14. Gondolatok a kozmológiáról
Történelme során az emberiséget áthatotta az Univerzum megértésének lelkesítő vágya. Talán nem is létezik még egy olyan kérdés, mely kulturális és időbeli szakadékokat átívelve, az ősök képzeletének felgyújtásán keresztül a modern kozmológusok kutatásainak megihletéséig oly sok mindenben jelen lett volna. Nagyon mélyről ered kollektív kíváncsiságunk, mely az Univerzum létezésének miértjét firtatja, hogy miként alakult olyanná, amilyennek látjuk, melyek a fejlődését uraló elvek?
A teremtés jelenleg elfogadott tudományos elmélete szerint megszületésekor az Univerzum a legszélsőségesebb körülmények - hatalmas energia, hőmérséklet és sűrűség - szemtanúja volt. Mint már tudjuk, ilyen feltételek közepette mind a kvantummechanikát, mind az általános relativitáselméletet figyelembe kell venni. Ezért az Univerzum születése a szuperhúrelmélet meglátásainak alkalmazására kiválóan alkalmas területnek bizonyul. Hamarosan tárgyalni fogjuk a kialakulófélben lévő elképzeléseket, előtte azonban röviden átfutjuk a kozmológia húrelmélet előtti történetét, melyet leginkább a kozmológia standard modelljének neveznek.
A kozmológia standard modellje
A kozmosz eredetének modern elmélete Einstein általános relativitáselméletének kidolgozása után másfél évtizeddel született meg. Bár Einstein elutasította saját elméletének következményeit, Alexander Friedmann mindent halálosan komolyan vett. Mint azt a 3. fejezetben tárgyaltuk, Friedmann megtalálta az Einstein-egyenletek ma már csak Ősrobbanásnak nevezett megoldását - ez az Univerzum születését a végtelenül összesűrűsödött állapotból való heves kitöréssel magyarázza, melynek utóhatása, az Univerzum tágulása ma is észlelhető. Annyira biztos volt Einstein, hogy az időben változó megoldások nem lehetnek elméletének következményei, hogy rövid cikket közölt, melyben azt állította, végzetes hibát talált Friedmann munkájában. Úgy nyolc hónappal később azonban Friedmann-nak sikerült meggyőznie Einsteint eredménye hibátlanságáról. Einstein nyilvánosan, de kurtán visszavonta kételyeit. Mindazonáltal világos volt: az Univerzum szempontjából Friedmann eredményének semmilyen jelentőséget nem tulajdonít. Azonban majdnem öt évre rá Hubblenak a Mount Wilson Obszervatórium száz inches teleszkópja segítségével néhány tucat galaxison végzett megfigyelései megerősítették, hogy az Univerzum tágul. Friedmann munkája, melyet Howard Robertson és Arthur Walker öntött rendszerezettebb és hatékonyabb formába, megteremtette a modern kozmológia alapjait.
Kissé részletesebben a következőről van szó. Úgy 15 milliárd évvel ezelőtt az Univerzum egy borzalmasan energetikus, szinguláris eseményből keletkezett, mely teret és anyagot lövellt ki magából. (Nem kell sokáig kutakodnunk, ha az Ősrobbanás helyét keressük. Ugyanúgy történt ott, ahol éppen állunk, mint bármely másik helyen. Kezdetben az összes ma különállónak látszó hely egybeesett.) Az Univerzum hőmérséklete a robbanás utáni csekély 10 -43 másodperccel (a Planck-idő) a számolások szerint 1032 Kelvin volt, azaz úgy 10 trillió trilliószor forróbb a Nap belsejénél. Amint múlt az idő, az Univerzum tágult, ezzel együtt hűlt is. Ennek során az eredetileg homogén, forrón fortyogó elsődleges kozmikus plazma csomózódni és ráncolódni kezdett. A másodperc százezred részével az Ősrobbanás után a hőmérséklet eléggé lecsökkent már (10 trillió Kelvinre - ami hozzávetőleg milliószor forróbb a Nap belsejénél) ahhoz, hogy a kvarkok hármas csoportokba rendeződve kialakíthassák a protonokat és neutronokat. A másodperc egy századával későbben a feltételek megértek a periódusos rendszer legkönnyebb elemei atommagjainak különválásához a részecskék lehűlő plazmájából. A következő három perc alatt az izzó Univerzum hőmérséklete hozzávetőlegesen egymilliárd fokra csökkent, az atommagok jelentős része hidrogén és hélium volt, de nyomokban itt-ott deutérium („nehéz" hidrogén) és lítium is kialakult. Ezt az elsődleges nukleoszintézis korszakának nevezzük.
Az elkövetkező néhány százezer év alatt nem sok minden történt, a további táguláson és lehűlésen kívül. Azonban amikor a hőmérséklet néhány ezer foknyira süllyedt, a vadul száguldozó elektronok annyira lefékeződtek, hogy a (hidrogén és hélium) atommagok fogságába esve megszülettek az első semleges atomok. Ez kulcsfontosságú mozzanat: az Univerzum átlátszóvá vált. Az elektronok befogása előtt az Univerzumot elektromosan töltött részecskék sűrű plazmája töltötte ki - egyesek pozitív töltésűek, mint az atommagok, mások negatívak, mint az elektronok. A kizárólag elektromosan töltött tárgyakkal kölcsönható fotonok szakadatlanul ütköztek, pattogtak erre-arra a töltött részecskék sűrű fürdőjében, végül elnyelődtek. A töltött részecskék korlátot emeltek a fotonok szabad mozgásának útjába, így az Univerzum majdnem teljesen átlátszatlan volt, látási viszonyai akár egy borús, ködös reggelen a viharosan gomolygó hóhullásban. Amikor azonban a negatív töltésű elektronok a pozitív töltésű atommagok körüli pályára álltak, és elektromos szempontból semleges atomokat alakítottak ki, a töltött közeg, akár a felszálló köd, eltűnt a fotonok útjából. Azóta a fotonok zavartalanul folytatják útjukat és az Univerzum tágulása fokozatosan láthatóvá vált.
Körülbelül egymilliárd évvel később, amikor az Univerzum kezdeti heves forrongása már jelentősen lehiggadt, az elsődleges elemek gravitációsan kötött csomósodásaiként galaxisok, csillagok, végül bolygók alakultak ki. Napjainkban, mintegy 15 milliárd évvel a robbanás után, egyaránt csodával adózhatunk a kozmosz fenségének és azon kollektív képességünknek, hogy a kozmosz eredetének elfogadható, kísérletileg is ellenőrizhető elméletét megalkottuk.
De vajon mennyire bízhatunk meg az Ősrobbanás-elméletben?
Ellenőrizzük az Ősrobbanást
Legerősebb távcsöveikkel kémlelve az Univerzumot, a csillagászok láthatják a galaxisok és kvazárok által az Ősrobbanás után alig néhány milliárd évvel később kibocsátott fényt. Ez lehetővé teszi az Univerzum ősrobbanás-elmélete által jósolt tágulás ellenőrzését az Univerzum fejlődésének kezdeti szakaszáig visszamenőleg. Ennél is korábbi időszakok ellenőrzésére a fizikusoknak és csillagászoknak közvetettebb módszereket kell kidolgozniuk. A legelterjedtebb módszerek egyike az ún. kozmikus háttérsugárzásra épít.
Ha valaha is megtapintottuk egy kerékpár tömlőjét közvetlenül felfújása után, érezhettük, mennyire felforrósodott. Az ismétlődő pumpálási mozdulatokba befektetett energia valamekkora része a tömlőben található gáz hőmérsékletének növekedését okozta. Ez általános: az összenyomódó dolgok felmelegszenek. A fordított gondolatmenet szerint pedig, a csökkenő nyomású - a kiterjedő - dolgok lehűlnek. A légkondicionáló berendezések és hűtőgépek ezen elv szerint működnek, a freont, vagy más anyagot összenyomásból és kiterjedésből álló, sűrűn ismétlődő ciklusoknak vetve alá, melynek során hő áramlik a kívánt irányba. Bár csupán a földön tapasztalt fizika egyszerű tényei ezek, mint kiderült, a kozmosz egészének működését is alapvető módon befolyásolják.
