Az Ősrobbanás
Az Univerzum tágulása arra utal, hogy a távoli múltban a jelenleg látható Világegyetem jóval kisebb kellett, hogy legyen. Kezdetben az összes anyag egy végtelen kicsi, végtelen sűrű, végtelen forró pontba volt összenyomva, melyből valami oknál fogva robbanásszerű tágulásba kezdett. Ez volt az Ősrobbanás. Az Ősrobbanás pillanatában a mai fizikai törvények nem voltak érvényesek, ezért ennek a leírása jelenleg meghaladja a képességeinket. Az Ősrobbanás idején nem létezett sem tér, sem idő. A mi ismereteink szerinti fizikáról kb. 10-43 másodperc elteltével beszélhetünk (ez az ún Planck-idő). Ekkor a Világmindenség szinte elképzelhetetlenül sűrű és forró volt, a ma ismert elemi részecskék még nem léteztek. A teret főleg nagy energiájú sugárzás töltötte be, ez volt a sugárzási korszak. A forró plazma a tágulás miatt fokozatosan lehűlt, ekkor "jöttek létre"a ma ismert magerők, elektromágneses erők, protonok, neutronok és a többi részecske.
{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/kozmologia/reszecskek.mp4{/mp4remote}
Részecskék a korai Unierzumban
Az elméleti számítások szerint a tágulás nem volt egyenletes, történt egy hirtelen, robbanásszerű felfúvódás ("infláció"), aminek során a Világegyetem mérete egyik pillanatról a másikra sok milliárdszorosára nőtt. Ezután a tágulás a maihoz hasonló ütemben ment végbe. A kavargó ősanyagban ütköző protonok és neutronok fokozatosan hélium- és deutériumatommagokká áltak össze (ezt elsődleges nukleoszintézisnek nevezzük).A ma ismert kémiai anyagok építőkövei, a hidrogén- és a héliumatommagok az Ősrobbanás utáni első 3 percben jöttek létre. A tágulás miatt az anyag fokozatosan hűlt, és a kezdetben mindent kitöltő sugárzás sűrűsége lassan lecsökkent. Kb. 400 ezer évvel az Ősrobbanás után, a protonokból és elektronokból semleges hidrogénatomok jöhettek létre. Innentől kezdve a sugárzás szabadon terjedhetett, a Világegyetem átlátszóvá vált (ez az ún. lecsatolódás ideje). Ezt követően kezdődött meg az első csillagok és galaxisok kialakulása, a gravitáció összehúzó erejétől vezérelve. Ez a csillagkorszak, amiben jelenleg is élünk.
{mp4remote}http://tudasbazis.csillagaszat.hu/files/images/tudastar-videok/kozmologia/tagulas.mp4{/mp4remote}
A Világegyetem tágulása
A fent leírt eseményeket közvetlenül megfigyelni lehetetlen, mivel a korai Világegyetem átlátszatlan volt, a kibocsátott sugárzás rögtön elnyelődött. A legkorábbi, már megfigyelhető jelenség a lecsatolódás- ebből a korszakból származik a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás.
Az Univerzum története az Ősrobbanástól a csillagkorszakig
A kozmikus háttérsugárzás
1965-ben Arno Penzias és Robert Wilson amerikai rádiócsillagászok különleges mikrohullámú rádiósugárzásra bukkantak, mely az égbolt minden irányából egyenletes erősséggel volt fogható. Hamar kiderítették, hogy a sugárzás az űrből jön, és olyan, mintha egy nagyon alacsony hőmérsékletű test bocsátaná ki. A sugárzás hőmérsékletére 3 Kelvint mértek(-270 Celsius fok). A sugárzás egyenletes eloszlása arra utal, hogy nem valamilyen égitestről (a Napról, más csillagokból, vagy a Tejútrendszerből) származik, hanem az egész Világegyetem ezzel a sugárzással van kitöltve.
Ezt a kozmikus háttérsugárzást jósolta meg több mint egy évtizeddel Penzias és Wilson előtt George Gamow amerikai fizikus az őrobbanás-elmélettel. Az ősrobbanás-elméletben a kozmikus hátttérsugárzás akkor keletkezik, amikor az Univerzum anyaga átlátszóvá válik a sugárzás számára. Ez a nagyon távoli múltban következett be, amikor az Univerzum még nagyon fiatal volt, és sokkal kisebb, mint jelenleg. Ekkoriban az Univerzum átlaghőmérséklete kb. 10 000 Kelvin körüli volt, ezért az akkor felszabaduló sugárzás ilyen hőmérsékletű kellett, hogy legyen. A tágulás miattazonban vöröseltolódás lép fel, ezért az akkori forró sugárzás ma megfigyelhető maradványa sokkal hidegebb lesz. Gamow 5 Kelvin körülire becsülte a jelenleg mérhető értéket, Penzias és Wilson 3 K-es mérése ezzel tökéletes összhangban volt. A kozmikus háttérsugárzás a forró Univerzum és az ősrobbanás legfontosabb megfigyelési bizonyítéka.
A háttérsugárzás a modern kozmológiai kutatások egyik fő területe. 1992-ben a COBE műhold minden korábbinál pontosabban kimérte a háttérsugárzás hőmérsékletét és irány szerinti eloszlását. A háttérsugárzás megdöbbentően egyenletesnek bizonyult, összhangban a kozmológiai elvvel. A hőmérsékletre 2,7 Kelvint mértek, 10-5-es pontossággal.Ennek irány szerinti eloszlásában kis mértékű ingadozásokat (fluktuációkat) figyeltek meg, amit sokkal pontosabban 2003-ban a NASA WMAP űrszondája mért ki. A talált fluktuációkból a kutatók a legősibb galaxishalmazok kialakulását tanulmányozzák.
A háttérsugárzás az első csillagok, galaxisok keletkezése előtti korszakról nyújt információt
A kozmikus háttérsugárzás eloszlása az égbolton a COBE és a WMAP mérései alapján. A sárga és piros szín melegebb, a kék hidegebb területeketjelöl
