A kozmológusok biztosak abban, hogy egy bizonyos szintig - ami a galaxisok és a csillagok szintjét jelenti - mindent értenek, ami a Világegyetemben annak körülbelül egy tízezred másodperces kora óta történt. A megállapítás rendkívülinek tűnik, mégis szilárd alapokon nyugszik, kezdve azzal, hogy megmondjuk, mit értünk azon, amikor azt állítjuk, hogy volt egy olyan pillanat, amikor a Világegyetem kora egy tízezred másodperc volt.
Bár az általános relativitáselmélet szerint a Világegyetem történetének kezdetén léteznie kellett egy szingularitásnak, továbbá a fekete lyukak belsejében is szingularitásoknak kell lenniük, a fizikusok ezt inkább az általános relativitáselmélet, nem pedig a valóságos világ leírása problémájának érzik. Arra számítanak ugyanis, hogy a gravitáció kvantumelmélete el fogja tüntetni az egyenletekből a szingularitásokat. Ha azonban elképzeljük, hogy az általános relativitáselmélet egyenleteivel összhangban, időben visszafelé lejátsszuk a Világegyetem tágulását, akkor az egyenletekben a szingularitásnak megfelelő időpontot jelölhetjük meg a „nulla időpontként”. Ezután már csak az a kérdés, milyen messzire tudunk visszamenni az időben - mennyire tudunk közel jutni a nulla időponthoz -, mielőtt újra kellene gondolnunk mindazt, amit az általános relativitáselmélet és a fizika ma ismert többi törvénye mond a világról.
A legkonzervatívabb becslések szerint abból indulhatunk ki, ami az anyagnak itt a Földön részletesen tanulmányozott legextrémebb formája. Az atommagokat már jó száz éve kísérletekkel tanulmányozzák, így viselkedésüket alaposan ismerjük. Viselkedésükre vonatkozó ismereteinket nagy sikerrel alkalmazzuk a csillagok működésének magyarázatára, a belsejükben lezajló magreakciók leírására. Biztonsággal kijelenthetjük, hogy az atommagénak megfelelő sűrűségekig a fizikusok értik az anyag viselkedését. A Világegyetem ma ismert sűrűségéből egyszerűen kiszámíthatjuk bármely korábbi időpontbeli sűrűségét, amikor a Világegyetem még kisebb volt, de ugyanannyi anyagot tartalmazott. Ebből a szempontból közömbös, hogy a Világegyetem végtelen-e, hiszen pillanatnyilag minket a Világegyetem általunk látható részének az eredete és időbeli változása érdekel. Ugyanez a folyamat végbemehetett a látóhatárunkon túl is, ám ez semmiben nem befolyásolja az események tárgyalását. A számítások eredményeképpen jöttek rá arra, hogy mindössze egy tízezred másodperccel (0,0001 s) a nulla időpont után a körülöttünk látható egész Világegyetem összes anyaga olyan kis térrészbe volt összezsúfolódva, hogy ott a forró anyag sűrűsége megegyezett az atommagokéval.
Ez az, amit hagyományosan Ősrobbanásnak szokás nevezni. Abban az időben a forró tűzgömb gyorsan tágult, a fizika ismert törvényei pedig teljes mértékben kielégítő magyarázatot adnak arra, hogyan lettek a táguló tűzgömbben lévő egyenetlenségek a galaxisok növekedésének csírái, majd ezekben a galaxisokban az idő múlásával miként alakultak ki a csillagok és a bolygók - feltéve, hogy figyelembe vesszük a 2. fejezetben említett sötét anyag hatását is. Az először az 1960-as években kidolgozott standard Ősrobbanás-modellel viszont nem tudták megmagyarázni, honnan eredt ez a tűzgömb - vagyis, mi történt a 0,0001 másodperc előtt, ami elindította a tágulást, és mi hozott létre pontosan ahhoz megfelelő méretű irregularitásokat, hogy azok a ma magunk körül megfigyelhető szerkezetekké fejlődjenek. (Az Ősrobbanás ötlete ennél régebbi, azonban az Ősrobbanás pontos modellje csak alig több mint 40 éves múltra tekinthet vissza.)És miért volt éppen a kritikus nagyságú a Világegyetem sűrűsége?
Negyven évvel ezelőtt, az 1960-as évek végén, idáig tudott visszamenni időben a kozmológia. Senki sem tudta, hogy került a Világegyetem atommag sűrűségű és nagyon magas hőmérsékletű állapotba, miközben rohamosan tágult a szingularitásnak tűnő, kiinduló állapotból távolodva, sőt a kozmológusok közül is sokan úgy gondolták, hogy ezekre a kérdésekre soha nem is fogunk választ kapni. Tíz éven belül azonban, az 1970-es évek végére a részecskefizika és a kozmológia házassága kezdett magyarázatot adni arra, mi történt a hagyományos Ősrobbanás előtt, mitől kezdett a Világegyetem tágulni. (Napjainkban az Ősrobbanás kifejezést általában abban az értelemben használjuk, hogy az a nulla időpillanattól kezdve mindenre vonatkozik.) Ma ez a felfúvódás néven ismert elképzelés egy táguló metauniverzumon belül kínál magyarázatot magának a Világegyetemnek az eredetére. Ez akár a multiverzummal is kapcsolatba hozhat minket.
