Struktúraképződés és a kozmológia alapjai

Ebben a fejezetben a nagy léptékű struktúrák kialakulásába, valamint az Univerzum fejlődésébe és szerkezetébe nyerünk betekintést.

A galaxisok megfigyelt egymástól való távolodása a gravitáció legpontosabb elmélete, az általános relativitáselmélet szerint azt jelenti, hogy a Világmindenség egy ősi szingularitásból, az ősrobbanásból (Big Bang) alakult ki 13,7 milliárd évvel ezelőtt. A kezdeti hipergyors, inflációnak nevezett tágulási szakasz után lassulva ugyan, de töretlenül növekedett. Korai, igen forró állapotában anyag és sugárzás töltötte ki, az utóbbi a tágulás miatt napjainkra kihűlt és majdnem tökéletesen izotrop, mikrohullámú háttérsugárzásként (Cosmic Microwave Background, CMB) ismerjük. Ez a kozmikus hőmérő manapság mindössze 2,7 Kelvint jelez, de a távoli múltban, amikor a sugárzás és az anyag kölcsönhatásban álltak, 3000 kelvint mutatott. Ezt követőn a sugárzás és az anyag külön fejlődtek. A Nap-Föld rendszer L$_{2}$ Lagrange-pontja (a Nappal átellenes oldalon található) környezetében Lissajous-pályákon keringő WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) és Planck űrszondák mérései a háttérsugárzásban fellelhető olyan parányi irányfüggő eltérésekről adnak pontos képet, amelyek anyagi megfelelői időközben galaxisokká fejlődtek. Fontos kozmológiai megfigyelések még a gravitációs lencsézés, a távoli Ia típusú szupernóvák és a galaxisok eloszlásának feltérképezése, amelyet legnagyobb részletességgel az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) program keretében végeztek el.

Az Univerzum jövőbeli sorsa a benne található anyagmennyiségtől függ. A három közismert forgatókönyv szerint a tágulás

a)        örökösen folytatódik (és a tér egy 3 dimenziós hiperboloid, a világ pedig nyílt),

b)        éppen megáll végtelen idő elteltével (a tér nem görbült),

c)        véges idő elteltével kifullad a tágulás, megtorpan a Világegyetem, majd összehúzódik és a vége, akár az eleje egy végtelen sűrűségű, nyomású és hőmérsékletű szingularitás lesz, amelyet nagy reccs (Big Crunch) néven aposztrofálnak (ebben az esetben a tér egy 3-dimenziós gömb, azaz véges, de határtalan, a világ pedig zárt).

A felvázolt 3 lehetőség azonban már nem felel meg korszerű ismereteinknek, az Univerzum jövőbeli sorsa a sötét energia függvénye, amelyről igen keveset tudunk, mindössze annyit, mint amikor egy függvénynek csak egy adott pontbeli behelyettesítési értéke (ez a kozmológiai állandó) ismert.

A fejezetben $c=k_{B}=1$ egységeket használunk, ahol $c$ a fénysebességet és $k_{B}$ a Boltzmann-állandót jelöli.

Szükséges előismeretek, kompetenciák: differenciál- és integrálszámítás, tenzoralgebra és -analízis, perturbációszámítás, általános relativitáselmélet alapfogalmai, atommag- és részecskefizika alapfogalmai.

Kulcsszavak: Hubble-törvény, Friedmann-egyenlet, Raychaudhuri-egyenlet, kozmológiai állandó, sötét anyag, sötét energia, infláció, nukleoszintézis, nagyléptékű struktúrák, sűrűségperturbáció, akusztikus barionoszcilláció, kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.