MI AZ A SÖTÉT ENERGIA?

Németh Judit
ELTE Elméleti Fizikai Tanszék

A sötét energia kérdése napjaink egyik legizgatóbb kozmológiai rejtélye. Előre szeretném hangsúlyozni, hogy nem tudjuk rá a választ. Sokféle próbálkozás van arra, hogy meghatározzuk, de egyik sem meggyőző. Kérdés, ha nem tudjuk, mi az, miért gondoljuk, hogy van? A válasz az, hogy a megfigyelések magyarázata miatt szükség van egy ilyen mennyiség bevezetésére. Ennek belátására végig kell nézni, mit tudunk a Világegyetem fejlődéséről. Bizonyos, a Fizikai Szemlében már részletesen tárgyalt fejezetekről csak nagy vonalakban teszünk említést, akik részletesebb ismereteket igényelnek, nézzék meg az idézett cikkeket. (NÉMETH J., Fizikai Szemle 2000/297, MARX GY., Fizikai Szemle 2001/15)

A húszas évek óta ismert, hogy a Világegyetem tágul. A táguló Világegyetemben feltételezzük a kopernikuszi elv érvényességét, azaz azt, hogy az Univerzum nagy skálán homogén és izotrop, nincs benne kitüntetett pont és kitüntetett irány. A relativitáselméletből tudjuk, hogy a tér szerkezetét az anyag alakítja ki, az anyag mozgását pedig a tér szerkezete határozza meg. Az anyag mozgása és a tér szerkezete közti összefüggést, azaz az Univerzum fejlődését az Einstein-egyenletek írják le. Az Einstein-egyenletek homogén, izotrop esetre, a Robertson­Walker-metrikát használva nagyon egyszerű alakot vesznek fel:

(1a)

(1b)

a (t) ezekben az egyenletekben az Univerzum skálája, ez jellemző a tágulás időbeli változására, az Univerzum sűrűsége, p a nyomás, G a gravitációs állandó. Az egyenletekben egységeket használtunk. k a tér görbületére jellemző mennyiség. Ha k = 0, a tér sík (a sík nem azt jelenti, hogy kétdimenziós, hanem azt, hogy nem görbült), k < 0 esetén hiperbolikusan, k > 0 esetén pedig elliptikusan görbült.

Az (1a) Friedmann-egyenletből látható, hogy a tér akkor sík, ha

Ezt a sűrűségértéket nevezik kritikus sűrűségnek. A továbbiakban a sűrűségeket mindig a kritikus sűrűséghez viszonyítva adjuk meg

Az (1b) egyenlet a relativisztikus Newton-egyenlet, az Univerzum skálájának gyorsulásához a sűrűség mellett a nyomás is járulékot ad.

Látható, hogy a skála növekedése lassul, ha az egyenlet jobb oldala negatív, és gyorsul, ha az pozitív. A da / dt mennyiség ugyanis pozitív, hiszen tudjuk, hogy ma az Univerzum tágul, azaz a skála nő. A sebesség változásának előjele tehát a jobb oldal előjelével egyezik meg:

á ( t + dt ) - á (t ) = d t ä (t ) =

Jelentős nyugalmi tömeggel rendelkező anyag (protonok, atommagok stb.) esetén a nyomás elhanyagolható a nyugalmi energiához képest, azaz anyagdominált rendszer esetén w = 0. (Anyagdominált rendszer azt jelenti, hogy az anyag energiasűrűsége nagyobb, mint a sugárzásé.) Ilyenkor az (1b) egyenlet jobb oldala negatív, az Univerzum sugarának növekedése csökkenő, a tágulás sebessége lassul. Sugárzásdominált esetben w = 1/3, a tágulás sebessége ilyenkor még inkább lassul. Gyorsuló tágulás csak akkor lehetséges, ha w < -1/3. Mivel ismert anyagformákra ez nem következik be, sokáig az volt az elképzelés, hogy az Univerzummindig lassulva tágul.

A részecske- és magfizika eredményeinek felhasználásával a relativitáselmélet és a tapasztalati megfigyelések alapján alakult ki a kozmológia standard (Nagy Bumm vagy más néven Ősrobbanás) elmélete. A huszadik század nagy részében ez volt az elképzelés az Univerzum fejlődéséről.

