoyle: Stonehenge-től a modern kozmológiáig, Magvető Kiadó, Budapest, 1978; ISBN 9632707567
• Steven Weinberg: Az első három perc.
• Mészáros Attila: Napjaink kozmológiája, Meteor Csillagászati Évkönyv, 2002, 203. old. 40 oldalas összefoglaló a friss eredményekről.
• Frei Zsolt – Patkós András: Inflációs kozmológia, Typotex, 2005., ISBN 963 9548 47 2