Láttuk, hogy amint az elektronok és atommagok egyesülése nyomán az Univerzum átlátszóvá vált, a fotonok akadálytalanul utazgathattak benne. Azóta az Univerzumot szabadon száguldó, egyenletesen elosztott „foton-gáz" tölti ki. Az Univerzum tágulásával egy időben a fotongáz is kiterjedt, így hőmérséklete csökkent. George Gamow diákjaival, Ralph Alpherrel és Róbert Hermann-nal tulajdonképpen már az 1950- es években, majd Róbert Dicke és Jim Peebles az 1960-as évek derekán megjósolta, hogy jelenlegi Univerzumunkat közel egyenletes, az elsődleges fotonokból kialakult sugárzásözön itatja át, mely az elmúlt 15 milliárd év kozmikus tágulása során az abszolút nullánál alig néhány fokkal magasabb hőmérsékletig lehűlt1.1965-ben Arno Penzias és Róbert Wilson a New Jersey-beli Bell Laboratórium munkatársai, a távközlési műholdakhoz tervezett antenna tökéletesítésén fáradozva, teljességgel véletlenül a jelenkor egyik legnagyobb felfedezését tették, rábukkanva az Ősrobbanás utófénylésére. A későbbi kutatások finomították mind az elméleti, mind a kísérleti eredményeket. Legjelentősebbnek a NASA által az 1990-es évek elején felbocsátott COBE (Cosmic Backgroud Explorer) műhold által szolgáltatott adatok bizonyultak, melyek elemzésén keresztül a fizikusok és csillagászok nagy pontossággal tudták igazolni, hogy az Univerzumot 2,7 Kelvin hőmérsékletű mikrohullámú sugárzás tölti ki. (Amennyiben szemünk képes lenne a mikrohullámú sugárzás észlelésére, egyenletes fényességet látnánk magunk körül minden irányban.) Az érték kiválóan egyezik az ősrobbanás-elmélet által jósolttal. Egész pontosan, az Univerzum minden köbméterében - beleértve az általunk kitöltöttet is - átlagosan 400 millió olyan foton található, melyek együttesen a kozmosz kiterjedt mikrohullámú sugárzásának tengerét, a teremtés visszhangját alkotják. Adásszünetkor a televíziós készülék képernyőjén látott „havazás" valamekkora része az Ősrobbanás halovány utófénylésének következménye. Elmélet és kísérlet látványos egyezése fényesen igazolja a kozmológia Ősrobbanás-elméletét, de csak a fotonok szabaddá válásának időpontjáig visszamenőleg.
Folytatható-e az ősrobbanás-elmélet ellenőrzése a távolabbi múltra vonatkozó jóslatok vizsgálatán keresztül? A válasz igenlő. A nukleáris fizika és termodinamika standard elveinek felhasználásával a fizikusok megjósolták az elsődleges nukleoszintézisben, az Ősrobbanást követő egy század másodperc és néhány perc között eltelt idő alatt keletkezett könnyű elemek relatív előfordulási arányait. Az elmélet szerint az Univerzum mintegy 23 százalékát hélium alkotja. A csillagászok a csillagködök és csillagok héliumkoncentrációját elemezve, elegendő evidenciát találtak ajóslat helyességének ellenőrzéséhez. Talán még ennél is meggyőzőbb volt a deutérium előfordulási gyakoriságának mérése, mi- vei az Ősrobbanáson kívül nem ismerünk olyan asztrofizikai folyamatot, mely a kozmoszbeli ritka, de határozott jelenlétéhez vezetne. Az előfordulási gyakoriságok kísérleti ellenőrzése (legújabban a lítiumé is), az elsődleges nukleoszintézis idejéig visszamenőleg jelentős és pontos igazolásai a korai Univerzum fizikájáról kialakult képünknek.
A hihetetlenséggel határos egybeesés az Univerzum fejlődését leíró elméletünk érvényességét az Ősrobbanást követő egyszázad másodperctől kezdődően egészen napjainkig igazolja, azaz szinte 15 milliárd éves időszakot ír le helyesen az elmélet! De ne feledjük: a megszülető Univerzum fantasztikus gyorsasággal fejlődött. A másodperc apró - egy századnál rövidebb - töredékei kozmikus korszakokat jelentettek, melyek során a világ hosszú távon érvényes tulajdonságai kialakultak. A fizikusok ezért tovább folytatják az Univerzum keletkezésével kapcsolatos kutatásaikat, egyre korábbi korszakok tulajdonságainak magyarázatára törekedve. Mivel a távoli múltban az Univerzum kisebb, sűrűbb és forróbb volt, az anyag és a kölcsönhatások pontos kvantummechanikai leírása válik szükségessé. Mint ahogyan a korábbi fejezetekben más szemszögből láthattuk, a pontrészecske-közelítésen alapuló kvantumtérelmélet a Planck-energia eléréséig működik jól. A kozmológiában ez azt jelenti: az Univerzum a Planck-hossznál nem nagyobb göröngy, azaz olyan óriási sűrűségű, hogy az ember képzelete csődöt mond a hasonlatok és metaforák keresésében: egyszerűen kolosszális. A hatalmas energiák és sűrűségek jelenlétében a gravitáció és kvantummechanika már nem tekinthető különállónak, ahogyan azt a kvantumtérelmélet felteszi. Könyvünk központi üzenete, hogy ezen elképesztő energiákon és fölötte a húrelméletet kell segítségül hívnunk. Az időskálát vizsgálva azt találjuk, hogy ezek az energiák és sűrűségek az Ősrobbanást követő 1043 másodperces Planck-idő előtt fordultak elő, így e korai korszak nem más, mint a húrelmélet kozmológiai színtere.
Vágjunk neki e korszak felderítésének, de előbb tekintsük át a standard kozmológiai elmélet jóslatait a Planck-idő és az Ősrobbanástól számított egy század másodperc közötti eseményekről.
A Planck-időtől az Ősrobbanást követő egy század másodpercig
Idézzük fel a 7. fejezetből (leginkább a 7.1 ábrán keresztül), hogy az elképesztően forró korai Univerzumban a három nemgravitációs erő egyesülni látszik. A kölcsönhatások erősségének energia- és hőmérsékletfüggő változásaival kapcsolatos számítások azt mutatják, hogy az Ősrobbanás után hozzávetőlegesen 10 -35 másodperccel és ennél korábban az erős, gyenge és elektromágneses kölcsönhatások egyetlen „nagy egyesített", avagy „szuper" erő részei voltak.
Ebben az állapotában az Univerzum sokkal szimmetrikusabb volt, mint napjainkban. Akár a különböző fémdarabok a felolvasztásukkor nyert homogén olvadékban, a kölcsönhatások közötti különbözőségek is nyom nélkül tűnnek el a nagyon korai Univerzum szélsőséges energiáján és hőmérsékletén. Amint telt az idő, az Univerzum tágult és lehűlt, a szimmetria pedig a kvantumtérelmélet jóslatai szerint hirtelen bekövetkező változások során többször is csökkent, kialakítva végül a napjainkban megismert aránylag aszimmetrikus világot.
Nem túlságosan nehéz megérteni a szimmetria csökkenése, aszimmetriasértés mögött meghúzódó fizikát. Képzeljünk el egy hatalmas, vízzel telt tartályt. A H20 molekulák egyenletesen szóródnak szét a tartályban, és függetlenül attól, hogy milyen szögből nézzük, a víz ugyanolyannak látszik. Mi történik a hőmérséklet csökkenésekor? Kezdetben minden változatlan. Mikroszkopikus skálán a vizet alkotó molekulák sebessége kisebb lesz, de ez minden. Azonban amikor a hőmérséklet eléri a 0 Celsius-fokot, hirtelen és drámai változás következik be. A folyékony víz fagyni kezd, szilárdjéggé alakul. Mint ahogyan az elmúlt fejezetben láttuk, a fázisátmenet egyszerű esete következik be. Ami a jelen tárgyalásunk szempontjából érdekes, hogy a fagyás során a H20 molekulák elrendeződésének szimmetriája megcsappan. Míg a folyékony víz minden szögből egyforma - forgási szimmetriája van -, addig a szilárd halmazállapotú jég kristályos tömbök szerkezetébe rendeződik, ezért, ha megfelelő felbontásban vizsgáljuk, különböző szögekből különbözőnek látszik. A fázisátmenet a forgási szimmetria sérüléséhez vezet.