A „részecskefizika” megnevezés tulajdonképpen helytelen, hiszen, mint láttuk, a fizikusok az alapvető elemi részecskéket kvantumfizikai objektumoknak tekintik, amelyek egyaránt mutatnak részecske- és hullámtulajdonságokat. Ezeket az objektumokat a gravitációs és a mágneses térhez hasonló mezők viselkedésével írják le. Minthogy az erőket, például magát a gravitációt és a mágnességet is terekkel tárgyaljuk, a részecskék és ezen erők kölcsönhatását az ún. kvantumtérelmélettel írhatjuk le megfelelően. A részecskefizika megnevezés azonban kevésbé félelmetes, ezért még a kvantumtérelmélet művelői körében is széles körben elterjedt. A lényeg azonban az, bármilyen néven is nevezzük ezt a tudományterületet, hogy az elmélet a részecskék és az erők viselkedését egyaránt leírja - tehát például azt, ahogyan az elektronok és a hasonló részecskék kölcsönhatnak pl. az elektromágnességgel és más részecskékkel.
Csupán két fontos elképzelés van terítéken. Az első annak a módjára vonatkozik, ahogyan az energia kicserélődik az anyag és a terek között, az E=mc2 formulával összhangban. Minthogy kvantumfizikai szinten ez ténylegesen az egyik fajta tér átalakulását jelenti egy másik fajtába, a dolog kevésbé meglepő, mint ahogy első pillanatban látszik. Ha valamely térben elegendő lokális energia van jelen, akkor az spontán módon részecskepárrá (pontosabban szólva egy részecskévé és a neki megfelelő antirészecskévé) tud alakulni, majd ezek az objektumok ismét kölcsönhatásra lépnek, és eltűnnek, amint energiájuk valamilyen másfajta mező energiájává alakul át. A legegyszerűbb példa erre egy nagy energiájú foton (az elektromágneses tér kvantuma), amely egy teljes egészében reverzibilis kölcsönhatás keretében elektron-pozitron párrá tud alakulni. A második fontos elképzelés szerint az összes kölcsönhatás, amelyeket ma a Világegyetemben működni látunk - a gravitáció, az elektromágnesség és a csak az atommagok és annál kisebb objektumok szintjén működő „erős” és „gyenge” kölcsönhatás - egyetlen, nagyon nagy energián működő szuperkölcsönhatás feldarabolódásából keletkeztek.
A fizikusok mindeddig nem találták meg az egyenleteknek azt az egyetlen rendszerét, amely leírná ezt a szuperkölcsönhatást, bár az erők egyesítésének ötlete aligha mondható újnak. A skót James Clerk Maxwell még a XIX. században fedezte fel azokat az egyenleteket, amelyek az elektromosságot és a mágnességet egyaránt, egyetlen egységet alkotva írják le, jóllehet ezeket a fizikusok korábban két teljesen külön erőnek vélték. Így tehát az elektromosság és a mágnesség ugyanazon kölcsönhatás, az elektromágnesség két különböző aspektusának bizonyult. Azóta az elektromágnesség kvantumos változatát, az úgynevezett kvantum-elektrodinamikát (QED) teljesen kielégítő módon egyetlen matematikai csomagba egyesítették a gyenge kölcsönhatással, és vannak arra utaló jelek, hogy ennek az „elektrogyenge” elméletnek egy kiterjesztett változatába az erős kölcsönhatás is beilleszthető. A legnagyobb problémát a leggyengébb kölcsönhatás, a gravitáció beillesztése jelenti abba a matematikai csomagba, amelybe a másik hármat már sikerült beletenni. Ezért olyan kiemelkedő jelentőségű kutatási téma napjainkban a kvantumgravitáció. Amellett, hogy ez adja számunkra a legjobb esélyt, hogy megszabaduljunk a szingularitásoktól, annak a reményére is feljogosít, hogy megtaláljuk azt az egyetlen egyenletrendszert, amelyik az összes kölcsönhatást és részecskét leírja. Ezt nevezik a térelmélettel foglalkozó kutatók a mindenség elméletének (TOE, Theory of Everything). Erről bővebben a következő fejezetben lesz szó, egyelőre csak azzal foglalkozzunk, hogy mit tud mondani számunkra a részecskefizika - vagy ha úgy tetszik, a térelmélet - az Ősrobbanás eredetéről.
A fő ok, amiért a fizikusok meg vannak győződve arról, hogy a kvantumgravitáció majd megoldja a szingularitásnak az idő születésekor fellépő problémáját az, hogy a kvantumfizika szerint - minden máshoz hasonlóan - az idő is kvantált természetű. Más szavakkal, létezik az idő legkisebb, tovább már nem osztható egysége. Természetesen ez a fundamentális időegység rendkívül kicsi: 10-43 másodperc, ami azt jelenti, hogy a tizedesvesszőt 42 darab nulla követi, és csak utána következi egy 1-es. Ezért nem vesszük észre hétköznapi életünkben az idő szemcsés szerkezetét (bár ezt a szemcsézettséget összekapcsolhatjuk az idő Hoyle-Deutsch-féle leírásának időszeleteivel). Ez az időtartam azonban nem nulla. Ez azt jelenti, hogy a gravitáció bármely kielégítő kvantumelméletének le kell írnia, hogy a Világegyetem története nem a nulla időpontban egy szingularitással kezdődött, hanem egy rendkívül nagy (de véges) sűrűségű állapotból, 10-43 másodperces „életkorában”. (Ez utóbbi időtartamot egyébként a kvantummechanika úttörője, Max Planck tiszteletére Planck-időnek nevezzük.) Ennél nem volt korábbi idő. Emellett az is kiderül, hogy nagyon egyszerű „létrehozni” egy olyan univerzumot, amelyik Planck-idős korában kezdődik, és aztán a 10-43 s és a 0,0001 s között valami jó sül ki belőle.
