Ősrobbanás

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Ugrás a navigációhoz Ugrás a kereséshez
Az ősrobbanás elmélete szerint a világegyetem kezdetben hihetetlenül sűrű volt. Az idő múlásával a tér tágul, és a csillagászati objektumok (például galaxisok) egyre távolabb kerülnek egymástól

A kozmológiában az ősrobbanás (vagy „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.[1]

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

Az ősrobbanás-elmélet azon a megfigyelésen – az úgynevezett Hubble-törvényen – alapul, mely 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 végtelen 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.[2]

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,[3] 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 modellünk szerint a világegyetem paramétereinek határértéke kb. 13,8 milliárd (1,38·1010) évvel ezelőtt egy gravitációs szingularitás, melyben az idő és távolság mérése értelmezhetetlen, a hőmérséklet és a nyomás pedig végtelen ebben a szingularitásban. Mivel jelenleg nincs 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[szerkesztés]

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.[4] 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.[5]

A Wilson-hegyi Obszervatórium távcsöve, mellyel Hubble megmérte a galaxisok vöröseltolódását

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-törvénynek nevezzük.[6] 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 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.[7] 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 [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 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, mely szerint a világegyetem gyorsulva tágul (lásd sötét energia).

Áttekintés[szerkesztés]

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.[1] 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.[8] Ez tágult és hűlt, valamint a gőzlecsapódáshoz és a víz fagyásához hasonló, de elemi részecskékhez kapcsolódó fázisátmeneteken ment át.[9]

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 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[szerkesztés]

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 Hubble törvénye:

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.[10]

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[szerkesztés]

  • 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);
  • 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;

Az ősrobbanást kétségbevonó elméletek[szerkesztés]

  • Nem-standard kozmológiai modellek
    • Alternatív metrikájú modellek
      • Newtoni kozmológia
      • Lorentziánus világegyetemek
      • Korai általános relativitáson alapuló kozmológiák
        • Mach világegyeteme
        • Gödel világegyeteme
        • MOND (Modified Newtonian Dynamics)
        • TeVeS (tenzor-vektor-skalár gravitáció)
    • Állandó állapotú (steady state) világegyetem-modellek
    • Megfigyeléses szkepticizmuson alapuló javaslatok
      • A „fáradt fény” elmélet
      • Dirac nagy számok hipotézise
      • Periodikus vöröseltolódás és „belső vöröseltolódás”
      • Plazma kozmológia és az ún. ambiplazma
  • A nukleoszintézissel kapcsolatos kifogások

[2]

Jegyzetek[szerkesztés]

  1. ↑ a b Planck Collaboration (2015. február 5.). „Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pdf).”.  
  2. ↑ R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803.
  3. ↑ G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  4. ↑ V. Slipher, által az American Astronomical Society számára benyújtott dolgozat, (1915).
  5. ↑ G. Lemaître, Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927).
  6. ↑ E. Christianson Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae.
  7. ↑ F. Hoyle '"A New Model for the Expanding universe", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 108 (1948), 372.
  8. ↑ Elemek eredete (magyar nyelven). tankonyvtar.hu. (Hozzáférés: 2012. június 8.)
  9. ↑ Fodor Zoltán: Az anyag eredete a világegyetemben (magyar nyelven). termeszetvilaga.hu. (Hozzáférés: 2012. június 8.)
  10. ↑ Szalai, Tamás: Pontosították az Univerzum tágulását leíró Hubble-állandót. Hírek.csillagászat.hu, 2009. május 11. [2009. május 13-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. május 11.)

Források[szerkesztés]

További információk[szerkesztés]

Irodalom[szerkesztés]

Weboldalak[szerkesztés]

Kapcsolódó szócikkek[szerkesztés]

Nemzetközi katalógusok
A lap eredeti címe: „https://hu.wikipedia.org/w/index.php?title=Ősrobbanás&oldid=20880662”