Bár csupán egyetlen köznapi példát vizsgáltunk, a következtetés általános. Számos fizikai rendszerrel megtörténik, hogy hőmérsékletét csökkentve, hirtelen fázisátmeneten esik át, melynek nyomán szimmetriafoka megcsappan. A rendszer akár a fázisátmenetek sorozatát is elszenvedheti, amennyiben a hőmérsékletét elegendően nagy tartományban változtatjuk. Egyszerű példa erre ismét a víz. A100 Celsius-foknál melegebb H20 vízgőz formájában jelenik meg. Ebben az állapotában szimmetria foka magasabb a folyékony halmazállapoténál, hiszen az egyes molekulák kiszabadultak a folyékony közegből. Mindannyian egyenértékű résztvevőként röpdösnek a tartályban anélkül, hogy gubancokba és fürtökbe tömörülnének, melyekben a molekulák némelyikét előnyben kellene részesíteni a többiek rovására. Az elegendően magas hőmérsékletek birodalmában megvalósul a molekuláris demokrácia. Amikor a hőmérséklet a 100 Celsius-fokot eléri, vízcseppek képződnek, lezajlik a légnemű gőz / folyékony víz fázisátalakulás. A szimmetria csökken. A további lehűlés során ismét semmi drámai nem történik, egészen a 0 Celsius-fok eléréséig, ahol bekövetkezik a folyékony víz / szilárd jég fázisátmenet. Ez a szimmetria újabb csökkenését vonja maga után.
A fizikusok meggyőződése szerint a Planck-idő és a másodperc egy százada között eltelt idő alatt az Univerzum hasonlóan viselkedett: legalább két fázisátmeneten esett át. A három nemgravitációs erő 1020 Kelvin-fokos hőmérséklet fölött egységesen nyilvánult meg, annyira szimmetrikusan, amennyire csak lehetséges. (A fejezet végén tárgyalunk majd a húrelmélet által megvalósított magas hőmérsékletű egységről, mely a gravitációs erőt is magában foglalja.)
Amint a hőmérséklet 10 28 Kelvin alá csökkent, az Univerzum fázisátmeneten esett át, melyek során a korábbi közös alakból a három kölcsönhatás különbözőképpen kristályosodott ki. Relatív erősségeik és az anyagra gyakorolt hatásaik különváltak. Az Univerzum lehűlésével egy időben sérült az erők között magas hőmérsékleten megnyilvánuló szimmetria is. Azonban Glashow, Salam és Weinberg munkája (lásd az 5. fejezetet) kimutatta, hogy a magas hőmérséklet szimmetriája nem tűnt el teljes egészében. A gyenge és elektromágneses kölcsönhatások továbbra is mély kapcsolatban maradtak egymással. Az Univerzum további tágulása és hűlése során nem sok minden történt, egészen a 1015 Kelvin eléréséig - mely a Nap magjának hőmérsékletét hozzávetőleg 100 milliószor haladja meg. Ekkor az Univerzum a második fázisátmeneten is átesett, melynek során a gyenge és elektromágneses erők szétváltak, más-más formába kristályosodva ki korábbi szimmetrikusabb egységükből. A hőmérséklet további csökkenésével a különbségek egyre élesebbé váltak. Ez a két fázisátmenet felelős a ma megfigyelhető három nemgravitációs kölcsönhatás különbözőségéért. A kozmikus történelemről szóló rövid ismertetőnk a világot mozgató három erő mély kapcsolatára hívja fel a figyelmet.
Kozmológiai rejtély
A Planck-korszak utáni kozmológia elegáns, konzisztens, számolható keretbe foglalja az Univerzumnak az Ősrobbanás után néhány pillanattal később kezdődő történetét. Azonban, mint ahogyan a legsikeresebb elméletekkel történni szokott, az új ismeretek új kérdésekhez vezettek. Kiderült, hogy a kérdések némelyike kínos jellegzetességeket domborít ki, melyek, ha nem is érvénytelenítik a standard kozmológiai elméletet, de mindenképpen jelzik egy mélyebb megértést biztosító elmélet szükségességét. Tekintsük át az egyik ilyen kérdést. Horizontproblémának nevezik, és a modern kozmológia egyik legfontosabb ügye.
A kozmikus háttérsugárzás részletes elemzése kimutatta, hogy függetlenül attól, milyen irányba fordítjuk az antennát, az égből érkező sugárzás hőmérséklete azonos, az egyezés a figyelemre méltó 1:100 000 mértékű. Ha csak rövid ideig is eltöprengünk ezen, megütközünk egy furcsaságon. Miért kellene az Univerzum egymástól hatalmas távolságra álló részeiben a sugárzás hőmérsékletének ilyen pontosan egyeznie? A probléma látszólag természetes megoldása lenne, hogy bár az ég két ellentétes fekvésű helyének távolsága ma jelentős, de - akár a születésükkor elválasztott ikrek - az Univerzum első másodperceiben (minden máshoz hasonlóan) meglehetősen közel voltak egymáshoz. Mivel azonos pontból indult fejlődésük, nem meglepő, hogy azonos fizikai jellemzőik alakultak ki, mint a hőmérséklet is.
A standard Ősrobbanás-kozmológiában a fenti érv csütörtököt mond. Mégpedig a következő okból. A tányérban található leves fokozatosan hűl szobahőmérsékletre, mialatt a környező hidegebb levegővel érintkezik. Ha elegendő ideig várunk, a leves és a levegő hőmérséklete a kölcsönhatás nyomán azonos lesz. De ha a levest termoszba helyezzük, hőjét hosszabb ideig megőrzi, hisz a környezettel csak lényegesen gyengébb kontaktus megteremtésére képes. Mindez arra utal, hogy a testek hőmérsékletének kiegyenlítődéséhez hosszú és zavartalan kölcsönhatás szükséges. Annak érdekében, hogy ellenőrizhessük a ma már hatalmas távolságok által elválasztott helyek hőmérsékleteinek egyezését magyarázó feltevést, meg kell vizsgálnunk, hogy a korai Univerzumbeli információcseréjük mennyire lehetett hatékony. Első ránézésre azt gondolhatnánk: mivel a korai időszakban meglehetős közelségben voltak, a kommunikáció is könnyebben ment. A térbeli távolság azonban csupán az érem egyik oldala. Másik oldala az időtartam.
Hogy jobban értsük, miről is van szó, fussuk át együtt a kozmikus fejlődés filmjét, fordított irányban, időben visszafelé a mai naptól egészen az Ősrobbanás pillanatáig. Mivel a fény sebessége korlátozza a tetszőleges információ vagy jel terjedésének sebességét, a tér két tartományában található anyagnak akkor van esélye hőcserére és hőmérsékletük kiegyenlítésére, ha adott pillanatban a közöttük található távolság kisebb az Ősrobbanás óta a fény által beutazott távolságnál. Miközben visszafele pörgetjük a kozmikus filmet, láthatjuk, hogy a kiválasztott tértartományok távolsága örökös versenyben áll az órákkal, melyeket megfelelően vissza kell forgatnunk a tértartományok adott helyre való érkezéséhez. Példával világítjuk ezt meg. Ha a távolság 300 000 kilométer, a filmet az Ősrobbanás utáni első másodpercnél korábbi időpontig kell visszatekerni. így hiába kerültek sokkal közelebb, továbbra sincs esély arra, hogy befolyást gyakorolhassanak egymásra, hiszen az egyikből kibocsátott fényjel egy teljes másodpercig úton lenne, mielőtt megérkezne a másikhoz2. Távolságukat tovább csökkentve, mondjuk 300 kilométerre, a filmet is vissza kell pörgetni az Ősrobbanás utáni 1 ezred másodpercnél korábbi időpontig, azaz következtetésünk megismételhető: nem lehetnek hatással egymásra, mivel a másodperc kevesebb mint 1 ezrede alatt a fény nem képes az őket még elválasztó 300 kilométer megtételére. És tovább, a másodperc milliárdod részéig tekerve vissza a filmet, a kiválasztott tartományok egymáshoz fél méternél közelebb kerülnek, de még ilyenkor sem lehetnek hatással egymásra, hiszen a fénynek nem állt rendelkezésére elegendő idő, hogy beutazza az őket még elválasztó néhány centimétert. Vagyis az Ősrobbanáshoz közelítve hiába kerül közelebb egymáshoz az Univerzum két pontja, ez sem biztosítja, hogy elegendő idő állt volna rendelkezésükre a közös hőmérséklethez vezető termikus kapcsolat létrehozására (mint amit a leves és a levegő megvalósított).
