Mi van ott, ahol nincs semmi?
Kedves olvasóink, nagy nap ez a mai: a Qubit cikkei augusztus 26-
án, pénteken pirkadattól napnyugtáig semmi másról nem szólnak, mint a semmiről. Hogy mit lehet írni a semmiről? El sem tudnák képzelni, mi mindent! A tétel bizonyítását Dippold Ádám cikkével kezdtük, ami a semmiről alkotott filozófiai nézeteket mutatja be, különös tekintettel a középkorra és a Monty Pythonra; Tóth András alábbi cikkében a semmi fizikáját és a világűr kvantumrejtelmeit boncolgatja, csak erős idegzetűeknek. Nemsokára olvashatják Kende Ágnes írását a semmi szociológiájáról, és bemutatunk egy kortárs regényt is, aminek természetesen az a címe, hogy Semmi (Kun Zsuzsi). Ha a semmi tényleg semmi lenne, minek az ágán ülne a szív?
A világegyetemben a csillagok, bolygók, porszemek és fekete lyukak között meglehetősen sok az üres tér, azaz a semmi. Csakhogy az elmúlt évtizedekben kiderült: a világűr jelentős részét kitöltő vákuum sokkal izgalmasabb, mint valaha gondoltuk – olyannyira, hogy ez állhat az univerzumra ható legjelentősebb erő mögött.
Az első semmi: a vákuum
A semmibe vezető utunkat kezdjük otthon. Már egy tipikus porszívó is képes közel 20 százalékkal lecsökkenteni a légnyomást egy zárt térben, és enyhe vákuumot alakít ki, míg a kémiai és fizikai kísérletekben alkalmazott csúcstechnológiás vákuumkamrák 100 nanopascal légnyomást is el tudnak érni.
„Vákuumnak azt a térfogatot nevezzük, amiben nincsenek makroszkopikusan mérhető tömegű anyagi részecskék, és a nyomás ebben a térfogatban minimális” – mondja Kun Emma, a CSFK Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet kutatója, aki nagy energiájú neutrínókkal, aktív galaxismagokkal és szupernagy tömegű fekete lyukakkal foglalkozik.
Naprendszerünk és maga az univerzum nagy része is a sűrűbb területektől, például egy üstökös csóvájától eltekintve elegendően ritka és hideg ahhoz, hogy ott, legalábbis egyes régiókban vákuum jöjjön létre, mondja Kun, míg itt a Földön a kísérleti kamrákban még csak megközelítőleg sem tudjuk elérni ezt az állapotot: a legerősebb földi vákuum 105-107 részecske per cm3, a világűr ehhez képest átlagosan 11-13 nagyságrenddel ritkább közeg.
A második semmi: a kvantumvákuum
Ha a vákuumban nincs semmi, viszonylag érdektelennek tűnhet a vizsgálata. Ezzel viszont hatalmasat tévednénk, a vákuum ugyanis kvantummechanikai nézőpontból a csillagász szerint igencsak izgalmas. Van egy határvonal, a zéró ponti energia vagy abszolút nulla fok (a Kelvin-skála kezdőpontja, Celsiusban kifejezve -273,15 fok), amit ennek a nulla kvantumállapotnak a fluktuációi miatt csak megközelíteni lehet, elérni sosem. Kvantumvákuumban a térértékek átlaga eltűnik, viszont a szórásnégyzetük nem. A kvantumfluktuáció mint fogalom tulajdonképpen a tér minimális energiaszintjéhez tartozó térerősség szórásnégyzetére utal: a tér egy pontján időlegesen és véletlenszerűen bekövetkező változást, például az energia változását jelenti.
Ebből a vákuumállapothoz tartozó zéró ponti energiából (definíció szerint a kvantummechanikai rendszer lehető legalacsonyabb energiája levezethető a Casimir-effektus is. Ez olyan vonzó erő, ami két, egymáshoz nagyon közel vákuumban elhelyezett (elektromosan töltetlen) tükröző felület között jön létre. A jelenség oka, hogy ha egymáshoz atomi skálán mérve elég közel helyezünk például két lemezt, a kettejük közötti tér nem lesz elég nagy ahhoz, hogy a kvantumfluktuációk megtörténjenek. A lemezeken kívül nagyobb lesz a kvantumfluktációk száma, és az így kialakult nyomáskülönbség a két lemezt egymáshoz közelíti. Az effektust Hendrik Casimir holland fizikus jelezte előre 1948-ban, és 1997-ben 5 százalékos hibahatárral sikerült is kísérletileg igazolni.