Meglepő módon, a Világegyetem mint kvantumfluktuáció ötlete csaknem egyidős a hagyományos Ősrobbanás-modellel, bár az 1960-as évek végén a szó szoros értelmében nevetség tárgyává tették ezt a gondolatot. Az ötlet közvetlenül a kvantumfizika határozatlansági relációjából származik, amely szerint - amint az 1. fejezetben leírtam - léteznek a paramétereknek olyan párjai, az úgynevezett konjugált változók, amelyek értékét lehetetlen egyidejűleg teljes pontossággal megállapítani. Emlékezzünk vissza, ez nem a mérőeszközeink bármiféle tökéletlensége miatt van így, hanem ez a kvantumvilág működésének alapvető sajátossága. A konjugált párok közül az egyik legfontosabb az energia és az idő. A kvantumfizikai bizonytalanság azt jelenti, hogy egy objektumnak, mondjuk egy elektronnak nem lehet pontos energiája - vagyis mindig van valamennyi bizonytalansága annak, hogy mekkora energiát hordoz a részecske. Ez eddig elég egyszerűnek tűnik. Azonban a kvantummechanikai határozatlanság azt is jelenti, hogy még az üres tér energiája sem vehet fel pontosan meghatározott értéket, márpedig a nulla pontosan meghatározott érték.
Ezek szerint az üres tér bármely kis térfogatú tartományának (vagy akár nagyobb tartományának) is van egy kevéske energiája. Ez az energia részecskék formájában is megnyilvánulhat, feltéve, hogy a részecskék rövid élettartamúak (itt kap szerepet az idő az egyenletben). Ahelyett, hogy egy foton elektron-pozitron párrá alakulna, amely azután annihilálódva újabb fotont hoz létre, egy elektron-pozitron pár a szó szoros értelmében vett semmiből is előbukkanhat, feltéve, hogy a részecskék a határozatlansági reláció által megszabott időhatáron belül annihilálják egymást és újra eltűnnek a semmiben. Hasonló módon másfajta részecskék és energiaformák is felbukkanhatnak és eltűnhetnek, a lényeg az, hogy minden ilyen folyamat a kvantummechanikai határozatlanság időbeli korlátján belül történjék.
A kvantumfizika szerint abban, amit mi üres térnek - vákuumnak - gondolunk, nyüzsögnek az ilyen módon létrejövő, rövid élettartamú objektumok. Ezeket a vákuum fluktuációinak, vagy kvantumfluktuációknak nevezzük. Ezek nem pusztán elméleti jóslatok - ezeknek a „virtuális” részecskéknek a felhői a valóságos részecskék, például egy elektron körül, szükségesek az elektromos és a mágneses kölcsönhatások megfigyelt erősségének a magyarázatához. Ám az itt szereplő hosszúságok és időtartamok rendkívül kicsik. Az említett példában a fluktuációk mindössze 10-21 másodpercig tartanak, az elektron és a pozitron közötti távolság pedig soha nem haladja meg a 10-10 cm-t. Minél nagyobb az eseményben szereplő tömeg (ami természetesen nagyobb energiát jelent), annál rövidebb ideig létezhet a fluktuáció.
Mindez teljesen rendben is van, amikor olyan objektumokra alkalmazzuk, mint például a fotonok, elektronok vagy pozitronok. Ám az 1960-as évek végén a tudományos világ még nem állt készen annak az ötletnek a befogadására, miszerint az egész Világegyetem egy vákuumfluktuáció lehet. Akkor azonban egy Edward Tryon nevű fiatal kutató a New York-i Columbia Egyetem szemináriumán kibökte az ötletet - amin ő maga legalább annyira meglepődött, mint mindenki más. Tryon nem sokkal korábban szerezte meg PhD-fokozatát részecskefizikából, és a hallgatóság legfiatalabb tagjai közé tartozott, akik részt vettek az Angliából odalátogató Dennis Sciama kozmológiai előadásán. Az előadás egyik szünetében jutott eszébe, hogy talán a Világegyetem maga is vákuumfluktuáció lehet, amit gondolkodás nélkül, hangosan ki is mondott. A felharsanó nevetés olyan kínos helyzetbe hozta őt, hogy szerette volna az egész esetet örökre elfelejteni, így aztán éveken keresztül nem is gondolt az egészre.
Az 1970-es évek elején azonban egyes új fejleményeknek köszönhetően visszatette az ötletet tudományos kutatási programjába. Tryron továbbra is érdeklődött a kozmológia iránt, és 1971-ben, amikor a New York-i Hunter College-ban dolgozott, talált egy összefoglaló cikket a Nature-ben, amely annak a lehetőségét elemezte, hogy az egész Világegyetem egy óriási fekete lyuk lehet, mi pedig ennek a belsejében élünk. Az ötlet többek között Raj Kumar Pathria (University of Waterloo, Ontario) figyelmét is felkeltette, aki azt megfelelő matematikai keretbe helyezve a Nature 1972. decemberi számában publikálta, amelyet Tryon ugyancsak olvasott. Ám az évekkel korábbi eset emléke csak akkor ötlött fel benne, amikor az egyik kollégája, aki ugyancsak olvasta a Nature-t, emlékeztette őt Sciama szemináriumán tett megjegyzésére.
Tryon tudta, hogy a tömegből származó energia és a gravitációs tér energiájának az előző fejezetben tárgyalt kicserélődése miatt egy fekete lyuk teljes energiája nulla, és azt állítja, hogy amikor emlékeztették az esetre, akkor „hirtelen, villanásszerűen” teljesen kidolgozott formájában eszébe ötlött az a gondolat, miszerint a Világegyetem esetleg csak egy kvantumfluktuáció lehet. Úgy gondolja, hogy a tudatalattija három éven keresztül dolgozott a probléma megoldásán, és készen állt arra, hogy ezt átadja a tudatos szintnek, de csak akkor, amikor már minden részletében kidolgozta, és így nem válhatott újra nevetség tárgyává. Az elképzelés teljes részletességgel kidolgozott változata a Nature 1973. decemberi számában jelent meg. Azonnal hatalmas érdeklődést váltott ki, azonban az érdeklődés az eredeti elképzelés egy döntő jelentőségű nehézsége miatt hamarosan lelohadt.
