Világképem - Anyagelőtti

Rieth József: Világom - Anyagvilág - Háttérismeret

(<<< (Tartalomjegyzék) <<< Világképem <<<) Anyagelőtti <<< < Szingularitás < Ősrobbanás > >>>Planck-időszak

Ősrobbanás - Áttekintés - Bizonyítékok - Fejlődésidőszakok - Leírás

A kozmológiában az ősrobbanás (vagy „Nagy Bumm”, angolul „Big Bang”) egy olyan tudományos elmélet, mely szerint a világegyetem egy rendkívül sűrű, forró állapotból fejlődött ki nagyjából 13,7 milliárd évvel ezelőtt.

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

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.

Az ősrobbanás-elmélet azon a megfigyelésen – az úgynevezett Hubble-törvényen – alapul, mely szerint a távoli galaxisok színképvonalai vöröseltolódást szenvednek. Ezt a kozmológia elméletével 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 elsődleges nukleoszintézis során.

Betegh Gábor így írja le elképzelését: „Nagyon, nagyon régen, úgy 15-20 milliárd évvel ezelőtt, létezett egy elenyészően kicsi gömb. A gömbben igen nagy nyomás uralkodott. Aztán egy adott pillanatban a gömb hirtelen elkezdett tágulni, és ahogy elkezdett tágulni, a gömböt alkotó anyag egyszer csak antigravitációs állapotba került: az anyagdarabkák nem vonzották, hanem taszították egymást. Ettől aztán a kezdetben nagyon kicsi, nagyon forró és nagyon nagy sűrűségű gömb hirtelen felfúvódott. Ebben az időben még az általunk ismert különböző kölcsönhatási formák sem különültek el, és az úgynevezett gyenge kölcsönhatás miatt a protonok és a neutronok, amelyek kezdetben egyenlő számban voltak jelen, át tudtak alakulni egymásba. Ám mivel proton könnyebben keletkezett neutronból, mint neutron protonból, egyre több proton lett. Aztán a gyenge kölcsönhatás szerepe megszűnt, a protonok és a neutronok aránya állandósult. A kisebb részecskékből később kialakultak az kémiai elemek, először a hidrogén, majd a hélium és ezek izotópjai. Mindez persze nagyon gyorsan történt: az egész eddigi eseménysorhoz talán ha három másodperc kellett. [L. Betegh dolgozata]

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 mikrohullámú kozmikus 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 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 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.

Áttekintés Ősrobbanás - Áttekintés - Bizonyítékok - Fejlődésidőszakok - Leírás

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 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 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 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 egyetemben 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 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 feltételez. 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 ábráján követhetjük.‎

Kísérleti bizonyítékai Ősrobbanás - Áttekintés - Bizonyítékok - Fejlődésidőszakok - Leírás

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 (Deutérium=1H, 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. 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-köd- „kékeltolódás”-t 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 fejlődésidőszakai az ősrobbanáselmélet szerint Ősrobbanás - Áttekintés - Bizonyítékok - Fejlődésidőszakok - Leírás

A korábbi időszakot tudományosan nem lehet tárgyalni.

A hőmérséklet a végtelen közelében van.

Planck-időszak; 10^-43s-ig; nem vált szét a négy alapvető kölcsönhatás;

Inflációs fázis; 10^-33s és 10^-30s között fejeződött be;

Nagy egyesülés korszaka. Különválik az erős kölcsönhatás és az elektronukleáris

kölcsönhatás. (-430 és -350 között

Rendkívül nagy tágulás 10³⁰ és 10⁵⁰ közötti arányban;

A felfúvódás korszaka alatt a világegyetem felhevül, és benépesül kvarkokkal, antikvarkokkal.

(-350 és -320 között)

Kvark-időszak; 10^-7s-ig; kvarkok, leptonok és fotonok léteznek;

Elektrogyenge korszak alatt a kvarkok hadronokba záródtak.

(-320 és -60 között, egy pikomásodperctől egy mikromásodpercig)

Hadron-időszak; 10^-4s-ig; protonok, neutronok és antirészecskéik összeállnak a kvarkokból;

ezenkívül a müonok, elektronok, pozitronok és a fotonok léteznek;

Megszűnik a neutrínók kölcsönhatása más részecskékkel.

(-60 és 0 között, egy mikromásodperctől az egy másodpercig)

Lepton-időszak; 10s-ig; elbomlanak a müonok,

a pozitronok megsemmisülnek elektronnal találkozva (annihiláció);

Leptonok és antileptonok megsemmisülnek. (0 és 6 között, egy másodperctől hat másodpercig)

Sugárzás-időszak; kb. 380 000 évig; H, He, Li jön létre;

Sugárzásdominálás korszaka. (6 és 120 között)

Atommagképződés: hidrogén, majd nagyobb atommagok képződnek.

