|
Mint arról korábbi összeállításainkban már tájékozódhattak, a WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) űrszonda a Világegyetem mikrohullámú háttérsugárzásának eloszlását méri. Ez a háttérsugárzás az Ősrobbanás után kb. 380 ezer évvel fennállt állapotokról nyújt információt. A 2001-ben pályára állt amerikai űreszköz méréseiről először 2003-ban számoltak be a kutatók. Ahogyan a korábbi szondák (főként a COBE) eredményei alapján várható volt, a háttérsugárzás eloszlása nem bizonyult egyenletesnek, kis eltéréseket, hidegebb és forróbb pontokat tártak fel a mérések. Ezek az eltérések azt bizonyítják, hogy az anyag eloszlása nem volt teljesen egyenletes a korai Univerzumban. Már a legelső időszakokban kisebb gócok, csomók alakultak ki a Világegyetemben: a mai galaxisok csírái. Az elmúlt három évben új szoftverrel látták el a műszereket, a mérések így százszor érzékenyebbé, pontosabbá váltak a korábbinál.
A felfúvódó Világegyetem
A Világegyetem inflációs modelljét Alan H. Guth (Massachusetts Műegyetem) dolgozta ki 1979-ben. A pénzvilágból jól ismert infláció itt azt jelenti, hogy a korai szakaszban, billiomod másodperccel az Ősrobbanás után a Világegyetem gyorsulva tágult, és egy mikroszkopikusan kicsiny térrész tágult szempillantásnyi idő alatt hatalmas, csillagászati méretűvé.
Korábbi vélekedés szerint a korai Univerzumban a sugárzás hullámai, fodrozódásai nem függtek a hullámok méretétől, fényességük egyforma volt. Az inflációs modellek szerint viszont a nagyobb hepehupák fényesebbek, mint a kisebbek. (Az eredeti inflációs modellnek is több változata született, ezek részletkérdésekben eltérnek egymástól, de ebben a kérdésben megegyeznek.) A nagy hullámok korábban keletkeztek, mint a kisebbek, mai nagyobb méretük ugyanis annak köszönhető, hogy hosszabb ideig léteztek az inflációs korban, azaz többet tágult alattuk a Világegyetem. Az infláció előrehaladtával csökkent az inflációt előidéző hatás ereje, ezért a később keletkezett kisebb hullámok kevésbé fényesek. A WMAP új, nagyon finom felbontású adatai pontosan ilyen összefüggést mutatnak: a kisebb hullámzások a nagyobbaknál kevésbé fényesek.
Az Ősrobbanástól napjainkig. Közvetlenül a kezdeti esemény után egy drámai mértékű tágulás következett (felfúvódás). Ezután a tágulás folytatódott, de az üteme egyre lassult. Úgy tűnik, néhány milliárd éve ismét egy gyorsulva táguló szakasz következett, ebben élünk ma. Szerencsére ez az időszak nem olyan viharos, mint a korai inflációs Világegyetemé volt (forrás: WMAP)
A háttérsugárzás intenzitásának mérése mellett a sugárzás polarizációját is tanulmányozták, és az eredmények általában szolgáltattak bizonyítékot az infláció mellett. Továbbá az inflációs elmélet szerint a mikrohullámú háttérsugárzás polarizációját az infláció idején fellépett gravitációs hullámok is befolyásolták. A WMAP mérései ezt még nem igazolták, a gyenge hatás kimutatásához jóval érzékenyebb mérésekre lesz szükség.
Később jöttek az első csillagok
A WMAP három éven át gyűjtött adataiból mást is kiolvastak a szakemberek. Az első csillagok keletkezését most az Ősrobbanás után kb. 400 millió évre teszik. A korábbi, kevésbé pontos mérésekből ez 200 millió év volt, ami viszont nem illett bele az Univerzum történetének más jelenségeit jól leíró modellekbe. A 400 millió évvel a modellek már összhangba kerültek.
Az ábrán azt láthatjuk, hogy a különböző nagy teljesítményű, Föld körül keringő műszerekkel milyen távolságig "látunk el", azaz mennyire mehetünk vissza időben. A Hubble-űrtávcső (HST) ún. legmélyebb ég felvételein (Hubble Deep Field) az eddig ismert legősibb galaxisokat figyelhetjük meg. Az ezeknél is ősibb, feltehetően a legkorábbi galaxisok felfedezése már a HST utódjának (JWST) feladata lesz. Ezután egy "sötét korszak" következik, majd a kozmikus háttérsugárzást vizsgáló műszerek jönnek be a képbe. A WMAP első adatai arra utaltak, hogy a csillagkeletkezés már 200 millió évvel az Ősrobbanás után megindult. Az új mérések szerint ez csak kétszer ennyi idő után következett be (forrás: WMAP)
A mérési adatok megerősítették a Világegyetem összetételéről az utóbbi néhány évben kialakult képet. Eszerint mindössze 4%-ot tesz ki a jól ismert, közönséges anyag. 22%-ot tehet ki a sötét anyag, amelynek mibenlétét egyelőre csak találgatni lehet, mivel nem bocsát ki semmiféle észlelhető sugárzást, létére csak a galaxisok mozgásából következtethetünk. A fennmaradó 74% a szintén ismeretlen sötét energia. Ez a sötét energia okozhatja a Világegyetem tágulási ütemének későbbi gyorsulását.
Jéki László |
AJÁNLOM AZ OLDALT
