Kozmológia alighanem azóta létezik, amióta ember él a földön, legfeljebb korábban nem így hívták. Eleinknek mindig is megvolt a maguk határozott véleménye az univerzum működéséről, függetlenül attól, hogy elképzeléseik szerint a Földet mondjuk elefántok, teknősök, Atlasz vagy valami más tartja a hátán, a vállán, tenyerén vagy a zsebében. A kozmológia - kb. a kozmoszról való értelmes beszéd - fogalma nem is oly régi: Christian Wolff német filozófus Cosmologia Generalis című, 1730-as munkájában bukkan fel először. Igaz, már addig is számos vallási irányzat, filozófus és természettudós fejtette ki nézeteit a világegyetem felépítéséről, történetéről, eredetéről, időbeni és térbeli kiterjedéséről, azaz a kozmológia voltaképpeni tárgyáról.
A modern (asztro)fizikai kozmológia születése nagyon is konkrét dátummal bír: az Albert Einstein által 1916-ban publikált általános relativitáselmélet szabta meg a ma ismert és többnyire (bár nem kizárólagosan) elfogadott világképünk kereteit. Einstein előtt az uralkodó csillagászati világkép mindenekelőtt egy statikus, időben és térben állandó sűrűségű univerzummal számolt. Ezt még maga Einstein sem adta fel egykönnyen, éppen ezért a kívánt stabilitáshoz vezető gravitációs egyenletbe nagy merészen beleírta a lambdának nevezett kozmológiai állandót, ami egy megfelelő taszítóerőnek felelt meg - ennek pusztán ki kellett volna egyenlítenie a galaxisok közötti vonzerőt, hogy azok ezután (relatíve) a fenekükön maradjanak. A lambda pusztán spekulatív tényező volt, melyhez semmiféle fizikai okot, forrást nem lehetett kötni, ráadásul az így kapott megoldások módfelett instabilak voltak: ha a gravitáció és kozmológiai állandó egyensúlyát valami felborítja, akkor az egész világegyetem szétrepül a fenébe. Igen ám, de Edwin Hubble, a neves csillagász már a húszas években kimutatta, hogy a galaxisok színképe vöröseltolódást mutat, amelyet a Doppler-effektuson (ami a távolodó testek által kibocsátott hullámok frekvenciájának csökkenését okozza) kívül más hatással nem magyarázhatunk. Ez viszont azt jelenti, hogy az általunk belátható univerzum folyamatosan tágul. Mikor ez kiderült, Einstein élete legnagyobb tévedésének nevezte a kozmológiai állandó bevezetését. Csakhogy az utókor már egészen másképpen vélekedik, és fontos szerepet tulajdonít az eredetileg az üres tér sűrűségének és nyomásának jellemzőjeként, egyfajta vákuumenergiaként felfogott tényezőnek - ez ama erő, amely fenntartotta volna a világegyetem tágulását a galaxisok kialakulásának idején.
Szépen ragyog
A stabilis és izotróp (minden irányban azonos jellemzőkkel bíró) univerzum elmélete már jóval Einstein előtt léket kapott, ebből a szempontból az egyik legszebb és legszemléletesebb példa az úgynevezett Olbers-paradoxon. A problémát minden este láthatjuk, amint felnézünk a lehetőleg derült égre, s ott néhány csillagot, planétát, esetenként a Holdat leszámítva a nagy sötétet látjuk - márpedig nem azt kéne. Ha ugyanis a világegyetem végtelen, akkor nézhetünk akármerre, tekintetünk előbb-utóbb beleütközik egy csillag fényébe. Ekkor viszont az egész égboltnak a nap fényességével kéne ragyognia. (Pontosabb számítások szerint az égbolt fényessége ötvenezerszerese volna a Napénak, és a Föld átlagos hőmérséklete 5000 Celsius-fok lenne - mindez még a globális felmelegedés előtt!) Érdekes, hogy a kérdés egyik első megfejtője nem egy matematikai zseni, hanem Edgar Allan Poe, a látomásos irodalmár volt, aki Eureka című 1848-as esszéjében kifejezte azon meggyőződését, hogy a világegyetem számunkra beláthatatlan háttere oly mérhetetlen távolságban található, hogy onnan egy fénysugár, annyi sem érhette még el Földünk felszínét. S valóban: a most uralkodó kozmológiai teória szerint minden általunk detektálható fényforrás még véges (bár sokszor szédítő) messzeségből