Ennek lényege a következő: Ha a Világegyetem ma tágul, időben visszamenve zsugorodnia kellett. Egy adott pillanatban, amelyet a kezdetnek nevezünk, az egész Univerzum egy forró, pontszerű helyre koncentrálódott anyagból állt. A pontszerűt úgy kell érteni, hogy maga az egész tér volt pontszerű. Ahogy idővel a forró anyag tágult és lehűlt, egyre összetettebb részecskék, anyagformák alakultak ki, ugyanis a rendezetlen mozgású részecskéknek már nem volt elég energiájuk ahhoz, hogy az összetettebb rendszereket ütközések révén alkotórészeikre bontsák szét. Így a kezdeti, ma még nagy tömegük miatt megfigyelhetetlen elemi részekből kvarkok, elektronok, neutrínók, mezonok keletkeztek, majd a kvarkok az erőskölcsönhatás segítségével nukleonokká (neutronokká és protonokká) egyesültek, a mezonok gyenge kölcsönhatás révén elbomlottak. Ahogy tovább hűlt és tágult az anyag, már a legkönnyebb atommagok is kialakulhattak. Nehezebb atommagok kialakulására nem volt elég idő, a rendszer túlságosan gyorsan tágult, a részecskék túlságosan messze kerültek egymástól. Az atommagba nem tömörült neutronok elbomlottak protonná, elektronná és antineutrínóvá. További hűlés során az elektronok az atommagokkal, illetve protonokkal elektromos kölcsönhatásrévén atomokká alakultak: megjelentek a földi viszonylatban megszokott anyagformák.

Az Ősrobbanás elmélete nagyon sikeres volt számos problémamegoldására, és fontos tapasztalati megfigyelések igazolták a helyességét. Ezek közül a legfontosabbak a következők:

1. Az Univerzum tágulása (Hubble megfigyelése)
2. A kozmikus háttérsugárzás fellépte. A forró anyag tágulása során a fotonrendszer lehűlt, de a sugárzás ma is megfigyelhető, hőmérséklete ma 2,7 K körül van. Ezt nevezik kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak (angol neve alapján CMB-nek rövidítik).
3. A könnyű elemek aránya. Ahogy az anyag lehűlt, összetettebb anyagformák keletkeznek. A kezdeti deuteron-, hélium- és lítiummagok mennyisége elméletileg meghatározható, és ezek a számok megegyeznek az interstelláris anyagban talált könnyű elemek értékeivel. A proton­neutron anyag (melyet másképpen barionos anyagnak is neveznek, egy fontos kvantumszámról, a bariontöltésről) 75%-a protonokból, 25%-a hélium atommagokból áll, a korai deuteron-, lítiumanyag ennek mindössze tíz ezreléke. Nehezebb atommagok csak a csillagfejlődés során keletkeznek, de ezek aránya is nagyon kicsi.
4. A galaxisok és a nagyskálájú szerkezetek kialakulása megegyezik a várttal.

Az Ősrobbanás-elmélettel kapcsolatban ­ rendkívül sikeres volta ellenére ­ a kezdetektől fogva felmerült néhány probléma:

1. A síkság problémája. Tapasztalatunk (a kozmológiai megfigyelések) szerint a Világegyetem közel sík. Ez csak akkor lehetséges, ha a kezdeti időben a tömeg 10­15 számjegyig megegyezett a kritikus értékkel. Miért volt a tömeg ennyire közel a kritikus értékhez?
2. A háttérsugárzás mindenirányból izotrop, azaz minden irányból egyforma. Ez csak úgy magyarázható, hogy minden tartomány, ahonnan a sugárzás jön, kapcsolatban volt a többivel, különben érthetetlen lenne, miért bocsátanak ki azonos sugárzást. Az Univerzumnak csak azok a tartományai lehetnek kapcsolatban egymással, amelyeket a fény a kezdet óta összetudott kapcsolni, azaz amelyek d = c t távolságra vannak egymástól, ahol c a fénysebesség és t a Világegyetem kora. A Világegyetem azon mérete azonban, ahonnan a háttérsugárzás hozzánk érkezik, sokkal nagyobb, mint d. Hogy lehetséges akkor az izotropia?
3. Ahhoz, hogy az anyag a gravitációs erők hatására galaxisokba tömörüljön, kezdeti csomósodásoknak kellett létrejönniük a közel egyenletes anyageloszlásban. Honnan származnak ezek a kezdeti anyagfluktuációk?
4. Említettük a korábbiakban, hogy kezdetben egy forró anyag volt a kistérre korlátozódott Világegyetemben. Hogy alakult ki ez a rendkívül sűrű, forró anyag?