Tryon felvetette, hogy egy olyan kvantumfluktuáció is felléphet, amelynek a mérete kisebb egy protonnál, de annyi tömeg-energiát tartalmaz, mint az egész Világegyetem, mert az összes tömeg-energiát lenullázná a fluktuációhoz tartozó negatív gravitációs energia. Minél nagyobb egy fluktuáció energiája, annál rövidebb az élettartama, ezzel szemben minél kisebb az energiája, annál hosszabb ideig maradhat fenn. Minthogy a szóban forgó fluktuációnak nulla lenne az energiája, ezért a kvantummechanika szabályai végtelen ideig tartó létezését engednék meg!
Amint Lucretius megállapította, „semmi sem keletkezhet a semmiből”. Ennek évezredeken keresztül az a nézet volt a következménye, hogy a Világegyetem nem keletkezhetett a semmiből. Most viszont Tryon - a feje tetejére állítva az aforizmát - lényegében azt mondta, hogy a Világegyetem maga a semmi, Az egész Világegyetem tömeg-energiáját tartalmazó, de saját gravitációja által kiegyensúlyozott „semmi” valóban létrejöhet a semmiből. A nagy bökkenő azonban ott van, hogy ez a roppant erejű gravitációs vonzás egy ilyen szupersűrű „semminek” a szingularitássá történő összeomlását idézné elő, függetlenül attól, mit mondanak a kvantummechanika határozatlansági szabályai. 1973-ban még senki sem tudta, hogyan lehetne felfújni egy ilyen kozmikus csírát a kvantummechanikai szintről az atommagok sűrűségére, ráadásul mindezt egy tízezred másodpercen belül. Az 1970-es évek végén azonban minden megváltozott.
A kozmológusokat csak akkor kezdték aggasztani az általam a 2. fejezetben bemutatott kozmikus koincidenciák, amikor az 1960-as évek végén az Ősrobbanás elképzelését már a Világegyetem szilárdan megalapozott, helytálló leírásaként fogadták el. Ezek közé tartozik - mint emlékezetes -, hogy a tér szerkezete közel sík, vagyis a Világegyetem átlagsűrűsége nagyon közel esik a kritikus sűrűséghez, és hogy az anyag eloszlása a Világegyetemben nagy léptékben hihetetlenül egyenletes, ám éppen a megfelelő méretű irregularitásokat tartalmazza ahhoz, hogy azokból kifejlődhessenek a galaxisok, a csillagok, a bolygók és mi magunk. Az Ősrobbanás modellje szerint ezek a tulajdonságok már az Ősrobbanás idején bevésődtek a Világegyetembe, vagyis akkor, amikor a Világegyetem kora még csak egy tízezred másodperc volt, sűrűsége pedig megegyezett a mai atommagok sűrűségével. Ahogy gyarapodtak az arra vonatkozó bizonyítékok, hogy a körülöttünk látható Világegyetem valóban egy ilyen forró tűzgömbből fejlődött ki, egyre gyötrőbbé vált a kérdés, hogy miként tett szert éppen ezekre a tulajdonságokra. Az ügy nem sok vizet zavart, amíg a szakemberek sem voltak egészen biztosak abban, hogy valóban bekövetkezett-e az Ősrobbanás. Most viszont már annak a megfejtésével kezdtek próbálkozni, hogy milyen lehetett a Világegyetem még annál is korábban, amikor még sűrűbb és forróbb volt, és megpróbáltak rájönni, mi okozhatta, hogy az Ősrobbanás éppen olyanra sikeredett, amilyenre.
A kutatás során felhasználták a nagy energiájú részecskefizika elgondolásait, azon belül a nagy energiájú részecskegyorsítókban végzett kísérletek eredményeire alapozott elméleteket.
Ezek a kísérletek és elméletek adták az ötletet például ahhoz a feltevéshez, hogy egyes objektumok, például a protonok és a neutronok valójában kisebb, kvarkoknak nevezett részecskékből épülnek fel, és innen ered az a nézet, miszerint a természet összes kölcsönhatása matematikailag egyetlen, egységes leírásban foglalható össze. Kiderült, hogy ha meg akarjuk érteni a Világegyetem nagy léptékű szerkezetét, akkor előbb meg kell érteni a részecskék és az erők (erőterek, mezők) viselkedését a legkisebb méretek és a legnagyobb energiák világában.
Mindezt azzal tehetjük érthetőbbé, hogy az 1930-as években a részecskegyorsítókban olyan energiát sikerült elérni, amely akkora energiának felelt meg, amekkora a Világegyetemet valamivel több mint háromperces életkorában jellemezte. Az 1950-es évek gyorsítóival sikerült elérni azt az energiát, amely a Világ-egyetemben annak néhány százmilliomod másodperces életkorában volt jelen, míg az 1980-as évek részecskegyorsítóiban a fizikusok már akkora energiákkal kísérleteztek, mint amekkora a Világegyetem egytized billiomod másodperces (1013 s) korát jellemezte. A CERN Genf melletti új részecskegyorsítóját, a Nagy Hadronütköztetőt (LHC, Large Hadron Collider) már arra tervezték, hogy azokat a körülményeket is reprodukálni tudja, amilyenek akkor uralkodtak, amikor a Világegyetem kora még csupán 5 x 10-15 másodperc volt - ebben a számban a tizedesvessző után 14 nulla után következik az 5-ös.