A fizikusok kimutatták, hogy van ilyen gond az Ősrobbanás standard elméletével. A részletes számolások szerint, az Univerzum manapság távol álló részeinek nem állt rendelkezésére elegendő idő a hőcsere megvalósításához. Akkor viszont mi a magyarázat azonos hőmérsékletükre? A horizont kifejezés arra utal, milyen messzire látunk el - milyen messzi juthat a fény-, így a fizikusok a hőmérséklet váratlan egybeesését a hatalmas kozmosz egészében „horizontproblémának" nevezik. A rejtély nem a standard kozmológiai modell hibájára utal. A hőmérséklet azonossága csupán azt sugallja, hogy a kozmológia történetének fontos része még mindig homályban bujkál, kitérve az elől, hogy megismerhessük. 1979-et írtak, amikor Alan Guth, jelenleg a Massachusetts Institute of Technology fizikusa, megírta a hiányzó fejezetet.
Infláció
A horizontprobléma abból származik, hogy az Univerzum távoli galaxisainak egymáshoz való közelítéséhez a kozmikus filmet vissza kell tekerni az idők kezdetéig. Mégpedig olyan mértékben, hogy semmilyen fizikai hatás egyik tartományból a másikba való terjedésére nem marad idő. Vagyis amint visszafele pörgetjük a kozmikus filmet az Ősrobbanásig, az Univerzum összehúzódása nem elég gyors ahhoz, hogy a kölcsönhatás megvalósulhasson.
Lényegében ennyi a gond, de érdemes kissé árnyaltabbá tenni a leírást. A horizontprobléma abból ered, hogy akár a Föld vonzása a feldobott labda mozgását, a gravitációs vonzás is lelassítja az Univerzum tágulását. A távolságok megfelezéséhez a kozmikus filmet több mint a
feléig kell visszaforgatni. Bár egymáshoz közelebb kerültek, az Ősrobbanás időpontjának közelsége még inkább megnehezíti a két tartomány közötti kommunikációt.
Guth-nak a horizontproblémára adott megoldása egyszerű: az Einstein-egyenletek olyan megoldását találta meg, melyben a nagyon korai Univerzum rövid, de borzasztóan gyors kiterjedés által jellemzett korszakon megy keresztül, melynek során méretei megjósolhatatlanul gyors exponenciális ütemben inflálódnak. A feldobott labdával ellentétben, melynek mozgása lassul, az exponenciális kiterjedés gyorsul. A visszafelé pörgetett kozmikus filmen a gyors kiterjedést gyors összehúzódásként látjuk.
Vagyis a kozmosz két pontja közötti távolság megfelezéséhez (az exponenciális korszak alatt) a filmet már csak felénél sokkal rövidebb ideig kell visszacsévélni. A rövidebb visszatekerés eredményeképp a két pont számára több idő marad a termikus kapcsolat megvalósításához és akár a forró leves meg a levegő esetében, elegendő idő áll majd rendelkezésükre egyensúlyba jutni.
14.1 ábra Az idővonalon az Univerzum fejlődésének néhány fontos momentumát tüntettük fel
Guth felfedezése és a jelenleg a Stanford Egyetemen dolgozó Andrei Linde későbbi fontos finomításai nyomán Paul Steinhardt és Andreas Albrecht, akkoriban a Pennsylvania Egyetemen és mások a standard kozmológiai modellt-az ún. inflációs kozmológiai modellé alakították at. Ez a modell a standard kozmológiai modelltől egyetlen kis idő-ablakban - úgy az Ősrobbanás utáni 10-36-tól a 10 -34 másodpercig - tér el, melynek során az Univerzum a kolosszális 1030-szoros táguláson esett at, szemben a standard kozmológiai modell által ugyanerre az időszakra jósolt 100-szoros tágulással. Vagyis az Ősrobbanás utáni egy billiomod billiomod billiomod másodperccel, az időnek egy rövid szikrája alatt az Univerzum mérete többet nőtt, mint az azóta eltelt 15 milliárd év során.
A kiterjedés előtt a kozmosz napjainkban távol eső részei a standard modell jóslatánál sokkal közelebb voltak egymáshoz, így a közös hőmérséklet könnyedén megvalósulhatott. Ezután következettbe Guth hirtelen kozmológiai inflációja, melynek során a tér darabkái tekintélyes távolságra sodródtak egymástól. A standard kozmológiai modell apró, de jelentős megváltoztatása megoldja a horizontproblémát (más fontos problémákkal egyetemben, melyekről nem tettünk említést), így a kozmológusok körében elfogadottá vált3.
A 14.1 ábrában összefoglaljuk az Univerzum történetét a Planck- korszaktól egészen napjainkig.
Kozmológia és szuperhúrelmélet
A 14.1 ábrán kitöltetlen rés található az Ősrobbanás és a Planck-korszak között. Vakon alkalmazva az általános relativitáselmélet egyenleteit erre a tartományra is, a fizikusok azt találták, hogy az összehúzódás tovább folytatódik és az Univerzum egyre forróbb és sűrűbb lesz. Nulla időpontban az Univerzum méretnélkülivé válik, hőmérséklete és sűrűsége a végtelenbe szökik. Ez az Univerzum-modell, mely az általános relativitáselmélet klasszikus gravitációs leírásában gyökerezik, láthatóan csődöt mond a Planck-idő előtt.
így közli velünk a természet, hogy a fenti extrém feltételek mellett az általános relativitás és kvantummechanika egyesítése szükséges - jöhet a húrelmélet. Jelenleg a húrelmélet kozmológiai hatásának tanulmányozása még a fejlődés kezdeti állapotában van. A perturbációs módszerek legfeljebb vázlatos betekintést tesznek lehetővé, hiszen az extrém energia, hőmérséklet és sűrűség pontos elemzést igényel. Bár a második szuperhúr-forradalom ellátott bennünket néhány nem perturbatív módszerrel, időnek kell még eltelnie, míg ezek alkalmassá válnak a kozmológiai típusú számolásokban való alkalmazásra. Az elmúlt évtizedben a fizikusok megtették az első lépéseket a húrkozmológia megértésének irányába. A következőkre jutottak.
Úgy tűnik, három lényeges pontban változtatja meg a húrelmélet a standard kozmológiai modellt. Először, a jelenlegi húrelméleti kutatások egyre inkább megerősítik az Univerzum minimális méretének jóslatát. Ez mély következményekkel jár az Ősrobbanás megértése szempontjából, hiszen a standard modell szerint az Univerzum mérete nullára csökkenne. Másodszor, a húrelmélet sajátja a kis sugár/nagy sugár dualitás (mely mélyen összefügg a legkisebb méret létezésével), és ennek úgyszintén mély kozmológiai jelentősége van, amint azt rögtön látni fogjuk. Végül, a húrelmélet négynél több téridő-dimenziót feltételez, és kozmológiai szempontból az összesnek a fejlődését figyelemmel kell kísérni. Tárgyaljuk meg mindezt kissé részletesebben.