A standard kozmológiai problémáinak a megoldására vezették be a nyolcvanas években az inflációs (felfúvódó) Világegyetem fogalmát.

Az infláció elmélete szerint az Ősrobbanás utáni első pillanatokban a kvantumgravitáció törvényei uralkodtak. Ennek során parányi kvantumos fluktuációk alakultak ki. Ezután bonyolult térelméleti okok miatt, amelyekkel most nem foglalkozunk, az Univerzumhihetetlenül kitágult, 10^-33 s alatt sugara 50 nagyságrendet nőtt, miközben óriási felmelegedés következett be. Ezt a tágulást és felmelegedést nevezik inflációnak. A felfúvódó periódus csak nagyon rövid ideig tartott, utána már a fentiekben leírt, Nagy Bumm utánifejlődés következett be. A tér tágulása lecsökkent a korábbi értékre, és az anyag lassan hűlni kezdett. Az infláció fellépte megmagyarázza a Nagy Bummal kapcsolatos problémákat.

1. A hihetetlen nagy tágulás azt okozza, hogy bár mekkora volt korábban a tér görbülete, az inflációsorán az kisimult. Az infláció előrejelzése tehát az, hogy a tér sík.
2. Mivel a Világegyetem első pillanataiban, a felfúvódás előtt a Világegyetem minden része kapcsolatban volt a többivel, a sugárzás izotropiája nem meglepő.
3. A kvantumos fluktuációk a felfúvódás során megnőttek, és a gravitáció hatására ezekből alakultak ki évmilliárdok során a csillagok, galaxisok, galaxishalmazok.
4. Az anyag felmelegedése a felfúvódás végén következett be.

Az infláció fellépte ma általánosan elfogadott, létrejöttének okát és a pontos kialakulását azonban a kozmológusok és a részecskefizikusok még vizsgálják.

Az Univerzum története.

Az Univerzum anyagi összetétele

A csillagászatban, akárcsak a természettudományok többi ágában, egy objektumot kétféle módon lehet észlelni: vagy közvetlenül, vagy a többi objektumra való hatása révén. Nagy sebességű, illetve gyorsan forgórendszereket csak nagy erők tudnak összetartani, a csillagászati rendszerekben pedig egyedül a gravitációs erő hatása lényeges. A galaxisokban a csillagok galaxison belüli sebességéből és a galaxishalmazokban a galaxisok mozgásából tudjuk, hogy legalább 6­8-szor annyi anyag van bennük, mint amennyi látható. Ellenkezőesetben a gravitációs erő nem lenne például elég ahhoz, hogy a gyorsmozgású csillagokat a galaxisokban tartsa.

Eleinte azt gondolták, hogy barna törpék vannak a galaxisokban. A barna törpe olyan anyag, amely barionokból áll (barionok a protonok, a neutronok és az atommagok együttesen), de a csillag nem elég meleg, és így nem világít (tehát nem bocsát ki fotonokat a látható tartományban). Hamarosan kiderült, hogy ez a magyarázat nem kielégítő: lényegesen kevesebb barionos anyag van a galaxisokban, mint várnánk.

A Világegyetem barion sűrűségét a különböző galaxisokban ma megfigyelhető könnyű elemek, elsősorban a deuteron atommagok gyakoriságából lehet a legjobban meghatározni (akár deuteron atommagok, akár deutérium atomok formájában vannak jelen). Ennek az oka a következő: a legkönnyebb kötött atommag a deuteron. Egy proton és egy neutron deuteronná tud egyesülni. A deuteron gyengén kötött rendszer, nagyenergiájú fotonokkal bombázva könnyen szakad szét alkotórészeire. Két deuteron egy alfa-résszé tud egyesülni, az alfa-rész feltűnően erősen kötött részecske. Természetes ezért, hogy ha deuteronok annyira közel kerülnek egymáshoz, hogy a rövid hatótávolságú magerők már hatnak közöttük, alfa-résszé alakulnak át. Ahogy az Ősrobbanás után a Világegyetem hűlt, és a részecskék mozgási energiája egy kritikus érték alá csökkent, deuteronok alakultak ki, amelyeket a nagyenergiájú fotonok már nem tudtak szétszakítani alkotórészeikre. Ha az anyagsűrűség nagy volt ennél a kritikus hőmérsékletnél, a deuteronok nagy valószínűséggel ütköztek és alakultak át alfa-résszé. Ha a sűrűség kicsi volt, a deuteronok nem találkoztak össze, nem tudtak ütközni és így lényegesen több deuteron maradt meg: nagyobb a ma megfigyelhető primordiális deuteronok száma.

Ha meghatározzuk az interstelláris anyagban a deutérium sűrűséget, a fentieket figyelembe véve meg tudjuk határozni a Világegyetem korai, illetve mai, teljes barionos anyagsűrűségét. Mivel a teljes barionszám nem változott, a mai barionsűrűség értékének meghatározásához csak a tágulás mértékét (az Univerzum sugarának növekedését) kell figyelembe venni. Ez utóbbit a fotonok mai és a deuteronmagok kialakulása idején fennálló hőmérséklete összehasonlításából tudjuk meghatározni. A barionsűrűség nagyon jó közelítésben a kritikus anyagsűrűség 4%-a.

A fenti megfontolásokból arra lehet következtetni, hogy a galaxisokban kell olyan anyagnak lennie, amelyik gravitációsan kölcsönhat és nem barionos. Ezt az anyagot ­ mivel nem világít ­ nevezzük sötét anyagnak. Újabb rejtély előtt álltak az asztrofizikusok: ha a sötét anyag nem barionos anyag, akkor miből áll?

Az asztronómusok 70 éve egyre több információt gyűjtöttek össze a sötét anyagról, és ma majdnem mindenki elfogadja, hogy létezik sötét anyag. Létére a legfontosabb bizonyítékok a csillagok galaxisban való mozgásából (lásd Marx Gy. idézett cikke),illetve a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásból nyerhetők. A legfontosabb tulajdonsága, amit ismerünk az, hogy gravitációsan kölcsönhat. Majdnem biztosan eddig ismeretlen elemi részecskéből áll. Az asztrofizikusok és a részecskefizikusok közös erőfeszítéseket tesznek, hogy kísérletileg meghatározzák, mi lehet ez az anyagtípus. A fenti meggondolás azonban csak azt jelenti, hogy a sötét anyaggravitációsan kölcsönhat, semmit nem mond az anyag jellegéről. Hatását ismerjük, de közvetlenül is szeretnénk megfigyelni. Az erre vonatkozó erőfeszítések a fizika legnehezebb kísérletei közé tartoznak. Az elképzelés az, hogy a mai kísérleti pontossággal egy-két éven belül meghatározhatják, miből áll a sötét anyag.

A szuperszimmetria-elmélet szerint a neutralínók részt vehetnek gyenge kölcsönhatásban, így előfordulhat, hogy közegen való áthaladás során egy-egy neutralínó kölcsönhat az anyaggal. Manapság számos olyan kísérleti elrendezés van, amely ezt a kölcsönhatást próbálja különböző módon észlelni. Néhány év múlva megtudjuk, hogy az elképzelés helyes-e, vagy sem.

Egy évtizeddel ezelőtt megnyugtató elképzelése volt a kozmológusoknak a világról. Azt gondolták, hogy az inflációelméletnek megfelelően az Univerzum közel sík. Ez azt jelenti, hogy a barionos anyag mellett rendkívül nagy mennyiségű sötét anyag van jelen, annyi, hogy a barionos és a sötét anyag együttesen kiadja a kritikus tömeg értékét.

A sötét anyagról nem tudták, hogy miből áll, de azt gondolták, hogy ezt a problémát majd megoldják a részecskefizikusok. A tér sík, és örökké tágul, állandóan lassuló mértékben.

