Legutóbb Richard Lieu profeszor és munkatársa, Jonathan Mittas (Alabamai Egyetem, Huntsville) az Astrophysical Journal c. rangos szaklap hasábjain fogalmazta meg kétségeit. Szerintük a Világegyetem mikrohullámú háttérsugárzásában megfigyelt hideg foltok mérete túlzottan hasonló. Ez az érték viszont éppen akkora, amilyenre egy lapos Univerzumban lehetne számítani.

A Világegyetemet kitöltő mikrohullámú háttérsugárzást 1965-ben fedezték fel. Ez a ma 2,7 kelvin hőmérsékletű sugárzás a magas hőmérsékletű, táguló, korai Világegyetem sugárzásának lehűlt maradványa. A sugárzási tér akkor alakulhatott ki, amikor a Világegyetem csak háromszázezer éves volt, az akkori 3000 kelvin hőmérsékletről a tágulás során csökkent a sugárzás a mai értékre.

Az utóbbi években a WMAP amerikai űrszonda minden korábbinál nagyobb pontossággal megmérte a kozmikus háttérsugárzás eloszlásának kicsiny eltéréseit. A sugárzás eloszlása ugyanis nem tökéletesen egyenletes (ezt már 1992, a COBE űrszonda mérései óta tudjuk). Vannak az átlagos hőmérsékletnél kissé hidegebb tartományok, ezekben a térrészekben alakulhattak ki az ősidőkben a galaxisok és a galaxishalmazok csírái.

Lieu és munkatársai szerint a hideg foltok megfigyelt méretének szélesebb eloszlást kellene mutatnia: jobban el kellene térnie egymástól a mért értékeknek, nagyobb szórást kellene tapasztalnunk az átlagérték körül. Indoklásuk szerint az egyik hideg foltból érkező sugárzás útja során nagyrészt üres téren halad át, míg hozzánk érkezik, egy másik hideg foltból induló sugárzás útjába viszont galaxisok, galaxishalmazok esnek. Gravitációs hatásuk úgy hat az elektromágneses sugárzásra, mint egy lencse - a nagy tömegek eltérítik a közelükben elhaladó sugárzást, megváltoztatják a haladási irányát, ezért műszereinkhez érve a háttérsugárzás elvileg nem a hideg folt eredeti kiterjedését mutatja, hanem annál nagyobbat. A megfigyelt foltnagyságok viszont alig térnek el egymástól, nem szórnak az értékek, azaz a kutatók nem tudták kimutatni a gravitációs lencsehatás fellépését. Az eredményekre több alternatív magyarázat kínálkozik.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás egész égbolton való eloszlása - ahogyan azt egyre részletesebben láthatjuk. Felül az 1965-ös kép, a sugárzás felfedezése után; középen a COBE (Cosmic Background Explorer) űrszonda 1992-es képe, amelyben először láthattuk a hőmérséklet- és sűrűségingadozásokat; alul a MAP új, minden korábbinál részletesebb képe a sugárzásról. A középső sávot a Tejútrendszer korongja takarta ki (kép: NASA)

Lehetséges, hogy a számításokban használt kozmológiai paraméterek (a Hubble-állandó értéke, a sötét anyag mennyisége stb.) nem jók. A paraméterek változtatásával el lehet érni, hogy a modell is keskeny eloszlást adjon meg a hideg foltok méretére. A paraméterek kellő módosítása után a lencsehatást is be lehet építeni a modellbe. Ez a legkonzervatívabb megoldás, de a modell átdolgozásához vezet, hiszen a számításokban eddig használt paraméterek értéke más megfigyelési adatokhoz való illesztésből származik.

Merészebb feltevés szerint a háttérsugárzás hidegebb foltjai nem a Világegyetem korai korszakának a maradványai, nem az akkori helyzet emlékét őrzik, hanem valamilyen más, a közelünkben végbemenő fizikai folyamatból származnak. Ez esetben logikus, hogy nem sikerült kimutatni a gravitációs lencsehatást. Lehetséges, hogy abban a hatalmas térben, amelyet a sugárzás bejár, létezik valamilyen ismeretlen hatás, amely lecsillapítja az általunk várt hatásokat?

A legvitathatóbb feltevés szerint pedig a háttérsugárzás egyáltalán nem az Ősrobbanás maradványa, hanem valamilyen más folyamatban keletkezett a közelünkben, ezért nem is kellett gravitációs lencsehatást elszenvednie.

A háttérsugárzás hideg foltjainak elemzése csak egy az Ősrobbanás elméletét kétségbe vonó friss elképzelésekből. A kritikus vélemények szerint egyre újabb, ellenőrizhetetlen feltevéseket illesztenek a modellekbe, hogy összhangot teremtsenek a megfigyelési adatokkal. Az első ilyen nagyobb lépés az őstörténet ún. inflációs szakaszának feltételezése volt: eszerint közvetlenül megszületése után a fénysebességnél gyorsabban tágult volna a Világegyetem. A legfrissebb fejlemény a sötét energia (a gravitációval ellentétes hatású "taszítóerő") fogalmának bevezetése, amire azért volt szükség, hogy magyarázatot adjanak a Világegyetem gyorsuló ütemű tágulására. A sötét energiát azonban még senki sem észlelte, nem mérte, és a mibenléte is teljesen ismeretlen. Nem csoda, ha néhányan más úton keresik a megoldást.

Feladták a leckét a Spitzer-űrteleszkóp mérési eredményei is. Az Ősrobbanás után 600 millió - 1 milliárd évvel kialakult galaxisokban vörös óriás típusú csillagokat észleltek. Vörös óriás állapotba öregkorukban kerülnek a csillagok, amikor már elégették az összest hidrogént. 1 milliárd év viszont ehhez nem elég. A fiatal Világegyetemben olyan halmazokat és szuperhalmazokat is találtak, amelyek kialakulására az Ősrobbanás-modellre alapozva ismereteink szerint szintén nem lehetett elegendő idő.

Forr:origo