Ősrobbanás

A kozmológiában az ősrobbanás (más néven „nagy bumm”, angolul „The Big Bang”) egy olyan tudományos elmélet, mely szerint a világegyetem egy rendkívül sűrű, forró állapotból fejlődött ki nagyjából 13,8 milliárd évvel ezelőtt.

Az elméletet Georges Lemaître (1894–1966) belga pap, a Leuveni Katolikus Egyetem fizika és csillagászat tanára dolgozta ki először 1931-ben „ősatom” név alatt.

Az ősrobbanás-elmélet azon a megfigyelésen – az úgynevezett Hubble–Lemaître-törvényen (2018 előtt Hubble-törvény) – alapul, amely szerint a galaxisok színképvonalai vöröseltolódást szenvednek. Ez a tény a kozmológia elméletével összevetve azt mutatja, hogy a tér az általános relativitáselmélet Friedmann–Lemaître-modellje szerint folyamatosan tágul. Ha a múltba extrapoláljuk az univerzum jelenlegi állapotát, 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 13,8 milliárd évvel ezelőtt (0,2%-os pontossággal) –, tágabb értelemben pedig arra az uralkodó kozmológiai elgondolásra (paradigmára), mely a világmindenség keletkezését és fejlődését eszerint magyarázza, valamint az elemek keletkezését is ennek felelteti meg az Alpher–Bethe–Gamow-elmélet által leírt elsődleges nukleoszintézis során.

Az ősrobbanás-elmélet az egyik magyarázata annak, hogy a mai univerzum állapota jelentősen eltér a múltbeli és jövőbeli állapottól. Ebből a modellből George Gamow 1948-ban megjósolta a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást, amelyet az 1960-as években fedeztek fel, és az elmélet bizonyítékaként szolgált a rivális elmélettel, az állandó állapotú (steady state) világegyetemmel szemben.

A jelenlegi fizikai modelljeinkkel a világegyetem a planck-idő előtti állapota nem leírható, ezért nincs róla ismeretünk. Nem tudjuk kijelenteni emiatt, hogy gravitációs szingularitás volt a kiinduló állapot. Mivel jelenleg nincs elméleti modell az olyan rendszerekre, amelyben egyszerre kell figyelembe venni a gravitációt és a kvantumállapotot (nincs jól kezelhető kvantumgravitációs elmélet), a legkorábbi periódusnak a története jelenleg a fizika megoldatlan problémája.

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 kozmológia erre vonatkozó következményeknek, és annak sem, hogy a csillagközi „ködök” a Tejútrendszeren kívül találhatóak. 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.

1929-ben Edwin Hubble kísérleti bizonyítékot talált Lemaître elméletének igazolására. A vöröseltolódás mérésével megállapította, hogy a távoli galaxisok a Földhöz képest nagyjából a távolságukkal arányos sebességgel távolodnak. Ezt ma Hubble–Lemaître-törvénynek nevezzük. Ezt a kozmológiai elvvel összevetve – amely 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 statikus univerzum forgatókönyvvel. Einstein eredetileg ugyanis a világegyetemben lévő csillagok saját gravitációjuk okozta egymásba zuhanását 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. Az angolban használt „nagy bumm” („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 brit The Listener című magazinban, itt jelent meg először nyomtatásban az elnevezés Archiválva 2007. február 14-i dátummal a Wayback Machine-ben.

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 kozmikus mikrohullámú 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, miképp 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 nagy fokú fejlődésével, és az olyan műholdak nagy mennyiségű 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, amely szerint a világegyetem gyorsulva tágul (lásd sötét energia).

Áttekintés

A világegyetem tágulásának I-es típusú szupernóvákon alapuló mérései, a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hullámosságának méréseiből és a galaxisok korrelációs függvényének méréseiből a világegyetem korára 13,799 ± 0,021 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, amelyben 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 380 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 kozmikus mikrohullámú 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 függenek. 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 kevesebb mint 20%-át alkotja.

A világegyetemet ma az energia egy misztikusnak tűnő formája, az úgynevezett sötét energia uralja. Nagyjából a teljes energiasűrűség 72%-a a mai világegyetemben ilyen formájú. A világegyetemnek ez az összetevője azon tulajdonsága miatt mutatható ki, hogy eltérést hoz létre a Friedmann–Robertson–Walker-megoldás lassulva tágulásához képest azzal, hogy a nagy távolságokon a téridő vártnál nagyobb tágulását okozza. A sötét energia a legegyszerűbb formájában az Einstein-féle téregyenletek kozmológiai állandóját 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 egyike a fizika megoldatlan problémáinak.

Mivel az ősrobbanás eseményei fenomenális sebességgel változtak, annak történetét lineáris időskálán nem tudnánk ábrázolni. Grafikus ábrázolását logaritmikus időskálán a kezdetétől az első csillag megjelenéséig Az ősrobbanás lefolyásának grafikus ábrázolása cikk ábráján követhetjük.

Kísérleti bizonyítékai

1. Az elemek gyakorisága: az ősi nukleoszintézis alatt az ősrobbanás után nem sokkal (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 (²H, ³He, ⁴He, ⁷Li). Ez a folyamat nagyjából 3 perc alatt véget ér. Az akkor kialakult elemösszetétel megmaradt egészen az első csillagok születéséig.

2. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (angolul Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR): 2,73 K hőmérsékletű feketetest-sugárzás, amit 1946-ban George Gamow jósolt meg, és 1964-ben Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson fedezett fel. 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: A távoli galaxisok és kvazárok megfigyelése során vöröseltolódást tapasztalunk – színképük a hosszabb hullámok irányába tolódik el. Ezt úgy lehet meghatározni, hogy felvesszük egy objektum színképét, és összehasonlítjuk a különböző atomok és vegyületek abszorpciós és emissziós vonalaival.

A megfigyelt objektumok körében a vöröseltolódás minden irányban teljesen egyenletes. Ha a vöröseltolódást az egyszerűség kedvéért Doppler-effektusként értelmezzük, akkor kiszámolható a távoli objektum földtől való távolodásának sebessége. Néhány galaxis távolsága meghatározható a kozmikus távolságlétra alapján is. Ha ezeket a távolságokat összevetjük a hozzájuk tartozó objektumok távolodási sebességével, akkor azt tapasztaljuk, hogy egyenes arányban vannak egymással. Ebből következik a Hubble–Lemaître-törvény:

v = H₀D, ahol

• v a távoli objektum távolodási sebessége
• D a távoli objektum távolsága
• H₀ a Hubble-állandó. A Hubble űrtávcső 2009-es mérése szerint jelenlegi értéke 74,2 ± 3,6 km/s/Mpc.

A viszonylag közeli objektumok esetében – ahol a Hubble-törvény alapján számolt távolodási sebesség nem jelentős – a megfigyelt vöröseltolódás valóban Doppler-effektust takar. Ezért egyes közeli galaxisok esetében – pl. Androméda-galaxis - kékeltolódást is megfigyelhetünk, ami közeledést jelent. A távoli objektumok esetében viszont a vöröseltolódást az okozza, hogy a fény kibocsátásától és detektálásától eltelt idő alatt az univerzum kitágult.

A világegyetem fejlődése az ősrobbanás-elmélet szerint

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

Kritika

Tudományos körökben is elismerik, hogy a világegyetem korai állapotának megértése még nem teljeskörű. Az ősrobbanás tudományos elmélet (nem összekeverendő az elmélet köznyelvi használatával, amelyet meggyőzően alátámasztanak a fentebbi kísérleti bizonyítékok. A tudományos konszenzustól távolálló gondolkodók szerint ez az elmélet legalább annyi megoldatlan kérdést vet fel, mint amennyire válaszolni tud. Mint a tudományos gondolkodás jellemzően, még mindig keres részletkérdésekre válaszokat, mint például, hogy a kezdetben teljesen egyenletes anyageloszlású térben hogyan jöttek létre azok a csomósodások, amelyek a galaxisok és bennük a csillagok keletkezéséhez vezettek. Egyes fizikusok a fekete lyukak fizikájának alternatív magyarázata alapján vonják kétségbe az ősrobbanás hipotézisének alapelvét.

Egy 2017-es tanulmány alapján, a Campinasi Egyetem fizikusa szerint a világegyetem nem ősrobbanással alakult ki.

Egy 2022-ben megjelent tanulmány szerzője, Jack Wilenchik megkérdőjelezi a Doppler-effektus működését és arra jut, hogy az ősrobbanással kapcsolatos egyik legfontosabb bizonyíték is téves, ami azt jelenti, hogy az univerzum örökkévaló és statikus, vagyis nincs kezdete, sem pedig vége.

2024-ben a Kansas Állami Egyetem kutatója, Lior Shamir egy új tanulmányban alátámasztotta az ún. fáradt fény elméletet, amely ellentmond az ősrobbanás teóriájának.

Gauri Shankar Gupta (író, volt indiai nagykövet) tollából, az ősrobbanás-teóriát elutasítók nézete alapján:

„Az ősrobbanás állapota a ma ismert fizikai törvényeinkkel leírhatatlan, vagyis értelmezhetetlen. Esélyünk sincs arra, hogy ilyen távolból igazoljuk a kezdetekkor egy rendkívül sűrű anyagpont létezését és felrobbanását. Vagyis csupán feltételezésekről lehet szó. Nem találni közvetlen kapcsolatot a kozmikus háttérsugárzás és az ősrobbanás eseménye között sem. Itt is csak feltételezések vannak. Ezek az elméletek pedig képtelenek megmagyarázni magának a kezdeti sűrű anyagpontnak a létrejöttét és energiájának forrását. Mindegyik elképzelés azzal az előfeltétellel él, hogy már az ősrobbanás előtt is létezett valami, ami felrobbant, kiterjedt, vagy fokozatosan fejlődött. Ugyanakkor semmilyen észszerű magyarázat nincs a világegyetemet felépítő anyag létrejöttére, és arra, hogy miként került egyáltalán ide. Mivel a semmiből nem hozható létre valami, így a világegyetem sem születhetett meg a semmiből. A tudósoknak arra sincs elfogadható válaszuk, hogy a millió természeti hatás és erő miként teremtett az élet kialakulásához szükséges megfelelő feltételeket. Utolsósorban, a világegyetem tömegének csupán 4,6%-át alkotja a megfigyelhető anyag, mit kezdjünk a több mint 95%-kal, amit sötét anyag és sötét energia alkot; tudomást se vegyünk róla?”

Jegyzetek

Források

További információk

Kapcsolódó szócikkek