Ezt a harmonikus képet zavarta meg az a felismerés, hogy a gravitáló, azaz a sötét és a barionos anyagösszege nem lehet több együttesen, mint a kritikus tömeg értékének egyharmada. Ezt nemcsak a galaxisokban, a csillagok mozgásából tudják megállapítani, hanem a galaxiskeletkezés sebességéből is. Ha nagyobb lenne a gravitáló tömeg, a galaxisok kialakulása a nagyobb gravitáció miatt sokkal gyorsabban következett volna be, tehát ma már nem nőne jelentősen a galaxisok száma, mert azok már a múltban kialakultak volna. Márpedig a messze levő galaxisok sűrűségét (ezek időben jóval korábban alakultak ki, hiszen ahhoz, hogy ma lássuk ezeket, a fénynek el kellett érkeznie hozzánk) összehasonlítva a közelivel (az újabban keletkezettekkel) azt kapjuk, hogy a galaxiskeletkezés gyakorisága időben nő. Ez a felismerés megdönthette volna az inflációban és annak előrejelzésében (az össztömeg kb. a kritikus tömeg, 1) való hitet, ha a kilencvenes évek során két nagyon fontos új kísérleti eredmény nem erősítette volna meg azt. Az egyik a háttérsugárzás fluktuációjának pontos megmérése, a másik a szuper nóva-robbanások egy típusának megfigyelése volt.

Amint már beszéltünk róla, a háttérsugárzás izotrop, 5 nagyságrendig egyenletes. Ez azt jelenti, hogy bár milyen irányból jövő sugárzást vizsgálunk ­ ha eltekintünk a Föld mozgásától ­ öt nagyságrendig azonos lesz a hőmérséklete, és eltérés csak az ötödik tizedesben található. Amíg az anyag atommagokból és elektronokból állt (a hőmérséklet olyan nagy volt, hogy semleges atomok nem tudtak kialakulni, mert a beléjük ütköző részecskék hatására elbomlottak), a fotonok kölcsönhatottak a töltött elektronokkal, az elektronok elektromosan a protonokkal, a protonok nukleárisan a neutronokkal. Amilyen mértékben fluktuált az anyag (azaz bizonyos helyeken több atommag és elektron volt, bizonyos helyeken pedig kevesebb), ugyanolyan mértékben fluktuáltak a töltött részekkel kölcsönható fotonok is. Amióta azonban az atommagok és az elektronok semleges atomokká egyesültek (ezt az időpontot nevezik lecsatolódásnak), a helyzet megváltozott. Mivel a fotonok csak töltött részekkel tudnak kölcsönhatni, semlegesekkel nem, a lecsatolódás óta a fotonsugárzás közel változatlanul terjed a Világegyetemben. Az a fluktuáció, amelyet a háttérsugárzásban ma megfigyelünk, a Nagy Bumm után ~300 000 évvel keletkezett, amikor a semleges atomok kialakultak.

A háttérsugárzás fluktuációja csökkenő amplitúdójú szinusz típusú hullámokkal írható le. Az inflációelmélet segítségével részletes és pontos előrejelzést kapunk az amplitúdók nagyságára, illetve a maximumok egymástól való távolságára. A fluktuációk vizsgálatának egyik legfontosabb eredménye az volt, hogy a tér sík, ahogy azt az inflációalapján vártuk. A másik elég pontos adat a barionmennyiség értékére vonatkozott. Az a megnyugtató eredmény adódott, hogy ez az érték a hibahatáron belül megegyezik a galaxisokban levő deutériumatomok meghatározásából kapott értékkel. A kétféle, teljesen különböző elveken meghatározott érték azonossága az elméleti és tapasztalati kozmológia nagy sikere volt.

Lényegesen megrázóbb volt a szupernóva-robbanások egy típusánál, az SNIa robbanásoknál kapott eredmény, tudniillik az, hogy ezek a csillagok gyorsulva távolodnak tőlünk. Ha egy rakétát kilövünk, az lassulva távolodik a Földtől, mivel a Föld vonzóereje visszahúzza. Hogyan lenne magyarázható, ha a rakéta egyre nagyobb sebességgel kezdene távolodni tőlünk (és természetesen a Föld gravitációs erején kívül semmi más erő nem hatna rá)? Csak egy lehetőség maradna: a Föld taszítja a rakétát. Ilyen taszító erőket ismertünk eddig is, például azonos elektromos töltésű testek között, de a gravitációs erők öt évvel ezelőttig mindig vonzónak adódtak.

