PÁRKELTÉS
A fizikában megkülönböztetünk anyagot és antianyagot, minden anyag
részecskének megvan a maga ellentétpárja. Ilyen például az elektron-
pozitron, proton-antiproton stb. (Egyes részecskéknél a kettő megegyezik.)
Amennyiben egy részecske és egy antirészecske találkozik, azok
megsemmisülnek, szétsugárzódnak, szakkifejezéssel annihilálódnak. A jelenség
fordítottja is elképzelhető: egy nagyenergiájú sugárzás részecske-
antirészecske párt kelthet - ezt nevezik párkeltésnek. A Világegyetem
kezdeti pillanataiban a magas hőmérsékleten és nagy energiákon gyakoriak
voltak a párkeltések. Minden részecske rendelkezik egy bizonyos
küszöbhőmérséklettel, amelyet ha felfelé átlépünk, adott időegység alatt
ugyanannyi részecske-antirészecske pár keletkezik, mint amennyi megsemmisül
- azaz a párkeltés és az annihiláció egyensúlyban van. Éppen ezért a korai
állapotok vizsgálatát az is bonyolítja, hogy a fenti folyamatok
következtében rendkívül sok részecske volt jelen, amelyek hevesen
keletkeztek és semmisültek meg. Amint csökkent a hőmérséklet, sorban értünk
az egyes részecskék küszöbhőmérséklete alá, ahol az annihiláció jutott
túlsúlyra, és a kérdéses részecskék megsemmisítették egymást. A
részecskefizika egyes törvényeinek szimmetriasértő mivolta következtében
valamivel több anyag keletkezett, mint antianyag. Ez a kis többlet az
annihiláció után visszamaradt - és ez alkotja ma többek között a Tisztelt
Olvasó testét is.
A fenti ismeretek fényében most már valóban megkezdhetjük az Univerzum
kezdeti pillanatainak rekonstruálását. Sajnos nem indulhatunk a 0
időponttól, az ősrobbanást ugyanis 10^-43 másodpercnél jobban nem tudjuk
megközelíteni két tényező miatt. Egyrészt ez a Planck-időtartam, ahol a
határozatlanság elve a további kutatások útjába áll. (Bizonyos értelemben
létezik legrövidebb idő: a Planck-idő, legkisebb méret: a Planck-méret és
legkisebb tömeg: a Planck-tömeg. Ezeknél kisebb egységek vizsgálatakor a
határozatlanság elve elmossa a tényeket, jellemzőket. Ahogyan mondani
szokták: egy Planck-határ alatti Világegyetem létezése nem különbözik önmaga
hiányától.) Másrészt a 10^-43 másodpercnél korábbi állapotoknál, 10^94 g/cm3
sűrűség felett a kvantumgravitáció egyesített elméletére lenne szükségünk,
amelyet még nem alkottak meg.
Ahogyan tágult a Világegyetem és csökkent a hőmérséklete, sorra váltak
szét az egyes kölcsönhatások. Elsőként a gravitációs kölcsönhatás vált le a
többitől, ez kb. 10^-43 másodperccel történt az ősrobbanás után. 10^-34 -
10^-35 másodpercnél az erős kölcsönhatás vált szét az egyesített
elektromágneses és gyenge kölcsönhatástól. Ezt a különválást egy olyan
drasztikus jelenség követte, amely döntő hatással volt a Világegyetem
későbbi állapotára - ekkor kezdődött meg a felfúvódás időszaka (inflációs
korszak). A felfúvódási időszak során, mint ahogyan azt az elnevezés is
mutatja, az egész Világegyetem robbanásszerű táguláson ment keresztül,
10^-32 - 10^-30 másodpercre nagyságrendileg 10^50-szeresére növekedett
térfogata. Ekkor a Világegyetem a fény sebességénél is sokkalta gyorsabban
tágult. Az általános relativitás elmélete szerint sem anyag sem energia nem
terjedhet a fénynél nagyobb sebességgel. Itt azonban nem is mozogtak gyorsan
a részecskék, egyszerűen a tér robbanásszerű tágulása vitte szét őket. (A
felfúvódás bizonyos értelemben egy folyadék túlhűtéséhez hasonlít, a vizet
is nulla fok alá tudjuk hűteni bizonyos körülmények között anélkül, hogy
megfagyjon. A Világegyetem is túlhűtött állapotba került, majd egy
fázisátmenet szerű folyamat során olyan energiafelszabadulás történt, amely
robbanásszerű felfúvódáshoz vezetett.) Ekkor, a felfúvódás során keletkezett
a Világegyetem anyagának legnagyobb része. A felfúvódás elmélete értelmében
az egész Világegyetem mérete sokkal nagyobb, mint amekkora részt mi
láthatunk belőle.