Kezdetekben vala egy Planck-méretű rög
Az 1980-as évek végén Róbert Brandenberger és Cumrun Vafa az első jelentós lépéseket tette annak megértésében, hogy miként változtatja meg a húrelmélet a standard kozmológiai modell jóslatait. Két fontos felismerésre jutottak. Első: amint az órát visszatekerjük a kezdetekig, a hőmérséklet mindaddig növekszik, míg az összes dimenzió Planck- méretűvé nem válik. Ekkor azonban a hőmérséklet eléri maximális értékét, és csökkenni kezd. A következtetés mögött meghúzódó intuitív érv kézenfekvő. Képzeljük el (mint Brandenberger és Vafa tette), hogy az Univerzum összes térdimenziója kör alakú. Az idő visszapörgetésével együtt a körök sugara csökken, és a hőmérséklet növekszik. De amint a körök sugarai összehúzódásuk közben elérik, majd átlépik a Planck-hosszt, tudjuk már, hogy a húrelmélet szerint további összehúzódásuk fizikailag egyenértékű a tágulással. Mivel a tágulás a hőmérséklet csökkenését jelenti, arra számítunk, hogy az Univerzum Planck- hossznál kisebb méretre való zsugorításának kísérlete először a hőmérséklet növekedéséhez vezet, majd a növekedés lefékeződéséhez, végül a hőmérséklet csökkenéséhez. Brandenberger és Vafa explicit számolásokkal igazolták, hogy valóban így történik.
Ez Brandenbergert és Vafát a következő kozmológiai kép elfogadásához vezette. Kezdetben a húrelmélet összes térdimenziója szorosan felcsavarodik a legkisebb megengedhető nagyságra, mely hozzávetőlegesen a Plack-hossz. A hőmérséklet és energia magas, de nem végtelen, hiszen a húrelmélet elkerüli az egyetlen pontba való összesűrűsö- dést. Az Univerzum ezen kezdeti állapotában a húrelmélet összes térdimenziója egyenértékű - teljesen szimmetrikus. Valamennyi a sokdimenziós Planck-méretű rögbe csavarodik fel. Ekkor, Brandenberger és Vafa szerint bekövetkezik a szimmetria első sérülése. A Planck-idő környékén a tíz téridő-dimenzió közül három a tágulás sorsára jut, a többi viszont megtartja kezdeti Planck-nagyságú méreteit. A három kalandos kedvű dimenziót a táguló kozmológiai forgatókönyv dimenzióival azonosítjuk, melyek Planck-korszak utáni, napjainkig elvezető fejlődését a 14.1 ábra foglalja össze.
Miért pont három ?
Rögvest adódik a kérdés, mi az oka annak, hogy a szimmetria csökkenése pontosan három dimenziót választ ki és juttat a tágulás sorsára? A kísérleti tényen túl, hogy csupán három térdimenzió vált megfigyelhető méretűvé, ad-e valamilyen fundamentális magyarázatot a húrelmélet arra, hogy miért nem más számú dimenzió (négy, öt, hat és így tovább), vagy a legkövetkezetesebb módon járva el, miért nem az összes jutott a tágulás sorsára? Brandenberger és Vafa talált egy lehetséges magyarázatot. Idézzük fel, hogy a kis sugár/nagy sugár dualitás azon alapszik, hogy amikor egy dimenzió kör alakba csavarodik fel, a húr feltekeredhet rá. Brandenberger és Vafa arra jött rá, hogy akár a biciklitömlő köré csavart gumiszalagok, a húrok is igyekeznek kordában tartani a közbetekert dimenziók méreteit, megakadályozva tágulásukat. Első látásra ebből az következne, hogy az összes dimenzió hasonló kényszer alatt áll, hiszen mindegyiküket körbetekerik a húrok. Az érv gyenge pontja az, hogy a feltekeredett húr és antihúr partnere (az ellenkező irányban feltekeredett húr) egymás semlegesítése során fel nem tekeredett húrrá kombinálódik. Amennyiben ezek a folyamatok elég gyorsan és hatékonyan mennek végbe, a gumiszalagok kényszerítő ereje nagymértékben csökken ahhoz, hogy a dimenzió tágulása megkezdődjék. Brandenberger és Vafa javaslata szerint a semlegesítés mindössze három dimenzió esetében történik meg. Ennek oka a következő.
Képzeljünk el két pontrészecskét, amint egyetlen körkörös dimenzió mentén mozognak, legyen ez Lineland (Vonalország) térbeli kiterjedése. Hacsak nem azonos a sebességük, előbb-utóbb utolérik egymást és ütköznek. Jegyezzük meg, hogy amennyiben a részecskék véletlenszerű körforgásban lennének egy kétdimenziós gömb felületén, mely Flatland (Laposország) térszerű része lehetne, eléggé valószínű, hogy soha nem ütköznek. A második térdimenzió a pályák új világát nyitja meg mindkét részecske előtt, melyek zöme nem keresztezi egymást azonos pillanatban. Három, négy vagy bármilyen magasabb dimenziószámban a két részecske találkozásának valószínűsége tovább csökken. Brandenberger és Vafa rájött arra, hogy hasonló következtetések szűrhetők le a részecskéknek a térdimenziókra feltekeredett zárt húrokkal való felcserélésekor is. Bár jóval nehezebb belátni, a húrok ütközése három, vagy annál kevesebb térdimenzió esetén következik be nagy valószínűséggel. Négy vagy ennél több térdimenzióban a feltekeredett húrok jó eséllyel elkerülik egymást - akár a pontrészecskék kettő vagy annál több dimenzióban4.
A következő képhez jutottunk. Az Univerzum első pillanatában a
kirívóan magas hőmérséklet a dimenziók összességét kiterjedésre készteti. Azonban a feltekeredett húrok ezt megakadályozzák, eredeti Planck-méretükre szorítva vissza a dimenziókat. Előbb-utóbb a véletlen hőingadozások nyomán három térdimenzió pillanatszerűen nagyobbra nő a többinél. Tárgyalásunk megmutatta, hogy e dimenziókat körbetekerő húrok nagy valószínűséggel ütköznek egymással. Az ütközéseknek mintegy felében húr-antihúr párosok vesznek részt, az ilyen ütközések résztvevői semlegesítik egymást. A három dimenzió körül a húrok szorítása jelentősen enyhül, ezért ezen pillanatnyilag megnövekedett dimenziók tágulása tovább folytatódhat és megkezdődik a tágulás. Ezután a korábbi alfejezetekben ismertetett forgatókönyv következik, mely a jelenleg megfigyelhető Univerzumhoz vezet.
Kozmológia és Calabi- Yau alakzatok
Az egyszerűség kedvéért Brandenberger és Vafa az összes dimenzió kör alakba való görbüléséből indult ki. Mint ahogyan a 8. fejezetben megjegyeztük, amennyiben a körkörös dimenziók elegendően nagyok ahhoz, hogy csupán a megfigyelhető tértartományon túl görbüljenek vissza önmagukba, a kiterjedt dimenziók köralakja nem mond ellent tapasztalatainknak. Azonban a kisméretű dimenziókat reálisabb valamely bonyolult Calabi-Yau alakzatként elképzelni. Természetesen kulcskérdés, hogy melyik Calabi-Yau alakzatot válasszuk? Hogyan határozhatnánk ezt meg? A választ senki sem tudja. Az előző fejezetben ismertetett drasztikus topológia váltó transzformációk és a kozmológiai meglátások kombinációja nyomán mindenesetre javasolhatunk egy módszert. Tudjuk, hogy a térszakító kúpszerű transzformációk során bármely Calabi-Yau alakzat tetszőleges másikba alakulhat át.
Képzeljük el, hogy az Ősrobbanás utáni forrongó tumultusban átér Calabi-Yau része kicsiny marad, de viharos átalakulások sorozatát szenvedi el, különböző Calabi- Yau alakzatok sorozatán menve keresztül. Amint az Univerzum lehűl, és a térdimenziók közül három megnő, a Calabi-Yau alakzatok egymásba alakulásának üteme is csillapodik, és végül előáll az a Calabi-Yau alakzat, mely optimista becsléseink szerint magyarázatot ad a jelenleg megfigyelhető világunk fizikai tulajdonságaira. A fizika azzal a kihívással szembesül, hogy részleteiben is megértse a tér Calabi-Yau komponensének fejlődését, olyan mértékben, hogy jelenlegi alakjának elméleti levezetésére képessé váljon. A Calabi-Yau alakzatok sima egymásba alakításának frissen megszerzett képessége arra enged következtetni, hogy a valós világhoz tartozó alakzat kiválasztása a Calabi-Yau alakzatok sokaságából tulajdonképpen kozmológiai probléma5.
