Ugrás a tartalomhoz

CSILLAGÁSZATI FÖLDRAJZ

Dr. Gábris Gyula, †dr. Marik Miklós, dr. Szabó József

NEMZETI TANKÖNYVKIADÓ

9. fejezet - AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSÉRE VONATKOZÓ ELMÉLETEK (dr. Marik Miklós)

9. fejezet - AZ UNIVERZUM KELETKEZÉSÉRE VONATKOZÓ ELMÉLETEK (dr. Marik Miklós)

A FORRÓ UNIVERZUM HIPOTÉZIS

Az extragalaxisok távolodásának tényéből, arra következtethetünk, hogy az extragalaxisok anyaga valamikor igen kis térrészben és igen nagy sűrűségű állapotban volt. A számítások szerint ez a szupersűrű állapot mintegy 15 milliárd évvel ezelőtt áll fenn. Rendeljük hozzá a végtelen sűrűséghez a t = 0 időpontot. Ez természetesen csak elvben lehetséges, mert 1093 g/cm3 sűrűség fölött egyáltalán nem ismerjük az anyag viselkedését, és a fizika törvényeit ilyen sűrűségekre nem extrapolálhatjuk. Annyit mondhatunk tehát, hogy a t = 0 (pontosabban igen kicsiny) időpillanatban az Univerzum rendkívül sűrű és forró, ezenkívül a robbanás állapotában volt. A robbanás okára vonatkozó kérdést nincs értelme feltenni, csak annyit mondhatunk, hogy 15 milliárd évvel ezelőtt az Univerzum anyaga gyökeres változáson ment át, és előtte az anyag számunkra ismeretlen formában volt jelen.

A t = 0 időponthoz tartozó szupersűrűségű állapotból kiindulva, elméletileg végig lehetett követni az Univerzum fejlődését. Ezt nevezzük forró Univerzum modellnek vagy BIG BANG-elméletnek (a népszerűsítő irodalomban még az ősrobbanás hipotézis elnevezés is használatos). A legfontosabb mozzanatokat az alábbiakban foglaljuk össze:

a) t < 0,3 s. Az Univerzum ekkor fotonokból és nehéz elemi részekből, úgynevezett hadronokból állt. Ezt nevezzük hadron korszaknak.

b) t = 0,3 s. A sűrűség 100 g/cm3, a hőmérséklet 109 K. Ekkor alakulnak ki a mai világ jellegzetes elemi részei, köztük a protonok és az elektronok. Amíg a sűrűség elég nagy, a sorozatos ütközések miatt He-atomok is kialakulnak. A számítások szerint minden kilencedik H-magra (protonra) esik egy He- mag. A későbbi tágulás folyamán a sűrűség már annyira lecsökken, hogy nincs lehetőség további He- magok kialakulására, így az Univerzum ősanyaga 9/10 részben H-ből, 1/10 részben He-ből állt. Itt jegyezzük meg, hogy az Univerzumban jelenleg észlelt H/He arányt csak akkor tudjuk kielégítően megmagyarázni, ha a He már az ősanyagban is megtalálható volt. A csillagokban lejátszódó H → He-fúzió semmiképpen nem szolgáltathatott annyi He-ot, amennyit jelenleg észlelni tudunk. Ez a tény a tágulás jelensége után a forró Univerzum-elképzelés második megfigyelési bizonyítékának tekinthető.

c) t = 300 000 év. A sűrűség 10–20 g/cm3 a hőmérséklet 3000 K. Az anyag ekkor már neutrális és annyira ritka, hogy a fény részecskéi, a fotonok számára átlátszóvá válik. A „fotontenger” ekkor leválik az atomos szerkezetű anyagról, és önálló életet kezd. Nyilván az Univerzum tágulásával a fotontenger is kitágul, miközben természetesen a tágulással arányosan hőmérséklete is csökken. Már a 40-es években feltételezték, hogy ez a fotontenger jelenleg kb. 5 K hőmérsékletű lehet, de csak 1964-ben sikerült kimutatni, hogy a Földet minden irányból egyforma erősséggel bombázza egy 3 K hőmérsékletű fotontengertől eredő rádiósugárzás. Ezt maradványsugárzásnak nevezzük. A maradványsugárzás kimutatása a harmadik bizonyíték a forró Univerzum elképzelés igazsága mellett, így most már nincs okunk kételkedni abban, hogy az Univerzum jelenlegi állapota egy kb. 15 milliárd évvel ezelőtti gigantikus robbanás következményeként jött létre.

d) t > 300 000 év. A H-ból és He-ből álló gázanyag először nagyobb, majd azon belül kisebb „szemcsékre” esett szét. Az előbbiekből a galaxishalmazok, az utóbbiakból a galaxisok jöttek létre. A galaxisok eredetileg gömb alakú gáztömegek voltak, majd összesűrűsödve megindult bennük a csillagképződés, amely még ma is tart.