Atommagütközés eredménye: nukleoszintézis. (6 és 20 között)

Az atommagképződés kb. 3 percnél leáll. (18 körül)

Anyag-időszak; máig; az atommagok befogják az elektronokat, az anyag átláthatóvá válik, csillagok és galaxisok jönnek létre;

Anyagdominálás korszaka. (120 és 130 között)

379 000 év táján a hidrogén és hélium atommagok elektronokat fognak be és stabil atommagok keletkeznek.

Megszűnik az atomok és fotonok erős kölcsönhatása.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás szabadon terjed.

Primordiális sötét korszak. (130 és 155 között). 100 millió év: az első csillag ragyogni kezd.

Csillagképződés korszaka. (155 után) Visszaionizálódás.

Egy leírás Ősrobbanás - Áttekintés - Bizonyítékok - Fejlődésidőszakok - Leírás

Az Univerzum életének első 10^-43 másodpercéről egyelőre semmi ismeretünk nincs, mivel egyrészt még nem tudtunk laboratóriumi körülmények között ilyen állapotot előállítani, másrészt ekkor a Világegyetem tulajdonságai a kritikus Planck-értékeken belül helyezkedtek, így a megjósolhatatlan kvantummechanikai bizonytalanságok is nagy szerepet kaptak az újszülött Világegyetemben. Annyi azonban biztosnak tűnik, hogy az Univerzum hőmérséklete ekkor kb. 10³² fok lehetett!

A nagy robbanás során ún. keletkeztek. Ezek a részecskék csak a legelső pillanatokban voltak jelen, hamar elbomlottak kvarkokra és antikvarkokra. Mivel a bomlásuk kvantummechanikai jelenség volt, bizonyos értelemben a véletlen is befolyásolta. Így valamivel több kvark keletkezett, mint antikvark.

A fizika megkülönböztet anyagot és antianyagot. Minden részecskének létezik antirészecske párja. Például az elektron antirészecskéje a pozitron, amely ugyanakkora tömegű, de pozitív töltésű. Amikor egy részecske az antirészecske párjával találkozik, mindketten megsemmisülnek, annihilálódnak. Energiájuk sugárzás formájában terül szét az űrben. Ennek a jelenségnek a fordítottja a párkeltés, aminek során sugárzásból egy antirészecske és egy valódi részecske keletkezik. Ez a jelenség játszódott le a korai Univerzumban is. A sugárzástengerből folyamatosan alakultak ki kvarkok és antikvarkok, de ezek nagy része azonnal megsemmisült és visszaalakult sugárzássá, fotonokká.

A Világegyetem tehát 10^-32 másodperc elteltével kb. a 10^-6 másodpercig egy kvarkokból, leptonokból, fotonokból álló leves volt. Ekkorra azonban úgy lehűlt a hőmérséklet, hogy újabb kvarkok, illetve antikvarkok már nem tudtak képződni. A meglévő anyag és antianyag kölcsönösen megsemmisítette egymást. Fennmaradt azonban minden olyan kvark, amelynek nem volt antirészecske párja. Ezekből a 10^-6 és 10^-3 másodperc közötti időszakban nukleonok, azaz protonok és neutronok formálódtak. Kialakultak tehát az atommagok építőkövei.

Az elektronok ezután találkoztak a pozitronokkal. Nagy részük megsemmisült, de egy részük megmaradt.

Az 100. másodperc és a 3. perc között a neutronok és protonok magfúziós folyamatok során egyszerű atommagokká egyesültek. Ekkor még csak a két legkönnyebb elem, a hidrogén és a hélium atommagja létezett.

300.000 évnek kellett eltelnie ahhoz, hogy a Világegyetem annyira lehűljön, hogy összeállhassanak a kósza elektronok és atommagok stabil atomokká. Ekkor indult el útjára az a sugárzás, amit ma a mikrohullámú háttérsugárzásként figyelhetünk meg.

Az anyag tehát sugárzásból lett. De honnan jött maga a sugárzás, ha a szingularitásban nem volt semmi? Ez látszólag ellentmond a fizika törvényeinek. Azonban a kozmológusok szinte teljesen egyetértenek abban, hogy a kezdeteket megmagyarázni csupán a fizikával nem lehet.

Ősrobbanás - Áttekintés - Bizonyítékok - Fejlődésidőszakok - Leírás

Háttérismeret és irodalom:

Annihilácio, Anyag, ANYAGELŐTTI,

Breit-Wigner eloszlás,

Carnot-körfolyamat,

Degenerált anyag, Dimenzio,

Elektromos töltés, Energia, Energiaegységek, Energiamegmaradás, Erő, Erőtér, Éter-elmélet,