A kezdet előtt?
A húrelmélet egzakt egyenleteinek hiányában, kozmológiai munkásságuk során Brandenberger és Vafa számos közelítésre és feltevésre kényszerült. Mint Vafa nemrégiben kijelentette:
Munkánk azokra az új lehetőségekre hívta fel a figyelmet, melyek segítségével a húrelmélet a kozmológia standard módszereinek makacsul ellenálló problémákat kezelheti. Látjuk például, hogy a húrelmélet a kezdeti szingularitás fogalmát is lényegében teljesen elkerüli. Azonban húrelméleti tudásunk jelenlegi szintjén, a szélsőséges körülmények között elvégezhető számolások maradéktalan megbízhatóságának hiánya miatt, munkánk csupán az első betekintést teszi lehetővé a húrkozmológiába és nagyon távol áll még az utolsó kimondott szótól.6
A munkájuk óta eltelt idő alatt a fizikusok folyamatosan jutottak közelebb a húrkozmológia megértéséhez, és itt többek között Gebriele Veneziano és munkatársa, a torinói egyetemen dolgozó Maurizio Gas- perini hozzájárulását kell megemlítenünk. Gasperini és Veneziano a húrkozmológia sajátos új és felkavaró verziójával állt elő, mely a korábban ismertetett forgatókönyvvel mutat ugyan némi rokonságot, de attól lényeges pontokban különbözik. Akár Brandenberger és Vafa elmélete, ez is a húrok minimális hosszának létezésén alapszik, valamint elkerüli a végtelen energiákat és hőmérsékleteket, melyek a standard és inflációs kozmológiai modellek velejárói. Azonban az Univerzum forró, Planck- méretű rögből való születése helyett Gasperini és Veneziano javaslata az Univerzum számára hosszú előtörténetet enged meg - mely az eddig nulla időpontnak nevezett pillanatnál jóval régebbre visszanyúlva - a Planck-nagyságú kozmikus embrió kialakulásához vezet.
Az ún. Ősrobbanás előtti korszak forgatókönyvben az Univerzum az Ősrobbanás kezdeti állapotától lényegesen különböző állapotból indult ki. Gasperini és Veneziano munkája azt sugallja, hogy a szélsőségesen forró és apró gubanccá göndörödött tér helyett az Univerzum fejlődésének kiindulási állapotát a hideg és lényegében végtelen térbeli kiterjedés jellemezte. A húrelmélet egyenletei szerint ekkor instabilitás jelent meg, mely - Guth inflációs korszakához hasonlatosan - a különálló pontok gyors egymástól való távolodását okozta. Gasperini és Veneziano megmutatta, hogy ez a folyamat a tér folyamatos görbülésével járt együtt és a hőmérséklet és energiasűrűség drámai növekedéséhez vezetett7. Bizonyos idő elteltével valamely milliméter nagyságú háromdimenziós tartomány ebben a kiterjedt világban pontosan úgy festhetett, mint a Guth által jósolt felfúvódásából származó szuperforró és sűrű paca. Ezután a közönséges Ősrobbanás-kozmológia hatására kialakult a pacából az általunk tapasztalt világ egésze. Mi több, mivel az Ősrobbanást megeló'ző korszaknak is saját tágulási szakasza van, Guthnak a horizont problémára talált megoldása automatikusan benne van az Ősrobbanás előtti kozmológiai forgatókönyvben. Mint ahogyan Veneziano mondotta, „a húrelmélet az inflációs kozmológiának egyik változatát ezüsttálcán nyújtja át."8
A szuperhúr-kozmológia tanulmányozása a kutatás aktív és gyümölcsöző' területévé vált. Az Ősrobbanás előtti korszak például parázs, de termékeny viták kereszttüzébe került és még nem világos, milyen szerephez jut majd a húrkozmológia végső változatában. A kozmológiai kérdések megválaszolását kétségkívül a kutatóknak a második szuper- húr-forradalom által hozott összes változás figyelembevételével megszerzendő tudása teszi majd lehetővé. Mi a kozmológiai jelentősége a többdimenziós fundamentális bránok létezésének? Hogyan változnak a kozmológiai tulajdonságok, amennyiben a húrcsatolási állandó értéke történetesen a 12.11 ábra központi részébe illeszkedik, és nem a félszigetszerű peremekbe? Azaz, mit mond a teljes M-elmélet az Univerzum első pillanatairól? Ezek a központi kérdések élénk kutatások tárgyát képezik, melyekből máris származott egy fontos meglátás.
Az M-elmélet és az összes kölcsönhatás egyesítése
A 7.1 ábrán bemutattuk, hogy a három nemgravitációs kölcsönhatás erőssége egymáshoz közelít, ha az Univerzum hőmérséklete eléggé magas. Hogyan illeszkedik a gravitációs kölcsönhatás erőssége az ábrába? A húrelméleti kutatók még az M-elmélet megszületése előtt kimutatták, hogy a tér Calabi-Yau komponensének legegyszerűbb választása mellett a gravitációs erő majdnem (de csak majdnem) találkozik a másik hárommal. Ezt a 14.2 ábra szemlélteti. A kutatók azt is kimutatták, hogy az eltérés ügyes trükkökkel, például a választott Calabi-Yau alakjának óvatos megváltoztatásával eltüntethető, de az ilyen utólagos beállítások a fizikust mindig rossz érzéssel töltik el. Mivel egyelőre senki sem tudja, miként lehetne a Calabi-Yau dimenziók pontos alakját meghatározni, veszélyesnek tűnik a probléma olyan megoldására építeni, amely annyira érzékenyen függ az alakzat részleteitől.
Witten kimutatta, hogy a második szuperhúr-forradalom sokkal szolidabb megoldást tesz lehetővé. A húrcsatolási állandók nem szükségszerűen kis értéke mellett vizsgálva a kölcsönhatások erősségét, Witten azt találta, hogy a gravitációs kölcsönhatás görbéje szelíden hozzásimítható a többi három kölcsönhatáséhoz, amint a 14.2 ábrán látható, mégpedig a tér Calabi-Yau részének bármilyen csekély alakváltoztatása nélkül. Bár még nagyon korai kimondani, ez arra utalhat, hogy a kölcsönhatások kozmológiai egysége az M-elmélet keretein belül könnyebben megvalósítható.
14.2 ábra Az M-elmélet keretén belül mind a négy kölcsönhatás erősége természetes módon találkozhat.
A jelen és korábbi alfejezetekben tárgyalt fejlemények a legelső tétova lépések a húrelmélet/M-elmélet kozmológiai következményei megértésének irányába. Az elkövetkező évek során, amint a húrelmélet/M-elmélet nem perturbatív eszköztára gazdagodik majd, a fizikusok várakozásai szerint lényeges eredmények születhetnek a kozmológiai alkalmazások területén.
Jelenleg azonban, a kozmológia teljes megértését biztosító hatékony módszerek hiányában, azon érdemes elgondolkodnunk, miként válhatnak segítségünkre bizonyos általános kozmológiai megfontolások a végső elmélet keresésében. Figyelmeztetjük az olvasót arra, hogy a következő gondolatok spekulatívabb jellegűek eddigi tárgyalásunknál, azonban olyan kérdéseket vetnek fel, melyek megválaszolására egy napon a végső elméletnek majd vállalkoznia kell.
Kozmológiai spekulációk és a végső elmélet
A kozmológia képes mély, zsigeri szinten megérinteni bennünket, hiszen a dolgok eredetének és keletkezésének - legalábbis egyesek számára - felemelő kérdését firtatja és minden másnál közelebb visz a miértek megértéséhez. Nem kell különösebben hangsúlyoznunk, hogy a modern tudomány a hogyan és a miért kérdések között teremt-e kapcsolatot - nem teszi -, és meglehet, soha nem bukkanunk olyan tudományos magyarázatra, mely erre képes lenne. Azonban a kozmológia tanulmányozása magában hordozza a miértek lehető legteljesebb megértésének ígéretét - az Univerzum születésének magyarázatáét -, és ez biztosítja, hogy a többi kérdést tudományos szempontból tájékozott keretek közé helyezhessük. Néha a kérdéssel való bensőséges ismerkedés a válasz legjobb helyettesítője.