1998-ban megfigyelték, hogy bizonyos nagyon távoli csillagok (Ia típusú szupernóvák) gyorsulva távolodnak tőlünk. Részletes számítások azt bizonyítják, hogy ez a jelenség csak az Einstein-egyenletben egy negatív nyomású tag fellépésével magyarázható.

Újabban a szupernóváktól származó ismereteink egy fontos mozzanattal bővültek: felfedeztek egy z = 1,755-ös szupernóvát, amely lassulva távolodik. A z szám a fény kibocsátásának idejére vonatkozik, nagy z -jű objektumok távol vannak tőlünk, a fényük tehát régen bocsátódott ki (mert hosszúidő kellett ahhoz, hogy elérjenek hozzánk), kis z -jűeké hozzánk közelebbi időben. Az időmeghatározás a sugárzás vöröseltolódásából kapható (lásd Németh J. id. cikk). Ez azt jelenti, hogy a korai időkben az SNIa-k lassulva távolodtak, míg a hozzánk közelebbi időkben gyorsulva. A sötét energiának tehát olyannak kell lennie, hogy a hatása kezdetben kevésbé volt fontos, minta szokásos anyagsűrűségé, manapság viszont jelentősebbé vált.

Összegezzük az energiamérleget: Az Univerzum barionos anyaga a kritikus anyag ~4%-a. A galaxisokban összecsomósodó, tehát gravitációsan kölcsönható anyag azonban ennél sokkal több. Ezt az anyagot nevezik sötét anyagnak és értéke a kritikus tömeg ~25%-a. Erről a sötét anyagról biztosan tudjuk, hogy gravitációsan kölcsönhat, de ma még nem tudjuk, milyen részecskékből áll. Ha azonban az inflációelmélet előrejelzése igaz, és ~ 1, fellép egy teljesen ismeretlen, negatívnyomású, az Einstein-egyenletekben fontos szerepet játszó sötétenergiának elnevezett tag is, amelynek járuléka a kritikus tömegnek ~70%-a. A sötét anyag és a sötét energia teljesen más jellegű fogalmak.

Az elmúlt öt évben egy új, módosított standard kozmológia alakult ki, amelyik magában foglalja a standard Ősrobbanás-elméletet, és kiterjeszti a Világegyetemről való ismereteinket a kezdet utáni 10^-32 s-ig, amikor a legnagyobb struktúrák az Univerzumban szubatomi kvantumfluktuációk voltak.

Az Új Standard Kozmológia jellegzetességei a következők:

1. Korai gyors tágulás (infláció).
2. Sík, ma gyorsulva, de korábban lassulva táguló Univerzum.
3. Az infláció alatt kialakult kvantumfluktuációkból sűrűség-inhomogenitások keletkezése.
4. Az anyag több mint 2/3 részben sötét energiából, ~25%-ban hideg sötét anyagból, ~4%-ban barionokból, ~0,3%-ban neutrínókból áll.

Az új kozmológia nincs olyan jól megalapozva, mint az Ősrobbanás-elmélet, de az igazolására szolgáló bizonyítékok szaporodnak. Ezek elsősorban a CMB-fluktuáció rendkívül pontos meghatározásából, az SNIa megfigyeléséből, az anyagcsomósodásának és a szerkezet kialakulásának a meghatározásából származnak.