érkezik. Ráadásul a fény sebessége sem végtelen, éppen ezért ha az égre tekintünk, akkor a múltat látjuk: minél messzebb van egy adott csillag, annál hosszabb ideig tart, hogy ideérjen a fénye. S ez még semmi ahhoz képest, hogy a mai tudományos konszenzus szerint a világegyetem még a fénysebességnél is nagyobb ütemben tágul. Éppen ezért egyre több csillag válik számunkra láthatatlanná, s az éjszakai ég idővel egyre sötétebb lesz (ezt a fényszennyezés szerencsésen ellensúlyozza, sőt). A Big Bang-elmélet szerint az égbolt egykoron sokkal világosabb volt, különösen közvetlenül, néhány töredékmásodperccel az ősrobbanás után. S ha ennyi mégsem volna elég, akkor utalhatnánk a már említett Hubble-effektusra is: a táguló univerzumban távolodó fénylő objektumok (csillagok, csillaghalmazok, galaxisok, közönséges, elemes zseblámpák stb.) fénye eltolódik a vörös felé, vagy annál is tovább. A Big Bang során fellépett irdatlan sugárzás például már csak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás formájában létezik, amelyet kizárólag rádiótávcsövek bírnak érzékelni. Az iménti jelenséget először a hatvanas években detektálták mintegy véletlenül (bár Gamow fizikus által előrejelzetten), s egyben meghatározták, hogy ez a sugárzás olyan, mintha az ideális fekete test bocsátotta volna ki 2,72 Kelvin-fokon (ennyit "hűltek" a fotonok az ősrobbanás óta eltelt vagy tizenhárommilliárd évben), frekvenciája 160,2 Ghz, hullámhossza 1,9 milliméter. Örüljünk, hogy vannak még fix dolgok a világban.
A mikróból
A világegyetem a ma uralkodó elmélet szerint tehát véges méretű és korú, és gyorsuló ütemben tágul. Más teóriák is vannak persze, mint például a Steady State (állandó állapot) teória, mely végtelen korú és méretű univerzummal számol, s mely maga is magyarázná az Olbers-paradoxont - csak éppen a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzással nem bír mit kezdeni.
A sztenderd, általánosan elfogadott hipotézis ezzel szemben számol egy kezdőponttal: végtelen magas hőmérsékletű, nyomású és sűrűségű, azaz szinguláris állapotból indul ki, ami "természetesen" nem írható le a mai fizika eszközeivel. Közelíteni azért próbálják, s ehhez bevetik az úgynevezett Planck-skálát, ahol a gravitációs állandó, a fénysebesség, a Planck-állandó pontosan egységnyi nagyságú, dimenzió nélküli számok. Ebben a rendszerben megállapítható az univerzum ama minimális kora (a Planck-idő, ami 10-43 másodperc), amikor már valamit mondhatunk a világ méretéről (elég töppedt), sűrűségéről (rettenetesen tömör) és hőmérsékletéről (forró!, forró!). A Planck-idő előtti pillanatokban a nagy sűrűség miatt a tér görbülete akkora, hogy már az elemi részecskék közötti kölcsönhatások során is figyelembe kell venni a gravitációs kölcsönhatást. Másrészt ilyen szélsőséges viszonyok között a csöppnyi, de baromi nehéz, így iszonyú sűrű univerzum viselkedését nagyban befolyásolják a kvantumjelenségek. A világegyetem mérete a kezdetekben ugyanis kisebb, mint a kvantumfizikai hullámhossza, így azután az egész hangyafasznyi univerzumra érvényesek a kvantummechanikai határozatlanságok (a szuperpozíció elve értelmében hullám és részecske egyszerre, a határozatlansági elv miatt pedig nem tudjuk megadni egyszerre a pontos helyét és az impulzusát); és ez még mókásabbá teszi a kezdetet. Igazából a Planck-idő előtti folyamatok modellezéséhez az általános relativitáselmélet és a kvantumfizika egyesítésére volna szükség, nevezett kvantumgravitációs elmélet azonban még csak csírájában létezik. (Akadnak reménykeltő matematikai előrelépések, ám a fizikusok csak ez évszázad közepére várják az új elmélet megszületését). Addig csupán a Planck-idő ezerszeresétől tudjuk követni az eseményeket - a 10-40 másodperc előtti időkről szégyenszemre még annyit sem tudunk, mint az Aranykéz utcai robbantásról.