A felfúvódás elmélete két problematikus tényezőre ad egyszerű
magyarázatot, ezek simasági- és horizontprobléma néven ismeretesek. A
simasági probléma abból adódik, hogy a Világegyetem anyagsűrűsége éppen a
kritikus érték körül mozog, azaz geometriája a síkhoz van közel. Amennyiben
az Univerzum anyagsűrűsége csak kicsit lenne alacsonyabb a kritikus
értéknél, az a múltban olyan gyorsan tágul, hogy alig keletkezhettek volna
benne galaxisok. Amennyiben sűrűsége kissé nagyobb lenne a kritikus
értéknél, nem sokkal keletkezése után már vissza is zuhant volna. Ahhoz,
hogy a Világegyetem geometriája ennyire közel álljon a síkhoz, mint
amennyire azt ma megfigyelhetjük, nem sokkal az ősrobbanás után már ahhoz
rendkívül közel kellett lennie. Ehhez, kb. 1 : 10^58 pontosságú beállítás
szükséges 10^-44 másodpercnél - azaz nagyon erősen meg vannak szorítva a
kezdő feltételek, amelyekből ilyen Világegyetem keletkezhet. A felfúvódás
bizonyos értelemben kisimítja a Világegyetemet, és így megoldja a simasági
problémát. (A jelenséghez hasonló az egyszerű folyamat, melynek keretében
rendkívül nagyra fújunk egy luftballont. Annak felülete egy rajta lévő
megfigyelő szemszögéből vizsgálva egy idő után már nehezen lesz
megkülönböztethető a síktól. A Föld felszíne is síknak tűnik, ha rajta
helyezkedünk el.) A felfúvódás előnye tehát, hogy különböző kezdő
feltételekből a megfigyelthez hasonló Világegyetemet tud létrehozni. A
horizontprobléma az alábbiakat tartalmazza: amennyiben megvizsgáljuk a
háttérsugárzás intenzitás-eloszlását, azt rendkívül egyenletesnek találjuk,
még az ég két átellenben lévő pontján is. Az ősi Világegyetemben azonban
csak azok a régiók lehettek egymással hőmérsékleti egyensúlyban, melyek
kapcsolatba kerülhettek, kölcsönhathattak. A fény véges terjedési sebessége
miatt ez korlátozott méret, ezt nevezzük horizonttávolságnak. A felfúvódás
itt is enyhít a kezdő feltételeken: a Világegyetem ma megfigyelhető része
valamikor annyira kis térfogatú volt, hogy belül lehetett saját
horizonttávolságán - az egyensúlyban lévő részeket pedig a felfúvódás vitte
széjjel.
10^-12 másodperccel az ősrobbanás után vált szét az elektromágneses és a
gyenge kölcsönhatás. Amint hűlt a Világegyetem, fokozatosan jutott az egyes
részecskék küszöbhőmérséklete alá. Ezek egymást megsemmisítve sugárzássá
váltak, és az antianyag felett kis többletben lévő anyag maradt fenn. A
hőmérséklet csökkenésével párhuzamosan egyre bonyolultabb szubatomi
szerkezetek épülhettek fel. Amikor egymilliárd fok alá hűlt az Univerzum (a
harmadik perc után nem sokkal), az egy protonból és egy neutronból álló
deutérium atommagok már egyben maradhattak. (A héliummagokat létrehozó
fúziós folyamatok első lépcsőfoka a deutériummag.) Ekkor az egész
Világegyetem egyetlen csillagként működött, heves fúziós folyamatok
keretében a barionikus ("normál") anyag 25%-a héliummagokká alakult.
(Bővebben lásd "Az elemek keletkezése" című részt.) A nukleonszintézis
maximum néhány percig tartott, majd ezután hosszú ideig semmilyen fontosabb
esemény nem történt. Ezalatt az anyag és a sugárzás mindvégig rendkívül
szoros kölcsönhatásban és egyensúlyban volt egymással.
A helyzet változatlan maradt egészen 300-500 ezer évig, amikor a
hőmérséklet 4000-5000 K körüli érték alá nem csökkent. Ekkor már az
atommagok elektronokat is megtarthattak, és így létrejött az atomos anyag. A
sugárzás elvált az anyagtól, a Világegyetem átlátszó lett. Ennek a
sugárzásnak a hőmérséklete a továbbiakban is a Világegyetem tágulásával
párhuzamosan csökkent, mára pedig elérte a 2,73 K-es szintet. Ezt nevezzük
kozmikus háttérsugárzásnak, amely arról tanúskodik, hogy a Világegyetemben
valamikor hőmérsékleti egyensúly uralkodott. A szétválás után az anyag
különböző formációkba kezdett csoportosulni - melynek gyümölcsét napjainkban
élvezzük.