1. A síkságra vonatkozó megfigyelések általánosan elfogadottak(háttérsugárzás fluktuációi, Univerzum kora, anyag szerkezet stb.), = 1,02± 0,04.
2. A gyorsuló tágulásra vonatkozó megfigyelések az SNIa-robbanásokból, a CMB-spektrumból, gravitációs lencsézésből stb. meggyőzőek.¹
3. A háttérsugárzás fluktuációi pont olyanok, mint amit az infláció megjósol olyankor, ha az Univerzum sík.
4. A barionsűrűségre vonatkozóan megdöbbentően megegyeznek a CMB-fluktuációkból és a korai anyagmérésekből kapott eredmények. Ez azért meglepő, mert a korai magok akkor keletkeztek, amikor a Világegyetem kora néhány másodperc volt, létrejöttükben elemirész-fizikai és magfizikai kölcsönhatások játszottak szerepet, a háttérsugárzás pedig akkor, amikor 400 000 éves volt, és az effektusgravitációs és klasszikus elektrodinamikai hatásoktól függ.
5. A hideg sötét anyag feltevés számos helyen igazolódik, például a szerkezet kialakulásánál (először galaxisok keletkeznek, csak azután galaxishalmazok és nagyobb objektumok) stb.

Az új kozmológiaelméletben, bár gyűlnek a bizonyítékok, még számos megoldandó, illetve pontosítandó probléma van. A legfontosabbak a következők:

1. A sötét anyag kérdése. Erről a korábbiakban részletesen beszéltünk.
2. Az a tény, hogy a barionszám nem zérus. A részecskefizikusoknak arról van elképzelése, hogy ez hogyan következett be, de a kérdést még pontosabban tisztázni kell.
3. Az infláció pontos kialakulása.
4. Mi volt az infláció előtt.

Ezekre a kérdésekre részben tudunk választ adni, csak a válaszokat pontosítani kell és tapasztalati tényekkel igazolni. Van azonban egy nagy rejtély, amire a jelen pillanatban mindenki úgy érzi, hogy nem tudunk kielégítő választ adni, és ez a sötét energia rejtélye.

A sötét energia létét 1998-ban fogadta el általánosan a kozmológustársadalom, az SNIa-kísérletek alapján. Az elképzelés az, hogy a sötét energia egyenletesen oszlik el a térben, negatív nyomása van, ami azt eredményezi, hogy az Univerzum gyorsulva tágul.

Hogyan lehetséges az, hogy az Univerzum össztömege megegyezik a kritikustömeggel, azaz a Világegyetem sík, még sincs elég anyag? A kilencvenes évek végén azon kezdtek el gondolkodni a kozmológusok, hogy a sötétenergiának nem kell anyagnak lennie a szokásos értelemben. Fontos tulajdonsága csak az, hogy a galaxisokban nem ad lényeges járulékot a gravitációs kölcsönhatáshoz, és a nyomása negatív.

A gyorsulás értékét megadó egyenlet alakja, mint már az (1b)-ben láttuk:

Ez azt jelenti, hogy ha w < - 1/2, gyorsuló tágulást kapunk. Ahhoz, hogy gyorsuló tágulást kapjunk, egy olyan tagnak kell fellépnie(1b)-ben, amelyik negatív nyomást jelent. Tételezzük fel, hogy a sűrűséghez valami ok miatt egy tag is járulékot ad. Mit tudunk erről az úgynevezett sötét energiát leíró tagról?

1. Nem bocsát ki fényt.
2. A hozzá tartozó nyomás nagy negatív érték.
3. Közelítőleg homogén (pontosabban galaxishalmaz méretű skálán nem csomósodik jelentősen).

Mivel a sötét energia nyomása nagyságrendileg megegyezik energiája sűrűségével, ezért inkább energia, mint anyag jellegű. A sötét energialényegesen különbözik a sötét anyagtól.

Nézzük meg, ezen tagbevezetésével milyen lehetőségek merülnek fel a sötét energia problémájának megoldására.

Az első elgondolás az volt, hogy az Einstein-féle kozmológiai állandót vezessük be újra. Ilyenkor a módosított egyenletek

alakban írhatóak. Anyagdominált rendszerben a sűrűség 1/a³ arányban csökken, azaz látható, hogy az idő (illetve a Világegyetem sugara) növekedésével a kozmológiai tag egyre nagyobb szerepet kap, egy idő után dominálóvá válik. E tag előjele pozitív, tehát gyorsuló tágulástokoz. Azonban a kozmológiai állandóval kapcsolatban problémák merülnek fel, amiért ma ennek az elméletnek módosított változatával próbálkoznak.