A kezdetben még óriási energiájú fotonokból részecske-antirészecske párok keletkeztek (és pusztultak el kisvártatva). Először jöttek a nagyfiúk (köztük ismerőseink: protonok, neutronok), később viszont már csak elektron-szerű kisebbek bírtak előkerülni. Amint a fotonok veszítenek energiájukból, úgy előbb a nehezebb, utóbb már a könnyebb részecskék (pl. elektronok, pozitronok) létrehozására sem képesek - miután az utánpótlás elfogyott, az antitézisükkel való óhatatlan találkozás következtében ezen részecskéknek is enyészniük kellett volna, de valamilyen kisebb csoda folytán (állítólag a mi anyagunk, ha csak csöppet is, de erősebb) egy töredékük megmaradt. Ezekből lett a ma ismert anyagi világ. Az ionizált és ezért átlátszatlan, hol gyorsabban, hol lassabban táguló univerzumot elektronok, protonok, neutronok, de főleg jól besűrített fotongáz alkotta plazma töltötte ki, mely összetevőinek hőmérséklete azonos volt - később a protonokból és neutronokból létrejöttek az első egyszerű atommagok, majd a körülmények javulásával az első igazi atomok (tudják: a mag és körülötte az elektronhéj). Idővel, amint a destruktív fotonok energiája csökkent, egyre több stabilis atom maradhatott meg, mi több, a ritkuló atomos anyag átlátszóvá vált a sugárzás számára. Majd a sűrű fotongáz önállósodott, s fokozatosan hűlni kezdett - ezt tapasztalhatjuk a már említett kozmikus háttérsugárzásban is, amelynek hőmérsékletéből ma is következtetni tudunk akkor zajlott folyamatokra. Annál különösebb, hogy ma sem értjük, miként lett az akkor még homogén és izotróp (anyageloszlása és egyéb jellemzői minden irányban egyformák) korai univerzumból jelenlegi, látszólag se nem homogén, se nem izotróp világunk, ahol galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok váltogatják egymást a nagy büdös semmivel, a teljes ürességgel - ötven éve csak módfelett erőltetett elméletek születtek ez ügyben. Ugyan mit mondjunk arra, hogy az ősrobbanás utáni ősanyag részben a sötét anyag gravitációs hatására szálas elrendeződésbe szerveződött, s e szálak mentén sűrűsödött az anyag galaxisokká? Szép elmélet, már számítógépes modellje is van - éppen csak Darth Vader hiányzik belőle.
Brán és bráner
Sok még tehát a kérdés kicsiny, ám egyre növekvő világunkról. Egyrészt nem tudjuk, mi lesz belőle, ha nagyobb lesz, mert még azt sem tudjuk (bár most már sejtjük), hogyan változik a tágulás sebessége. Ha a kozmikus állandó (lambda) nem nulla, akkor még gyorsulhat is, ha meg igen, akkor lassulhat. Akad olyan, igaz, valószínűtlen modell, amely szerint a tágulás kellő anyagsűrűség mellett nemcsak hogy megáll, de a gravitáció újra összerántja az egész miskulanciát: jöhet a Big Crunch, azaz a Nagy Reccs, aztán kezdődhet az egész elölről.
De nem tudhatjuk azt sem, mi a helyzet a horizonton kívüli világban (innen ugye a fény se juthat el hozzánk), s továbbra sem tudjuk, miből áll a sötét anyag - bár létezésében egyre biztosabbak a kutatók. Akik mellesleg egyáltalán nem henyéltek, és 2001 júniusában felbocsátották a WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) nevű mesterséges holdat, hogy felmérjék a kozmikus háttérsugárzás térbeli hőmérséklet-ingadozásait (anizotrópiáját). A 2006 végéig tartó mérések eredményeképpen az asztrofizikusok most már tudni vélik a világegyetem sűrűségét, mely nagyjából akkora, mint az úgynevezett kritikus érték - éppen ezért az univerzum lassuló ütemben, de gyakorlatilag örökké tágul (ez volna az univerzum úgynevezett sík állapota). Ezenkívül tudjuk a Hubble-állandó konkrét értékét, a mikrohullámú háttérsugárzás lecsatolódásának idejét (380 ezer évvel a Big Bang után), a világegyetem korát (13,7 milliárd, nagyjából), a világegyetem összetételét (túlnyomó része nem detektálható sötét energia, majd negyede szintúgy rejtélyes sötét anyag, a resztli csupa fény és ragyogás). Nem mellesleg számos nem standard kozmológiai modell létezik a fent elemzetten kívül - ezeket ugyan nem mindig szereti a tudósok többsége, de mindig akad közülük néhány, aki attraktívnak találja őket. S akkor még nem beszéltünk mindegyik közül a legelegánsabbról, a bránelméletről, ahol párhuzamos kozmológiai húrok, membránok (ezek volnának a bránok) lebegnek egy teoretikus (ötödik) dimenzióban, s ha ütköznek, jön az ősrobbanás - a gravitáció ilyenkor akadálytalanul áramlik egyik dimenzióból a másikba, sőt, az egyik galaxiscsoportja láthatatlan gravitációs árnyékot vet a másikra; és ez volna a sötét anyag forrása. Persze, mi már régóta tudjuk, hogy mindez árnyékvilág, s ezen túl létezik egy másik, de hogy konkrétan ennyire nem egy húron pendülünk, azt azért nem gondoltuk volna.