E helyütt nem szükséges az összes részletet bemutatni, de egyetlen kritikus pontot ki kell emelni. E szerint nagyobb energiákon a Világegyetemben ma működő négy erő egyre inkább összemosódik, egyre nehezebb közöttük különbséget tenni. Egy bizonyos energián eltűnik az elektromágneses erő és a gyenge kölcsönhatás közötti különbség, a kettő együtt egyetlen, elektrogyenge kölcsönhatásként jelentkezik. Még nagyobb energiákon az elektrogyenge és az erős kölcsönhatás között is eltűnik a különbség, és létrejön a nagy egyesített erőként ismert kölcsönhatás. (Az ezt leíró elméleteket nagy egyesített elméleteknek nevezik (GUT, Grand Unified Theory)) A fizikusok arra gondolnak, hogy még nagyobb energiákon esetleg ezen egyesített kölcsönhatás és a gravitáció közötti különbség is elmosódik.
A Világegyetem ősi állapotában az egyre nagyobb energiák egyre korábban voltak jelen. Ez a körülmény adja annak a sejtésnek az alapját, miszerint a Planck-időkor csupán egyetlen szupererő létezhetett, amelyből először a gravitáció vált ki, majd a Világegyetem hűlésével az erős kölcsönhatás, később pedig a gyenge kölcsönhatás is elkülönült. Mennyiben segít nekünk ez az elképzelés? Amint azt az 1970-es évek végén egy fiatal kutató felismerte, a hűlés és az erők szeparálódása együtt járhatott a Világegyetem drámai mértékű kitágulásával. Ennek során az egyetlen protonnál is kisebb méretű, szupersűrű anyag a másodperc törtrésze alatt grapefruit méretűvé szökkent. Ez a grapefruit volt az a forró tűzgömb, amelyik mindazt tartalmazta, ami a ma megfigyelhető Világegyetemmé vált, és amelyet Ősrobbanásnak nevezünk.
Ez a kutató Alan Guth volt, aki akkor (1979-ben) a Massachusetts Műszaki Egyetemen (MIT) elméleti részecskefizikusként dolgozott, és felkeltette az érdeklődését az Ősrobbanás rejtélye. Felismerte, hogy létezik egy olyan fajta tér, az úgynevezett skalártér, amely részese lehetett az ősi kvantumfluktuációnak, és alapvetően fontos hatást gyakorolhatott a nagyon korai Világegyetem viselkedésére. Érdekes módon a skalártér által létrehozott energia éppen negatív. Ez nem olyan drámai kijelentés, mint ahogy első pillanatban hangzik - csupán annyit jelent, hogy ez a fajta nyomás nem széjjellöki, hanem éppen ellenkezőleg, összehúzza a dolgokat. Egyfajta negatív nyomást fejt ki például egy megfeszített gumiszál, bár ezt a fizikában hagyományosan feszültségnek nevezzük. Azonban a skalártérhez tartozó negatív nyomás nagyon nagy lehet, és egy felettébb furcsa tulajdonsággal bírhat: - negatív a gravitációja, aminek hatására gyorsabbá válik a Világegyetem tágulása (ez lényegében ugyanaz a hatás, csak sokkal drámaibb méretekben, mint a korábban tárgyalt Λ-tér hatása).
Guth rájött, hogy a skalártér jelenléte a Világegyetem nagyon korai állapotban a Világegyetem bármely részének - a tér bármekkora térfogatú darabjának - a méretét azonos (karakterisztikus) időközönként a kétszeresére növeli. A megkétszereződésnek ezt a típusát exponenciális növekedésnek nevezzük, ami egyre fokozódó tempójú növekedést jelent. Guth abban az időben még nem tudta, de elképzelését a kozmológusok számára különösen vonzóvá tette az a körülmény, hogy az Einstein-egyenletek egyik legegyszerűbb megoldása magától értetődő módon írja le ezt a fajta exponenciális tágulást. Ez a kozmológiai modell az úgynevezett de Sitter-féle univerzum, amely a holland Willem de Sitterről kapta a nevét, ugyanis ő találta meg 1917-ben az Einstein-egyenleteknek ezt a megoldását.
Amikor Guth betáplálta a modelljébe a nagy egyesített elméletből származó adatokat, azt az eredményt kapta, hogy a skalártérhez tartozó karakterisztikus megkétszereződési időnek körülbelül 10-37 másodpercnek kell lennie. Ez azt jelenti, hogy ezen figyelemreméltóan rövid idő alatt a korai Világegyetem mérete a kétszeresére nőtt, majd a következő 10-37 másodpercben ismét megkétszereződik, és így tovább, minden újabb 10-37 másodperc elteltével. Három megkétszereződés után a Világegyetem mérete már az eredetinek nyolcszorosa, négy kétszereződés után pedig 16-szorosa, és így tovább. Mérete tehát n-szeri megkétszereződés után 2n-szeresére nőtt. A megkétszereződések ilyen sorozata drámai hatással jár. Csupán 60 megkétszereződésre van szükség ahhoz, hogy egy protonnál jóval kisebb tartomány mérete grapefruit nagyságúra fúvódjék fel, márpedig ha minden egyes megkétszereződéshez 10-37 másodpercre van szükség, akkor az egész folyamat kevesebb, mint 10-35 másodperc alatt lejátszódik.
