Rieth József: Világképem - Háttérismeret

Kétszer is felfúvódott a Világegyetem?

<<< Tartalomjegyzék <<<  Világképem <<<     

A Világegyetem születésének és fejlődésének ma széles körben elfogadott elméletében, a kozmológia standard modelljében a Nagy Bummot (Ősrobbanást) egy, a pillanat töredékrésze alatt lezajló exponenciális mértékű tágulási szakasz, a felfúvódás, más szóval az infláció követi. Ez utóbbi során a téridő egésze egy rendkívül forró és sűrű, pontszerű állapotból — e kezdeti méretéhez képest — hatalmasra tágul és szinte homogénné válik. Tágulása — bár jóval kisebb ütemű, változó sebességgel — azóta is tart. Ez az elmélet a Világegyetemben megfigyelhető jelenségek és folyamatok túlnyomó részét tapasztalatainkkal egyezően írja le, miközben azért néhány kérdést megválaszolatlanul nyitva hagy. Ilyenek például a sötét anyag vagy a sötét energia mibenlétével kapcsolatos rejtélyek.

Egy, a Brookhaveni Nemzeti Laboratórium (BNL), a Fermi Nemzeti Gyorsító Laboratórium és a Stony Brook Egyetem elméleti fizikusai által kidolgozott, a Physical Review Letters-ben most közzétett új modell egy viszonylag egyszerű módosítást javasol bevezetni. Eszerint az elmélet egy másodlagos inflációs szakasszal egészülne ki, amely révén számos, a részecskefizika standard modelljénél általánosabb részecskefizikai modellnek a megfigyeléseknek ellentmondó jóslatai is megfelelő irányba módosulnak.

„Olyan általános, a részecskefizika standard modelljét meghaladó modellek (Nagy Egyesítés húrelméletei, szuperszimmetrikus modellek) egy csoportjáról van szó, amelyek a kozmológia számos részletkérdésére nyújtanak kielégítő magyarázatot, ám az Univerzum sötét anyagának összmennyiségére téves becslést adnak — magyarázta Hooman Davoudiasl, a BNL elméleti fizikai kutatócsoportjának vezetője, a cikk egyik szerzője. — Ha a becslés túl alacsony értéket ad, azon viszonylag könnyű segíteni újabb forrás(ok) feltételezésével, de ha túl magasat, az többnyire magát az elméletet is elvetésre ítéli."

A Világegyetemben lévő sötét anyag összmennyiségének meghatározása kísérletileg sem egyszerű feladat, hiszen lényegi tulajdonsága, hogy a hagyományos anyagformákkal kizárólag a gravitációs kölcsönhatáson keresztül lép kapcsolatba. Igaz, ez számtalan jelenségben kimutatható, így közvetve meghatározható, hogy az Univerzum teljes anyag/energiamérlegében a sötét anyag a hagyományos (vagy fénylő) anyagnak — amely a galaxisokat, a csillagokat, a bolygókat és egyéb égitesteket, de az élővilágot, s benne minket is felépít — körülbelül az ötszörösösét adja. Az egyelőre ismeretlen természetű és felépítésű sötét anyag tehát a Világegyetem anyagának domináns részét alkotja, érthető hát, hogy számtalan próbálkozás irányul nemcsak közvetlen kimutatására és megértésére, de elméleti modellezésére is.

Egy másodlagos, az elsőnél gyengébb és kevésbé hatékony inflációs periódus több olyan részecskefizikai modellt kelthet új életre, amelyeket korábban azért vetettek el, mert túlságosan magas becslést adtak a sötét anyag összmennyiségére (KÉP: BROOKHAVEN NATIONAL LABORATORY)

Ám hiába vannak olyan ígéretes modellek, amelyek számos, a részecskefizika standard modelljén túlmutató jelenséget elegánsan magyaráznak meg (például a gravitációnak a többi három alapvető kölcsönhatáshoz viszonyított rendkívüli gyengeségét), ha ezek a megfigyeltnél jóval nagyobb mennyiségű sötét anyag létezését jósolják az Univerzumban. Davoudiasl és munkatársai ezt az ellentmondást hidalják át egy olyan ráadás fejlődési szakasz közbeiktatásával, amelynek egyetlen kimutatható következménye a sötét anyag kiritkulása.

A standard kozmológiában az inflációs (exponenciális tágulási) szakasz 10~35 másodperccel a Nagy Bumm után kezdődik (ez olyan parányi érték, ahol a tizedesvessző után az első 1-esig még 34 nulla áll), és összességében is mindössze a másodperc piciny töredékéig tart. Az időszak végére egy forró, a korábbinál jóval lassúbb ütemben tovább táguló és eközben hűlő Világegyetemre vezet. Nagyjából az első 3 perc végére az Univerzum már annyira lehűl, hogy kialakulhatnak a legkönnyebb elemek (a hidrogén, a hélium és nyomokban a lítium) atommagjai. Davoudiasl szerint azonban: „a kezdeti inflációs szakasz befejeződése és a nukleoszintézis megindulása közti időszakban elvileg további inflációs szakaszok is lehettek, amelyek ugyan nem voltak annyira nagyok vagy hatékonyak, mint a Nagy Bummot közvetlenül követő elsődleges folyamat, viszont számot adhatnak a sötét anyag kiritkulásáról".

Kezdetben, amikor a hőmérséklet meghaladta a több milliárd fokot egy még viszonylag kis térfogatban, a sötét anyag részecskéi viszonylag sűrűn ütköztek egymással, s ennek során megsemmisültek, felszabaduló energiájukból pedig a standard modell hagyományos részecskéi — elektronok és kvarkok —jöttek létre. Ám ahogy a Világegyetem tovább tágult és hűlt, a sötét anyag részecskéi egyre ritkábban ütköztek egymással, és megsemmisülésük üteme már nem tudott lépést tartani a tágulással. „Ezen a ponton tehát a sötét anyag önmegsemmisítése lényegében leállt, így részecskéinek száma ezen a szinten befagyott" - jegyzi meg Davoudiasl.

Minél gyengébb a sötét anyag részecskéinek egymással való kölcsönhatása, annál kisebb a megsemmisülés hatásfoka, ennek eredményeként egyre nagyobb a folyamat végére megmaradó sötét anyag mennyisége, így bizonyos modellekben a sötét anyag részecskéi közti kölcsönhatások erősségére, a sötét anyag teljes mennyiségére — a kísérletekből kapható határértékeket figyelembe véve — túl nagy becslések adódnak. Ezen segít a másodlagos inflációs periódus, amely hirtelen következik be és nagyobb térfogat-növekedéssel felhígítja a részecskék korábbi sűrűségét, így önmagában ezzel — egyéb fizikai paraméterek vagy kezdeti feltételek megváltoztatása nélkül — elérhető a sötét anyag megfigyelt mennyiségével való egyezés.

<<< Tartalomjegyzék <<<  Világképem <<<     

----------------

Forrás: http://www.bnl.gov/newsroom/news.php?a=11805
164 ■ Elet és Tudomány ■ 2016/6