A végső elmélet keresése közben ezen fennkölt kozmológiai gondolatok sokkalta megfoghatóbb eszmefuttatásokhoz vezetnek. Az Univerzum mai alakja - a 14.1 ábra jobb szélső pereme - a fizikai törvények következménye, de ugyancsak függ a kozmológiai fejlődés részleteitől is - az ábra bal szélső peremétől -, amely még a legmélyebb elmélet kutatási területén is kívül esik.
Nem nehéz elképzelni, hogyan is történik mindez. Gondoljunk bele az elhajított labda sorsába. Az eldobást követő mozgást a gravitáció törvényei uralják, de egyedül ezen törvényekből nehéz megjósolni, hová esik le a labda. Tudnunk kell hozzá a labda sebességének nagyságát és irányát is - ez az ábra bal oldala. Azaz ismernünk kell a labda mozgásának kezdeti feltételeit. Hasonló módon, az Univerzum tulajdonságai között is találunk olyanokat, melyeket korábbi története határoz meg. Az, hogy egy csillag miért itt, a bolygó miért ott alakult ki, események bonyolult láncolatának függvényei, melyek sorát, legalábbis elvben, az Univerzum kialakulásáig követhetjük nyomon. De az is lehetséges, hogy az Univerzum ennél alapvetőbb sajátosságai, még talán az elemi részecskék és kölcsönhatások tulajdonságai is magukon hordozzák a történelmi fejlődés ujjlenyomatát - mely fejlődés szintén az Univerzum kezdeti feltételeinek következménye.
Tulajdonképpen egy ízben már láthattuk, hogyan ölt testet ez az elképzelés a húrelmélet keretein belül. A korai forró Univerzum fejlődése közben az extra dimenziók egyik alakzatból a másikba alakulhattak, végül, a hőmérséklet lehűlésekor kikötöttek valamelyik Calabi- Yau alakzatnál. De akárcsak a levegőbe dobott labda esetében, a Calabi- Yau alakzatok sokaságán keresztül vezető fejlődés is érzékenyen függhetett a kiindulási feltételektől. A kialakuló Calabi-Yau alakzatnak a részecskék tömegére és kölcsönhatási töltéseire gyakorolt hatásán keresztül mind a kozmológiai fejlődés, mind az Univerzum kezdeti állapota hatással volt a jelenleg megfigyelhető fizika kialakulására.
Nem ismerjük az Univerzum kezdeti feltételeit, de még a leírásához alkalmas fogalmakat, gondolatokat, nyelvezetet sem. Azonban hiszünk abban, hogy a standard és inflációs kozmológiai modellekben jelenlévő végtelen energia, sűrűség és hőmérséklet annak jele, hogy ezek az elméletek elérkeztek alkalmazhatóságuk határaihoz, nem pedig valósagos kezdőfeltételek. A húrelmélet megvilágítja, miként küszöbölhetők ki a szélsőségek, ennek ellenére senki sem tudja biztosan, milyen volt a kezdet. Tudatlanságunk még ennél is magasabb fokú. Nem tudjuk, értelmes-e a kezdeti feltételek meghatározásával próbálkozni, vagy ez a kérdés örökösen kívül marad minden elmélet hatáskörén - ugyanúgy, ahogy az eldobott labda esetében is értelmetlen a lökés erejéről faggatni az általános relativitáselméletet? Hawking és a Santa Barbara-i California Egyetemen dolgozó James Hartle bátor próbálkozásai kísérletet tettek, hogy a kezdeti feltételek kérdését a fizika ernyője alá vonják, de a többi hasonló próbálkozással egyetemben nem bizonyultak meggyőzőnek. A húrelmélet/M-elmélet keretén belüli kozmológiai megértésünk pedig egyszerűen túl fejletlen ahhoz, hogy eldönthessük, a „mindenség elméletének" jelöltje méltónak bizonyul-e nevéhez, megha- tározza-e majd saját kezdőfeltételeit, a fizikai törvények rangjára emelve őket? Ez az elsődleges kérdés további kutatások tárgyát képezi.
A kezdeti feltételek kérdésén és a kozmikus fejlődésre kifejtett hatásukon túl néhány friss, de eléggé spekulatív jellegű javaslat újabb korlátokat helyezett kilátásba bármely, véglegesnek tekintett elmélet magyarázó erejével kapcsolatosan. Nem tudjuk, helyesek-e vagy sem ezek az elképzelések, mindenesetre a jelenlegi tudomány érdeklődésének kereszttüzében állnak. Eléggé provokatív és spekulatív módon hívják fel a figyelmet egy olyan akadályra, mely bármely, végsőnek javasolt elmélet útjába állhat.
Az alapötlet a következő lehetőségben gyökerezik. Képzeljük el, hogy amit jelenleg Univerzumnak nevezünk, csupán apró töredéke egy sokkal nagyobb kozmológiai kiterjedésnek, a kozmológiai szigetcsoportban elszórt szigetuniverzumok egyike. Bár ez erőltetettnek tűnhet - és az is -, Andrei Linde konkrét mechanizmust javasolt, melynek során ilyen gigászi univerzum előállhat. Linde javaslata szerint a korábban tárgyalt rövid, de meghatározó jelentőségű inflációs felvillanás talán nem volt egyedi esemény. Javaslata szerint az inflációs tágulás ismételten előfordulhatott a kozmoszban szétdobált különböző tartományokban, melyek így saját felfúvódásukon keresztülmenve, új, különálló univerzummá fejlődtek. Sőt mindegyikükben folytatódik a folyamat, újabb és újabb univerzumok születéséhez vezetve. A terminológia kezd bonyolulttá válni, de a divatot követve az univerzum e sokszorosan kiterjedt állapotát multiverzumnak nevezhetjük, alkotóelemeit pedig univerzumoknak.
Legfontosabb megjegyzésünk, hogy míg a 7. fejezetben váltig hangsúlyoztuk, minden arra utal, hogy az Univerzum egészében konzisztens módon ugyanaz a fizika uralkodik, a többi univerzum számára ez nem kényszerítő erejű. Mivel különállóak, legalábbis olyan mértékben, hogy fényük még nem érhetett el bennünket, fizikai tulajdonságaik bármilyenek lehetnek. Elképzelhető, hogy a fizika univerzumról univerzumra változik. A különbségek lehetnek parányiak: az elektron tömegében, vagy az erős kölcsönhatás erősségében ezrednyi eltérés. Vagy lehetnek lényegesek: a fel-kvark tízszer nehezebb, az elektromágneses erő tízszer nagyobb lehet a mi Univerzumunkban tapasztalt értékénél. A különbségek lényeges hatást gyakorolnának a csillagokra és az általunk ismert életre (mint ahogyan az 1. fejezetben már tárgyaltuk). Más univerzumok fizikája drámaibb módon különbözhet: az elemi részecskék és kölcsönhatásaik listája az általunk tapasztalttól teljesen eltérhet, akár még a húrelmélet által jósolt kiterjedt dimenziók száma is különbözhet, bizonyos univerzumok nulla vagy egy, mások nyolc, kilenc vagy éppenséggel tíz kiterjedt dimenzióval is rendelkezhetnének. Láncaitól megszabadult képzeletünk akár még a fizikai törvények univerzumról univerzumra való megváltozását is megengedheti. A lehetőségek tárháza végtelen.
Végigpásztázva az univerzumok sorát, azt kellene látnunk, hogy nagy részük nem alkalmas az élet, egyáltalán bármi arra emlékeztető megjelenési forma kialakulására. Ismert fizikánktól való jelentős eltérések esetén ez nyilvánvaló. Ha Univerzumunk a valóságban is locsolócső-univerzum lenne, az élet nem alakulhatott volna ki mai formájában. De még a kisebb eltérések is megzavarhatták volna a csillagok kialakulását. Márpedig a csillagok kozmikus kohói az élet megjelenéséghez szükséges komplex atomoknak (mint a szén és oxigén), melyek szupernóva-robbanások során szóródnak szét az Univerzumban. Az élet oly érzékenyen függ a fizika törvényeinek részleteitől, hogy kérdésünkre, miért olyanok a természet erői és részecskéi, amilyennek megismertük őket, máris van egy válaszunk. A multiverzum különböző részeiben különbözők lehetnek és különböznek is a tulajdonságok. A mi Univerzumunkban fellelhető részecskék és kölcsönhatások kombinációja azért speciális, mert megengedi az élet kialakulását. Az élet pedig, különösen az értelmes élet, előfeltétele azon kérdések megfogalmazásának: miért olyan a világ, amilyennek megismertük? Azért, mert ha más lenne, nem létezhetnénk, hogy rácsodálkozzunk szépségére. Mint ahogy az orosz rulett győzteseinek a túlélés felett érzett meglepetését tompítja annak tudata, hogy amennyiben golyót kaptak volna, nem erezhetnék meg nem lepetten magukat, a multiverzum-hipotézis is elveszi a „miért ilyen az Univerzum?" kérdésünk élét.
Érvelésünk a hosszú történetre visszatekintő antropikus elv egyik változata. Mint láttuk, szöges ellentétben áll a merev, teljesen megjósolható, egyesített elmélet álmával, melyben a dolgok azért olyanok, mert nem lehetnek másmilyenek. A multiverzum és az antropikus elv távolról sem vezet ahhoz a költői finomságú állapothoz, melynek részei harmonikus eleganciával illeszkednek az egészbe, hanem inkább vad szélsőségeket felmutató univerzumok gyűjteményét festi elénk, melyet a változatosság iránti csillapíthatatlan étvágy jellemez. Roppant nehéz lesz, ha nem éppenséggel lehetetlen, megtudnunk valaha is, hogy helyes-e a multiverzum-elmélet? Még ha léteznek is más univerzumok, talán soha nem kerülünk kapcsolatba velük. Azonban látókörünk tekintélyes kitágítása - ahhoz hasonlatosan, mint ahogyan Hubble rájött, hogy a Tejút csupán egyike a galaxisok sokaságának - legalábbis figyelmeztet annak lehetőségére, hogy túl sokat akarunk, amikor a végső elméletet keressük.
Meg kell követelnünk, hogy a végső elmélet kvantummechanikailag konzisztens leírását adja az összes kölcsönhatásnak és az anyagnak. Meg kell követelnünk azt is, hogy Univerzumunkat helyesen leíró kozmológiához vezessen. Ha azonban a multiverzum-elmélet helytálló, talán túlságosan sokat várunk el elméletünktől, amikor a részecskék tömegét, töltéseit és a kölcsönhatások erősségét is számon kérjük tőle.
Mindenesetre hangsúlyozzuk, hogy még ha el is fogadjuk a multiver- zumot spekulatív kiindulási pontként, jóslási képességünk csökkenésének kimondása távolról sem indokolt. Ugyanis, ha képzeletünket szabadon engedve, a multiverzumon töprengünk, az elméleti megismerési eszközeinket is szabadjára kell engednünk, olyan új módszereket keresve, melyek tompíthatják a multiverzum sokszínűségéből származó bizonytalanságot. Egyetlen röpke feltevés erejéig akár azt is képzelhetjük, hogy képesek leszünk a multiverzumban rejlő információkat teljességükben kivonni és megalkotni a „kiterjesztett mindenség elméletét", mely pontosan megmondja, miért és hogyan változnak a fundamentális paraméterek egyik alkotóelem-univerzumtól a másikig.
A Penn State Egyetemen dolgozó Lee Smolin még radikálisabb feltevéssel állt elő. Az Ősrobbanás és a fekete lyukak középpontjában uralkodó feltételek közötti hasonlóság - mindkettőt az összepréselt anyag kolosszális sűrűsége jellemzi - ihlette arra a feltételezésre, hogy a fekete lyukak újabb univerzumok ősrobbanásszerű létrejöttének csírái, azonban ezeket az univerzumokat örökösen elrejti tekintetünk elől a fekete lyuk eseményhorizontja. Azon túl, hogy a multiverzum létrejöttének alternatív mechanizmusát adta, Smolin javaslata új elemet hozott a képbe - a genetikai mutációk kozmikus változatát -, mely az antropikus elv által kifejezett tudományos korlátozás irányába tart.9 Képzeljük el, javasolja, hogy amikor egy újabb univerzum szökken szárba a fekete lyuk magjából, fizikai jellemzői, mint a részecskék tömege és töltései, bár közeliek, de nem azonosak a szülő-univerzuméval. Mivel a fekete lyukak a nagyméretű csillagok végállapotai, a csillagok képződése pedig a részecskék tömegének és kölcsönhatási töltéseinek pontos értékétől függ, minden egyes univerzum termékenysége - az, hogy hány feketelyuk-leszármazott létrehozására képes - jelentősen függ a paraméterektől. A születő univerzumok paramétereinek kis megváltozása tehát azt eredményezi, hogy egyesek alkalmasabbak a fekete lyukak létrehozására saját szülő-Univerzumuknál, így több leszármazottjuk lesz.10 Sok „generáció" után a fekete lyukak létrehozásában sikeresebb univerzumok leszármazottai dominálják a multiverzum populációját. így Smolin, az antropikus elv segítségül hívása helyett dinamikus mechanizmust javasolt, mely átlagban minden generációt közelebb visz bizonyos sajátos paraméterértékekhez - mégpedig azokhoz, melyek a feketelyuk-képződés számára előnyösek.
Ez az elképzelés a multiverzum keretén belül biztosít egy olyan eljárást, mely az alapvető anyagi és kölcsönhatás jellemzők magyarázatára alkalmas. Ha Smolin elmélete helyes és ha mi a felnőttkorba érkezett multiverzum tipikus univerzumában élünk (ezek természetesen jelentékeny kérdőjelek), az általunk mért paraméterértékek a fekete- lyuk-képződéshez optimálisak. Azaz, minden kis játszadozás ezekkel a paraméterekkel megnehezíti a fekete lyukak kialakulását. A fizikusok már hozzáláttak a jóslat ellenőrzéséhez, azonban konszenzus még nem alakult ki. De még ha Smolin sajátos javaslata helytelennek is bizonyulna, a végső elmélet új, lehetséges alakjára mutat rá. A végső elmélet első látásra nem tűnik valami merevnek. Azt találhatjuk, hogy az univerzumok olyan változatosságát tartalmazhatja, melyek közül soknak nincs köze az általunk benépesítetthez. Mi több, elképzelhető, hogy ez a változatosság és gazdagság fizikailag is megvalósul - olyan multiverzumhoz vezetve, mely örökös korlátot állít jövőbe látási képességünk útjába. Tárgyalásunk arra is rávilágít, hogy a végső megértés talán mégis elérhető, amennyiben nem csupán a végső törvényeket célozzuk meg, hanem a váratlanul nagy léptékben megnyilvánuló kozmológiai fejlődésre gyakorolt következményeiket is.
Minden kétséget kizáróan a húrelmélet/M-elmélet kozmológiai következményeinek tanulmányozása a huszonegyedik század fizikájának jelentős kutatási területévé növi ki magát. A Planck-léptékű energiák létrehozására alkalmas gyorsítók hiányában növekvő mértékben kell építenünk az Ősrobbanás által képviselt kozmológiai gyorsítóra, és a hátrahagyott, az Univerzum egészében szétszórt nyomokra. Kitartással és szerencsével végül eljuthatunk az olyan kérdésekre adandó válaszokhoz, mint: hogyan kezdődött el az Univerzum és miért fejlődött a földön és az égben manapság tapasztalható alakjába? Természetesen, hatalmas feltérképezetlen terület található jelenlegi helyzetünk és ezen alapvető kérdésekre adandó válaszok között. Azonban a gravitáció kvantumos leírásának megvalósítása a szuperhúrelmélet segítségével azzal a reménnyel kecsegtet, hogy kezünkbe adja a megfelelő eszközt a kiterjedt ismeretlen területre való behatoláshoz és - minden kétséget kizáróan fáradságos erőfeszítések árán - eljuthatunk a valaha megfogalmazott legalapvetőbb kérdések némelyikének megválaszolásához.