Ha szerencsénk van, akkor az LHC-vel akkora energiákon is végezhetünk kísérleteket, amelyek a Világegyetem 1015 másodperces életkorára voltak jellemzőek. Úgy tűnhet, mintha a 10-15 és a 10-35 között nem is lenne olyan nagy különbség, mert magától értetődően a 15 és a 35 közötti különbség ötlik a szemünkbe, ami „mindössze” 20. Ez azonban valójában 1020-szoros különbségnek felel meg, ami azt jelenti, hogy a Világegyetem 10-15 másodperces korában százmilliószor billiószor öregebb volt, mint 10-35 másodperces korában. Másképpen fogalmazva, a 10-15 és a 10-35 közötti arány valójában 105-szer (százezerszer) akkora, mint az 1 és a 10-15 közötti eltérés. Ennek következtében nem is remélhetjük, hogy ezeket az energiákat itt a Földön közvetlen kísérletekkel tanulmányozhassuk - elméleteink kísérleti ellenőrzésére egyetlen kísérleti eszköz felel meg, maga az egész Világegyetem.
Mindez a fejtegetés Guth eredeti adatain alapult. A felfúvódás elméletének egyes, korszerűbb változatai szerint a felfúvódás esetleg kicsit lassúbb lehetett, talán 10-32 másodpercig is eltarthatott, ez azonban mit sem változtat a lényegen, nevezetesen azon, hogy Guth felfedezte, miként lehet a szupersűrű valaminek a parányi foltját egy rendkívül gyorsan táguló tűzgömbbé felfújni. (Ez a gyors tágulás a fénysebességnél gyorsabbnak tűnik. Ez rendben is van, mert a fénysebesség csak mindazon dolgok számára határsebesség, amelyek mozognak a térben. A felfúvódás során azonban maga a tér nyúlik meg.) Még a tágulás legvisszafogottabb változata szerint is olyan arányú növekedésről van szó, mintha egy teniszlabdát 10-32 másodperc alatt a ma megfigyelhető Világegyetem méretére fújnánk fel. A folyamat akkor ér véget, amikor a skalártér „lebomlik”, és energiáját átadja, amiből létrejön az Ősrobbanás tűzgömbjének hője és a Világegyetem összes anyagát alkotó részecskék tömeg-energiája. Guth tehát megtalálta a hiányzó láncszemet a Világegyetem mint vákuumfluktuáció Tryon-féle elképzelése és a hagyományos Ősrobbanás között. A skalártér antigravitációja túlszárnyalja a rendszer saját gravitációját, amely Tryon elképzelése döntő jelentőségű problémájának látszott. Abban az időben azonban Guth még Tryon munkájáról sem tudott.
A felfúvódás kezdeti, és nem szűnő vonzerejét éppen az jelentette, hogy számos kozmikus koincidenciára magyarázatot ad. Amint a 2. fejezetben leírtuk, a tér roppant nagy arányú megnyúlása, ami a körülbelül 60 egymás utáni megkétszereződéssel járt együtt, pontosan úgy simította ki az irregularitásokat, mint ahogyan a vízbe áztatott aszalt szilva megduzzadásakor eltűnnek a felszínéről a ráncok. Ha a szilvaszem mérete 60-szor megkétszereződne (képzeljünk csak el egy a Naprendszernél ezerszer nagyobb átmérőjű szilvaszemet), és a felszínén állnánk, akkor nem tudnánk eldönteni, hogy a felszín nagyon enyhén görbült, vagy pedig tökéletesen sík, éppúgy, ahogy a Föld felszínén élő emberek is sokáig azt hitték, hogy bolygónk felszíne sík. Másként fogalmazva, a felfúvódás arra készteti a Világegyetem átlagsűrűségét, hogy a kritikus sűrűséghez megkülönböztethetetlenül közeli értéket vegyen fel.
A kisimulás azonban tökéletlen, mert a felfúvódás közben a „közönséges” kvantumfizikai fluktuációk enyhe fodrozódást keltenek, ezek a fodrok azonban a felfúvódás előrehaladtával maguk is hatalmas méretűre nyúlnak meg. (Elsőként Szláva Muhanov orosz kozmológus gondolt arra, hogy a táguló Világegyetemben a kvantumfluktuációk is megnyúlnak.) Statisztikus értelemben a galaxisok által az égbolton kirajzolt mintázat valóban megfelel az ilyen fluktuációk várt eloszlásának, ami fontos bizonyíték a felfúvódó kép mellett. A felfúvódás keretén belül sok további kozmikus egybeesés is megmagyarázható, mivel, ha az egész látható Világegyetem egy protonnál sokkal kisebb tartományból kiindulva fúvódott fel, akkor a mi horizontunkon túl további univerzumok fordulhatnak elő, amelyek hasonló módon fúvódtak fel, de mindvégig a látóhatárunkon túl maradnak. Nem szükségszerű azonban, hogy a felfúvódás ezekben az univerzumokban minden részletében azonosan történjék - talán még az sem, hogy a fizika törvényei ugyanolyanok legyenek.
Mindez új ötletek táptalajául szolgált, amelyek egyrészt Boltzmann egyes gondolatait visszhangozzák, másrészt egy másik elképzelésre, a Világegyetem állandó állapotú modelljére emlékeztetnek, amely - talán méltatlanul - a tudománytörténet szemétdombjára került.
Amikor 1980-ban Alan Guthtól megkérdezték, hogyan viszonyul a felfúvódásra vonatkozó új elképzelése a Világegyetem állandó állapotú modelljéhez, akkor úgy válaszolt, hogy „miféle állandó állapotú modellhez?” Jóllehet, mindössze 20 évvel azelőtt az állandó állapotú modellt még az Ősrobbanás-modell életképes vetélytársának tartották. A Guthnak feltett kérdés óta azonban ismét eltelt egy negyedszázad, még több víz lefolyt a Dunán, és még kevesebben emlékeznek az állandó állapotú modellre, így érdemes egy kicsit részletesebben visszapillantani a történetére, mielőtt alaposabban megvizsgálnánk, miként viszonyul a felfúvódás modem elméletéhez.