A kozmológiában a kvantumos vákuum az egész univerzumot kitöltő úgynevezett vákuumenergiaként és kozmológiai állandóként jelenik meg, mondja Kun. A tudomány egyik nagy szent grálja a mindenség elméletének kidolgozása, ami egyesíti a négy alapvető természeti kölcsönhatást, a gravitációt, az erős és a gyenge kölcsönhatásokat, illetve az elektromágnességet. A mindenség elméletének leírásával egyazon fizikai modellben tárgyalhatnánk az általános relativitáselméletet és a kvanummechanikát.
A kvantumfluktuációk, vagyis a tér egy pontjában bekövetkező ideiglenes energiaszint-változások Kun szerint könnyebben megérthetők, ha megnézzük, mit is jelent Einstein speciális relativitáselméletének híres képlete, az E=mc2. Ez azt mondja ki, hogy adott energiához tartozik egy adott tömeg, és adott tömeghez adott energia. A vákuum energiából való létrejötte a fluktuációk Heisenberg-féle határozatlansági elvhez kötődik, ami azt eredményezi, hogy egy részecskének sosem fogjuk tudni tetszőleges pontossággal egyszerre mérni az impulzusát és a pozícióját. Az impulzus változásának mérésével energiaváltozást is mérünk, amihez tartozik egy időkülönbség is, mondja a kutató, a kettő szorzatának minimuma a Planck-állandó.
Ebből a vákuumenergiából keletkező kvantumfluktuációk az úgynevezett virtuális részecskék is, amelynek delta E energiáját delta t idő alatt mérjük, és ezek szorzatának minimuma a Planck-állandó. A virtuális részecskék tömege az E=mc2 alapján pontosan ez a delta E energia, ami a kvantumfluktuáció által úgymond kivételre kerül a vákuumenergiából. Ezek a virtuális részecskék folyamatosan megjelennek és eltűnnek; jelentőségüket jól illusztrálja, hogy a protont és neutront felépítő kvarkokat összetartó erős kölcsönhatásért felelős gluonok maguk is virtuális részecskék. Ennek leírásával foglalkozik a kvantum-színdinamika (QCD, quantum chromodynamics).
Az univerzum gyorsulva tágul
A kozmológiában a vákuumenergia kozmológiai állandóként jelenik meg, ami a vákuumállapot energiájának egy nagyobb skálákon megjelenő aspektusa. Az ismert világegyetem, a Naprendszerünkkel, a Tejútrendszerrel és az összes más galaxissal leírható sík univerzumként, ami azt jelenti, hogy ha vesszük a sugárzást, az anyagot és a sötét anyagot, valamint ezt a kozmológiai állandót, akkor ezek energiasűrűségének összege egyet kell hogy adjon.
Az univerzumban az anyag lényegében megmondja a térnek, hogyan görbüljön, a görbült tér pedig az anyagnak, hogy miként közlekedjen a görbült térben – a gravitációs hullámokat a téridő fodrainak is nevezik. Emellett ez a sík univerzum a mai kozmológiai modell szerint nagy skálákon ugyanúgy néz ki, bármerre is fordulunk és bármerre megyünk; ez a kozmológiai elv két hipotézise.
Az 1990-es évek óta tudjuk, hogy az univerzum tágulásának üteme gyorsul. Ezt a csillagászoknak azok a távoli szupernóvarobbanások segítettek megfejteni, amelyekkel egyes csillagok életciklusa véget ér. Kun szerint ha a kettős vagy többes csillagrendszerekben lévő fehér törpe csillag tömege átlépi egy úgynevezett Chandrasekhar-határt (kb. 1,44 Naptömegnél, a pontos érték az adott csillag kémiai összetételtől függ), akkor a csillag a saját gravitációs hatása alatt összeroppan, és a megfigyelő termonukleáris, ún. 1A típusú szupernóva-robbanást láthat.
A Chandrasekhar-határ oka, hogy a fenti határnál nagyobb tömegű csillagmag esetén a csillagban addig zajló magfúzió leállása után az elfajult elektronok kifelé mutató, úgynevezett degenerációs nyomása nem képes ellenállni a befelé mutató gravitációnak, és ehhez tartozik egy minimum tömeg. A szupernóva-robbanásból visszamaradt égitest pedig a csillag kezdeti tömegétől függően neutroncsillaggá vagy fekete lyukká fejlődik, a Chandrasekhar-határ alatti tömegű csillagok pedig stabil fehér törpévé válnak, és nagyon lassan kihűlnek – így jönnek létre a fekete törpe csillagok. A stabil fehér törpe hűlési folyamata az univerzum életkorával összemérhető időskálán játszódik le; fekete törpét mindeddig nem sikerült megfigyelni.