A sötét energia legfontosabb hatása a tágulási sebesség. w értéke komolyan befolyásolhatja az anyagfluktuációk és így a galaxisok fejlődését is. Ezekre vonatkozóan ma komoly kutatások folynak.

Látható, hogy a sötétenergia-probléma megoldásától még messze vagyunk. Mi a sötét energia? Van valami rejtélyes energia? Nem teljesen igaz Einstein általános relativitáselmélete? Ez nem nagyon képzelhető el (noha az elmúlt évben ilyen jellegű gondolatok is születtek). Nem elég jók az Einstein-egyenletek megoldásánál alkalmazott közelítések? Ilyen jellegű elképzelések születtek az elmúlt hónapokban, éppen magyar szerzőktől, ez rendkívül vonzó lehetőség. Eszerint nincs is sötét energia, csak pontosabban kell megoldani az Einstein-egyenleteket.

A kozmológiai ismereteinkben a megfigyelések és kísérletek hatására bekövetkezett forradalmi változások nemcsak az anyagról kialakított nézeteinket módosították, hanem a jövőről való elképzeléseinket is. A sötét energia véget vethet annak a korszaknak, amelyben csillagok és galaxisok keletkeztek, hiszen a negatív nyomás miatt nincs további anyagsűrűsödés. A tér egyre gyorsabban fog tágulni, a galaxisok egymástól távolodnak, és egy üres Világegyetem marad vissza. Ezen kérdések eldöntése a jövő tudósaira vár.

Érdemes elgondolkodni azon, mennyire hajszálon múlik az, hogy a Földön élet keletkezésre alkalmas feltételek alakultak ki. Már az eddigiekből is látható volt, hogy bizonyos számadatok, kezdeti feltételek finomhangolása nélkül soha nem jöhetett volna létre élet. Arról, hogy kezdetben az összenergiának a kritikus energiával sok tizedesig meg kellett egyeznie, már beszéltünk. Egy másik ilyen fontos szám az elektromos és a gravitációs kölcsönhatás viszonya. Ha ez csak egy százezrelékkel kisebb lenne, a gravitáció olyan erős lenne, hogy bogárnál nagyobb teremtmények nem alakulhattak volna ki. Egy csillag felépítéséhez milliárdszor kevesebb atomra lenne szükség, az elektrongáz nyomása nem tudná ellensúlyozni a gravitációs nyomást, ezért gyorsan zsugorodna, az életkora csak körülbelül 100 000 év lenne a Nap 5 milliárd éves eddigi életkora helyett. Ilyen csillag körül nem alakulhatott volna ki élet.

Fontos szám a nukleáris erők erősségének és egy proton nyugalmi energiájának viszonya. A csillagokban az energiafelszabadulás négy proton héliummaggá való átalakulása révén következik be. Két proton közt a kölcsönhatás nem eléggé erős ahhoz, hogy kötött állapotot alkothassanak, a héliummá alakulás csak deuteron képződésen keresztül lassú, gyenge kölcsönhatások révén alakulhat ki. Másrészt két proton elektromosan taszítja egymást, a köztük levő vonzó kölcsönhatás csak akkor érvényesülhet, ha hőmozgás révén elég közel kerülnek egymáshoz.

Ha a fenti viszony csak 2%-kal erősebb lenne, a protonok már az Univerzum fejlődésének kezdeti időpillanatában egyesülhettek volna, nem lehetnének a csillagokban energiatermelő magreakciók. Ha viszont 2%-kal gyengébb lenne, egy proton nem kötődne a neutronhoz, a deuteron nem lenne stabil, összetett magok nem keletkezhetnének.

Hasonló viszonyokat még mondhatnánk. Az Univerzumban az élet lehetőségének kialakulását néhány szám értéke határozza meg. Tudatos ez, vagy véletlen? Mert a véletlenre is alapos magyarázat van. A Világegyetemről való mai tudásunk szerint a mienkhez hasonló sok más világegyetem alakulhatott ki, a természeti állandók véletlenszerű eloszlásával. Ezek közül bizonyos kombinációk esetén kialakulhatott élet az Univerzumban, bizonyos kombinációk esetén nem. Isteni gondviselés a mi Világegyetemünk, vagy véletlen? Mindenki hite szerint döntse el.

_______________________________________________