Bár az 1940-es évek végére már bizonyított tény volt a Világ-egyetem tágulása, az elképzeléssel kapcsolatban súlyos problémának látszott, hogy mindannak, amit az idő meghatározott pillanatában magunk körül látunk, egy szingularitásban (vagy annak környékén) kellett létrejönnie. A legnagyobb gondot az jelentette, hogy az univerzum tágulásának ütemére vonatkozó becslésekből az életkorára csak néhány milliárd év adódott, ami kevesebb volt, mint a legöregebb csillagok életkora. Ez nyilvánvalóan lehetetlen. Emellett hosszadalmas filozófiai ellenvetéseket is felsorakoztattak a Világegyetem határozott időponthoz köthető kezdete és egyúttal az idő kezdetének ténye ellen. Ez volt tehát a tudománytörténeti háttér, amikor a Cambridge-i Egyetem három csillagász-matematikusa - Herman Bondi, Thomas Gold és Fred Hoyle - kidolgozta egy olyan Világegyetem elképzelését, amelyik általános megjelenését tekintve örök és változatlan, miközben mégis változatlan ütemben tágul.
Az állandó állapotú elmélet eredeti változatának lényege, hogy miközben a galaxishalmazok távolodnak egymástól, azalatt ugyanazok a folyamatok, amelyek a tér megnyúlását előidézik, a halmazok közötti térben új hidrogénatomok születését is kiváltják, méghozzá olyan ütemben, hogy a kozmikus átlagsűrűség változatlan maradjon. Az ehhez szükséges, keletkező új anyag mennyisége mindössze egyetlen hidrogénatom évente a tér minden 10 milliárd köbméterében, ami nem tűnik borzasztóan soknak. Ezek az atomok az évmilliárdok során felhőket alkotnának, amelyek azután galaxisokká, csillagokká és az anyagi világ egyéb objektumaivá sűrűsödnek össze.
Az 1950-es években, sőt még később is, az állandó állapotú elmélet hívei számára a hidrogénatomok folyamatos termelődése semmivel sem tűnt felfoghatatlanabbnak annál, minthogy az egész Világegyetem anyaga egyetlen szempillantás alatt, az Ősrobbanásban jelent meg. Ha igazuk lenne, akkor az univerzumnak a kozmikus idő bármely pillanatában nagyjából ugyanúgy kellene kinéznie, vagyis például a tér adott térfogatában mindig ugyanannyi galaxis és galaxishalmaz lenne, bár egy kiszemelt térfogatban nem mindvégig ugyanazok a galaxisok tartózkodnának.
Az állandó állapotú modellnek ez az egyszerű, nagyobbrészt filozófiai megfontolásokra alapozott változata azonban teljességgel hibás. A megfigyelések tanúsága szerint, minél távolabbra nézünk a Világegyetemben, vagyis minél távolabbi múltba nézünk vissza, annál inkább látunk a Tejútrendszer környékén találhatóaknál fiatalabb galaxisokat, amelyek közelebb is vannak egymáshoz, mint a mai galaxisok. (A fény véges sebessége miatt.) Emellett ott van a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás mint bizonyíték; ez semmi kétséget sem hagy afelől, hogy a Világegyetem tágulása egy forróbb és sűrűbb állapotból indult ki. Az állandó állapotú modell kigondolása óta eltelt évtizedek alatt a Világ-egyetem életkorának problémája eltűnt. A jelenlegi legjobb megfigyelések szerint az Ősrobbanás körülbelül 13,7 milliárd évvel ezelőtt történt, míg a csillagok életkorára vonatkozó legjobb becslések szerint a legöregebb csillagok kora is csak éppen hogy meghaladja a 13 milliárd évet. Minden beleillik tehát a képbe. Az állandó állapotú modell egyszerű változata azonban nem az utolsó szót jelentette ebben a kérdésben.
Hoyle indiai kollégájával, Jayant Narlikarral együtt teljes matematikai részletességgel kidolgozta az állandó állapotú elméletnek az általános relativitáselmélet egyenleteivel teljes összhangban álló változatát. A modell központi fogalma az úgynevezett C-mező („C”, mint Creation, azaz Teremtés), ez az egész univerzumot betölti, és egyrészt ez a felelős az anyag teremtéséért, másrészt pedig ez tartja fenn azt a nyomást, amely az univerzum tágulását eredményezi. Annak érdekében, hogy az egyre tökéletesedő megfigyelésekkel összhangban maradjanak, Hoyle és Narlikar kénytelen volt feladni azt a képet, miszerint az anyag az univerzumban mindenütt, egyenletesen, állandó tempóban keletkezik. Ehelyett egy olyan változatnál kötöttek ki, amelyet továbbra is állandó állapotú modellnek neveztek, és amelyben az anyag az úgynevezett Planck-részecskékben keletkezett - ezek a tömeg-energiának a kvantumfizikai léptékben parányi térfogatba koncentrálódásai. Térfogatuk megegyezik egy olyan gömb térfogatával, amelynek átmérője a lehetséges legkisebb átmérő, az úgynevezett Planck-hosszúság (10-32cm). Minthogy nem létezik a Planck-időnél rövidebb időtartam, és ennek megfelelően nem létezik a Planck-hosszúságnál rövidebb távolság, ezért a legkisebb csíra, amelyikből a Világegyetem kinőhetett, a Planck-részecskével egyező méretű, azaz Planck-méretű, amelynek sugara a Planck-hosszúsággal egyenlő. Ez nagyjából egy atommag mérete billiomod részének a milliárdod része. Mégis a ma körülöttünk látható Világegyetem egész tömeg-energiáját tartalmazta, mindamellett teljes energiája - a gravitációt is figyelembe véve - nulla volt.
A modell szerint ezekből a Planck-részecskékből egy nagyobb (végtelenül nagy) metauniverzumon belül következnek be a kitörések, amelyek létrehozzák a táguló tér buborékait, egy azzal csaknem azonos folyamat keretében, mint amilyet az imént a felfúvódás kapcsán leírtam. Az egyetlen különbség az, hogy a C-térrel dolgozó változatban a Planck-részecskéket nem azonosítják kvantumfluktuációkként. Hoyle és Narlikar tulajdonképpen az Ősrobbanás elképzelésének egy új változatával állt elő, amely valószínűleg elborzasztotta volna Hoyle fiatalkori énjét. Minthogy azonban az állandó állapotú elgondolás fogalmaival dolgoztak, ezért nem látták, mit mondanak számukra az egyenletek.
Az 1960-as és az 1970-es években Hoyle és Narlikar az egyre pontosabbá váló megfigyelések ellenére erőfeszítéseket tettek az állandó állapotú elképzelés fenntartása érdekében, ám ezek az erőfeszítések a legtöbb kozmológus számára nehezen kezelhetőnek és rögeszmésnek tűntek. A végül kapott modellben olyan tér energiája indítja el a nagyon sűrű állapotú univerzumot egy lökésszerűen gyors tágulásba, amely azután anyagi részecskékké bomlik le. Ez is az alapvető felfúvódó modell pontos világképe lenne. A standard felfúvódó modellben a felfúvódásért felelős teret gyakran a görög fi (Φ) betűvel jelölik; a Hoyle-Narlikar-modellben viszont a pontosan ugyanilyen tulajdonságú teret jelölik C-vel. Jól emlékszem a Királyi Csillagászati Társaság (Royal Astronomical Society) 1994 decemberében Londonban tartott összejövetelére, ahol előadást tartott az akkor már 70-es évei vége felé járó Hoyle, akit érthető módon bosszantott, hogy a felfúvódás tárgyalásakor soha nem említették meg az ő munkáját. Előadásában bebizonyította, hogy a felfúvódó elmélet egyenletei pontosan ugyanazok, mint az állandó állapotú elmélet végső változatának egyenletei, csak a C betűt kell Φ-vel helyettesíteni. „Ez jelenti az összes különbséget” - jegyezte meg gúnyosan.
A lecke, amit meg kell tanulnunk - ha egyáltalán van ilyen - az, hogy az igazságot az egyenletek tartalmazzák, és a régmúlt események történéseiről alkotott képünk nem több, mint mankó a képzeletünk számára. Kiderült, hogy éppolyan naivság volt a kozmológusok részéről nem sokkal több mint fél évszázaddal ezelőtt azt gondolni, hogy a tér belátható buboréka azonos minden létezővel, mint amennyire naiv volt fél évezreddel ezelőtt élt elődeik részéről azt gondolni, hogy a Nap kering a Föld körül. Sem az Ősrobbanás eredeti elképzelése, sem pedig az állandó állapotú elmélet eredeti változata nem volt helytálló. A Világegyetemről alkotott legjobb mai képünk valahogyan a kettő keverékét tartalmazza - egy nagyobb, állandó állapotú létezés részeként következett be az Ősrobbanás. Hoyle-nak kevésbé volt igaza, mint amennyire azt ő maga gondolta, viszont több igazság volt az elképzeléseiben, mint ahogy azt az ellenfelei gondolták, ezért az elképzelései legalábbis említésre érdemesek, amikor a felfúvódó Világegyetem modem képéről beszélünk.
Mindamellett, teljesen megérdemelten Alan Guthot illeti a dicsőség, amiért felismerte a felfúvódás jelentőségét az Ősrobbanás elképzelésével kapcsolatban, ami a kozmikus koincidenciák rejtélyére is megoldást jelent. Ő találta ki az elnevezését is, bár már nem emlékszik rá, pontosan milyen körülmények között - „Nem emlékszem, hogy valaha is ki akartam volna találni egy nevet - mondja -, de a naplóm tanúsága szerint [1979] decemberben kezdtem felfúvódásnak nevezni”.
Ez nyilvánvalóan olyan elképzelés volt, amelynek befogadására megérett az idő. Hoyle és Narlikar divatjamúlt munkájától eltekintve a ma felfúvódásnak nevezett elmélet egy másik változatát dolgozta ki Alekszej Sztarobinszkij, aki az 1970-es évek végén Moszkvában, az L. D. Landau Intézetben dolgozott. Az övé sokkal bonyolultabb modell volt, mint Guthé, a kvantumgravitáció elméletén alapult, de az alapötlet lényege ugyanaz volt. Abban az időben, a hidegháború idején azonban, az e-mail és az internet áldásos elterjedése előtt a szovjet tudósok számára komoly nehézséget jelentett a nyugati kollégáikkal való kapcsolattartás, így aztán Sztarobinszkij munkájának híre sem jutott túl a Szovjetunió határain. Amikor azonban a Guth-féle változat széles körben ismertté vált, akkor az addigra már az „egykori Szovjetunióból” származó tudósok jelentős szerepet játszottak a továbbfejlesztésében. A felfúvódás elmélete hamarosan kinőtte az Ősrobbanás-modell kereteit. Az 1980-as években a kulcsfontosságú előrelépést Guth eredeti munkájához képest az jelentette, hogy a felfúvódás elméletét kiterjesztették, azzal immár nemcsak a mi Világegyetemünket, hanem univerzumok sokaságát írták le - amelyek buborékokként sodródnak az idő folyamán.