A Chandrasekhar-féle tömeghatár következménye, hogy az 1A szupernóvákhoz hasonló abszolút fényesség rendelhető, így látszó fényességük leginkább a szupernóva távolságától függ, a szupernóva luminozitásától nem, vagy csak kissé. A szupernóva színképe alapján kimutatható, mondja Kun, hogy ilyen, standardizálható fénygörbéjű IA, vagy másként viselkedő II-es típusú szupernóváról van szó (előbbi korai spektrumában nincs jelen hidrogén). Ezután már csak meg kell mérnünk a látszólagos fényességét, venni az ismert abszolút fényességét, és ki lehet számolni, milyen messze van tőlünk, azaz az 1A típusú szupernóvák fényességmérése csillagászati távolságmérésre használható.
Ha azt vesszük, hogy milyen fényesnek kellene látnunk az 1A típusú szupernóvákat egy nem gyorsulva táguló világegyetemben, és ahhoz képest a valóságban mit tapasztalunk, az jön ki, hogy a messzi szupernóvák halványabbak, és a megfigyelőtől mért távolságuk nagyobb, mint amit egy nem gyorsulva táguló univerzumban várunk. A világegyetem gyorsulva tágulásának kísérleti kimutatásért Saul Perlmutter, Brian Schmidt és Adam Reiss 2011-ben Nobel-díjat kapott.
Az univerzumot jelen tudásunk szerint legjobban leíró kozmológiai modellt megerősítik a látható anyag sűrűségének fluktuációi, a barionikus oszcillációk és kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (CMBR, vagyis az univerzum korai szakaszából visszamaradt elektromágneses sugárzás) méréséből származó eredmények. Lényegében, mondja a kutató, a fenti három megfigyelésből következtethetünk a világegyetemben lévő sötét energia és anyag energiasűrűségére, amelyek alapján sík, gyorsulva táguló univerzumban élünk.
Sötét energia = vákuumenergia?
Amikor Einstein bevezette a kozmológiai állandót, még azelőtt, hogy Edwin Hubble Georges Lemaître-el és Alexander Friedmannal együtt felfedezte volna a világegyetem tágulását, akkor azt azért tette, magyarázza Kun, hogy statikus univerzumot írhasson le egyenleteivel. A kozmológiai állandó bevezetése nélkül az Einstein-egyenletek nem statikus univerzumhoz vezetnek. Az Einstein-egyenletek tartalmazzák természeti állandók mellett az energia és a momentum sűrűségét és áramlását téridőben leíró energia-impulzus-tenzort, az Einstein-tenzort, valamint a metrikus tenzort.
Einstein élete legnagyobb tévedésének nevezte a kozmológiai állandót, mondja a kutató, de később kiderült, hogy a kozmológiai állandó nagyon is szükséges az univerzum leírásához. Számításokból látszik, hogy a kozmológiai állandó egy negatív nyomású, pozitív energiasűrűségű ideális folyadékként viselkedik. A kozmológiai állandó a sötét energiával áll kapcsolatban, amely energia felelős ismereteink szerint az univerzum gyorsulva tágulásáért. Sötét energia nélkül pedig a Planck-űrtávcső által végzett legfrissebb mérések szerint az univerzum 68-69 százalékát nem tudnánk megmagyarázni, és jelenleg a sötét energia dominálja az univerzumot. A látható (barionikus) és a sötét anyag az univerzum energiasűrűségének másik 31-32 százalékát adja, a sugárzás pedig lényegében elhanyagolható, és inkább az univerzum kezdetén volt fontos.
Kun szerint bár a sötét energia hatását ismerik a kutatók, és sejtik, hogy abból származik, hogy a vákuumállapot energiája nem nulla, a makroszkopikus és mikroszkopikus szint közti átmenetet nem értik. Ezt a kvantumgravitáció elmélete változtathatja majd meg, ami rendkívül izgalmas lehetőség, és sok minden másra is fényt deríthet. Jelenlegi tudásunk szerint a gravitáció folytonos, és nem lehet kvantálni, de vannak olyan hipotetikus elképzelések a kvantálásra, például gravitonokkal, amelyek alapján talán mégiscsak leírható lehet a gravitáció atomi skálákon.
A gyorsulva táguló univerzum nem sok jót jósol a távoli jövőre nézve. 150 milliárd év múlva a lokális szuperklaszteren kívüli galaxisok már sehogy sem lesznek elérhetőek, 2 billió év múlva pedig már megfigyelhetőek sem, így az ekkor létező intelligens létformák már nem fogják tudni felismerni az ősrobbanás és a táguló világegyetem valóságát. 100 billió év múlva pedig megszűnik a csillagformálódás, majd felfoghatatlan időtávokon a fekete lyukak és a semmi végérvényesen átveszi az uralmat a világegyetem felett.
Kapcsolódó cikkek a Qubiten:
