RICHARD PANEK

4% univerzum

Sötét anyag, sötét energia - versenyfutás a világegyetem felfedezéséért

A mű eredeti címe: The 4 Percent, Universe

Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company, New York

Tartalom

Előszó

Bevezetés

I. A láthatónál több

Legyen világosság!

Ami odaát van

A megfelelő haló

II. Nézzenek oda!

Selejtező

Pályán maradni

Az élboly

III. A távoli űr ábrázata

A Sík Világegyetem Társaság

Jó reggelt, Lambda!

A második kívánság

IV. A láthatónál kevesebb

A Bambino átka

A Dolog

Minden feldobott test...

Utószó

Idézett művek

Előszó

A szerző őszinte elismeréssel adózik Amanda Cook előtt lenyűgöző szerkesztői tanácsai és az univerzum sötét oldala iránti lelkesedése miatt; Henry Dunow előtt, aki megszokott bölcsességével tökéletes szerző-szerkesztő párost alakított ki; Katya Rice szakértő sasszeme előtt; Katherine Bouton előtt, aki szerencsét próbált a természet-tudománnyal és cikk írására kért a témában; a John Simon Guggenheim Emlékalapítvány és a Nemzeti Tudományos Alap Antarktiszi írókat és Művészeket Támogató Programja előtt nagylelkű és elengedhetetlen támogatásukért; és Gabriel és Charlie előtt, akik azt állítják, tudják, mi a sötét anyag, és azt is, mi a sötét energia, csak az apjuknak nem hajlandók elárulni, aki viszont ettől még ugyanúgy szereti őket.

Bevezetés

Eljött hát az idő: végre belenézhettek a dobozba. 2009. november 5-én tizenhat intézet tudósai a világ minden táján kényelembe helyezték magukat a számítógépük előtt, és várták, hogy elkezdődjön a műsor: a Minnesota Egyetem és a Kaliforniai Műszaki Egyetem (California Institute of Technology, Caltech) egy-egy végzett hallgatója egymással párhuzamosan egy-egy számítógépes programot fog lefuttatni. A két szoftver tizenöt percen keresztül azoknak az adatoknak a halmazát fogja vizsgálni, amelyeket egy régóta kimerült észak-minnesotai vasbánya mélyén nyertek. Az elmúlt év során harminc darab ultraérzékeny detektor - hűtőszekrény méretű, közel abszolút nulla fokon tartott üregeket kell elképzelni, amelyeket kilométernyi sziklaréteg és szoros ólomtakaró véd a kósza kozmikus sugárzástól, és amelyek mindegyike egy germániumatomokból álló magot rejt - kereste a világegyetem egy konkrét darabját. A detektorok adataikat távoli számítógépekre küldték, és az emberi hibafaktor kizárása érdekében az ún. vak kísérlet (blind analysis) módszertana szerint a kíváncsi tekintetek elől egy „dobozba” zárták őket. Helyi idő szerint délelőtt 9 órakor feltörték a dobozt, és elkezdődött a „vaktalanítási buli”.

Jodi Cooley Dallasból, a Déli Metodista Egyetemen lévő irodájából követte az eseményeket. A projekt adatelemzési koordinátoraként ő felelt azért, hogy a kutatók a két elemzőszoftvert egymástól függetlenül, sőt különböző szemlélettel írják, hogy a szubjektivitás árnyékát is kizárják. Azt is ő intézte el, hogy a kísérlet közreműködői - a Stanford Egyetem, a Berkeley Egyetem, a Brown Egyetem fizikusai, és további szakemberek Floridában, Texasban, Ohióban és Svájcban - mind egyszerre üljenek le a számítógépük elé. Mindenki egyszerre figyelte, ahogy az eredmények grafikonok formájában feltűnnek a monitoron: detektoronként mindkét szoftveres kiértékelés egy-egy diagramot produkált.

Pár pillanat múlva már meg is jöttek az első grafikonok. Semmi. Semmi. Semmi.

Aztán három-négy perccel később egyszer csak feltűnt egy észlelés, ráadásul mindkét program grafikonján ugyanott. Egy pötty látszott a diagramon, épp abban a szűk sávban, ahová várták.

Pár percre rá egy újabb grafikonpáron újabb pöttypár tűnt fel, ismét a kívánt sávban.

További pár perccel később a programok végeztek az adathalmaz feldolgozásával. Ennyi volt tehát. Két észlelés.

„Hűha!” - futott át Cooley agyán.

Indokolt volt a „Hűha!”, mert konkrétan találtak is valamit, annak ellenére, hogy ugyanazt várták, amit majdnem két évvel korábban, egy másik adathalmazt rejtő doboz feltörésekor kaptak, azaz semmit.

Indokolt volt a„Hűha!” azért is, mert ha már észlel is valamit az ember, akkor a kettő darab észlelés eléggé elkeserítő - statisztikai szempontból kecsegtető, de felfedezés alátámasztásához kevés.

De legfőképp azért volt helytálló a „Hűha!”, mert lehet, hogy ez a két pötty volt az első észlelt nyoma a sötét anyagnak - világegyetemünk egy olyan részletének, amiről csak pár éve tudjuk, hogy egyáltalán keresni kellene, ugyanis csak pár éve döbbentünk rá, hogy az univerzum anyaga majdnem teljes egészében hiányzik.

Nem ez volna az első alkalom, hogy kiderül, a világegyetem túlnyomó hányadáról nem is tudtunk korábban. Galilei 1610-ben a világ tudtára adta, hogy egy új eszközzel (mely manapság távcső néven ismert) az égre nézve felfedezte, hogy az univerzumban több dolog létezik, mint ami szabad szemmel látható. Az eredményeit kihirdető röpirat ötszáz kinyomtatott példányát pillanatok alatt elkapkodták, és amikor egy Firenzébe küldött csomagból előkerült egy másolat, kisebb csődület támadt a címzett körül, követelve, hogy az hangosan olvassa fel a szöveget. Amióta csak fajtársaink hátukon fekve a csillagos ég látványában gyönyörködtek, mindig úgy képzeltük, hogy nincs semmi azon túl, amit látunk. Galilei viszont hegyeket talált a Holdon, holdakat a Jupiter körül, és addig ismeretlen csillagok százait. Egy csapásra elénk tárult egy új, felfedezni való univerzum, melyet a rákövetkező négyszáz évben a csillagászok egyre csak bővítettek: más bolygók körüli holdakkal, Napunk körül keringő új bolygókkal, más csillagok körüli bolygók százaival, több százmilliárd tejútrendszerbeli csillaggal, és több százmilliárd, a Tejútrendszeren túli galaxissal.

A huszonegyedik század első évtizedére azonban a csillagászok arra a következtetésre jutottak, hogy még esetleg ez a roppant méretű leltár is annyira elavult, mint az az ötbolygós kozmosz, amit Galilei az ókori filozófusoktól örökölt. Ennek az új univerzumnak csak elenyésző hányadát adják az általunk ismert dolgok - mindaz, amiből a kedves olvasó, jómagam, a laptopom, és valamennyi hold, bolygó, csillag és galaxis áll. A többi, a világegyetem túlnyomó többsége pedig - ki tudja, micsoda.

A kozmológusok „sötét”-nek nevezik ezt a valamit, és ezzel a kifejezéssel gyakorlatilag beismerik, hogy megállt a tudományuk. Nem úgy sötét ez a dolog, hogy nagyon messze van, esetleg láthatatlan, és nem is úgy sötét, ahogy a fekete lyukak vagy a távoli űr. A „sötét” szó arra utal, hogy egyelőre megismerhetetlen számunkra, sőt talán örökre az is marad: az univerzum 23 százalékban valami sötét anyagnak nevezett rejtélyes dologból, 73 százalékban pedig valami még ennél is rejtélyesebb, sötét energiának nevezett valamiből áll. Mi tehát csak a fennmaradó 4 százalékból gazdálkodhatunk. Ahogy az egyik elméleti fizikus szokta mondani ismeretterjesztő előadásain: „Apró szennyeződés vagyunk az univerzumban.”

Ha minket, és minden egyebet, amiről azt hittük, az egész világegyetem, elhagynánk, alig lenne érzékelhető a változás. „Teljesen elhanyagolhatóak vagyunk” - teszi hozzá mosolyogva szakemberünk.

Eddig tulajdonképpen nincs ebben semmi rendkívüli. A csillagászat korábban is tele volt a Homo sapienst szerénységre intő felfedezésekkel. Ezeket a jelentéktelenségünkről kapott példabeszédeket viszont eddig legalább mindig ellensúlyozta, hogy a felfedezés nyomán egyúttal mélyebben megértettük a világegyetemet. Minél többet voltunk képesek megfigyelni, annál többet tudtunk meg. De most kiderült, a kívánatosnál jelenleg kevesebbet vagyunk képesek megfigyelni. Most akkor jobban, vagy kevésbé értjük a világegyetemet? Milyen, jelenleg felfoghatatlan hatása lesz ennek az akadálynak a fizika és a filozófia törvényszerűségeire - arra a két, egymással összefüggő értelmezési keretre, amely az univerzumhoz való viszonyunkat meghatározza?

A csillagászok keresik a választ erre a kérdésre. A „végső kopernikuszi fordulat”, ahogy nevezni szokták, ezekben a percekben is folyik. Föld alatti bányákban hiperérzékeny detektorok várják a feltételezett részecskét, mely talán már meg is érkezett, de lehet, hogy sosem jön el. Elefántcsonttornyokban párhuzamos világegyetemeket építenek fel a mokkáscsészék feletti párából a kávészünetekben. A Déli-sarkon a távcsövek az ősrobbanásból maradt sugárzást mérik. Stockholmban egyes kutatók találkozása a sötét oldallal már Nobel-díjat ért. Világszerte rengeteg posztdoktori kutató nézi végig milliárdnyi fényévre lévő csillagok öngyilkosságát a laptopján élő egyenesben, a nappalija kényelmében. Kölcsönösen kielégítő együttműködések ugyanúgy hajtják ezt a forradalmat, mint - lévén, hogy az univerzum azért alapvetően darwini jellegű - a résztvevők karrierjét fenyegető, vérre menő versengések.

A csillagászok, akik azon kapták magukat, hogy a forradalom élharcosai lettek, egyáltalán nem erre vállalkoztak. Galileihez hasonlóan ők sem számítottak arra, hogy új jelenségeket fedeznek majd fel. Nem keresték a sötét anyagot, sem a sötét energiát. Először maguk is kételkedtek a sötét anyag és a sötét energia bizonyítékaiban. Ahogy azonban egyre több, és egyre hitelesebb bizonyíték került elő, ők és tudóstársaik megegyeztek abban, hogy az az univerzum, amit az első égbe tekintő civilizációk óta ismerünk, csak árnyéka annak, ami ténylegesen odakint van. Azaz vakok voltunk a valódi univerzumra, mert szemünk számára csak egy része látható, és a mi igazi világegyetemünket még csak most kezdjük felfedezni.

Mintha újra 1610-et írnánk.

I.

A láthatónál több

Legyen világosság!

A világegyetem kezdetben, azaz 1965-ben nem volt bonyolult. Ebédidőben keletkezett, egy év eleji, dél körüli telefonbeszélgetés nyomán. Jim Peebles éppen mentora és rendszeres munkatársa, Robert Henry Dicke fizikus irodájában üldögélt a Princeton Egyetemen további két kollégája társaságában. Dickét telefonon keresték. Egyetemi munkája mellett Robert Dicke egy kutatócég vezetésében is segédkezett, és több tucat találmány is fűződött a nevéhez, ezért előfordult, hogy a heti egy, íróasztal mellett, zacskóból elköltött ebédjük alkalmával olyasmikről is telefonált, amiket Peebles nem igazán tudott hova tenni. Ezúttal viszont Peebles csupa olyan, egyébként obskúrus szakkifejezést csípett el a beszélgetésből, amit nagyon is jól ismert: a négy fizikus éppen ezekről a fogalmakról diskurált az imént. A mézerről (Mikrohullámok erősítésére is alkalmas berendezés) például, melynek segítségével kalibrálhatják a tölcsérantennát - hangzott el egy újabb ismerős kifejezés a telefonkagylóból -, hogy egy világűrből származó, előre meghatározott jelet észlelhessenek vele. A három fizikus elámulva hallgatta Dickét, aki megköszönte a hívást, letette a telefont, majd kollégáihoz fordulva azt mondta: „Hát, fiúk, ezt elhappolták előlünk.”

A hívás egy csillagásztól érkezett, aki a Bell telefontársaság laboratóriumában (Bell Labs) olyan rendkívüli mérési eredményeket kapott, amikre nem talált elméleti magyarázatot. Peeblesnek és Dickének viszont volt egy rendkívüli elméletük, amit nem tudtak mérési eredményekkel alátámasztani. A velük ebédelő másik két fizikus egy antennán dolgozott, mellyel azt a jelet detektálhatnák, ami igazolná ezt a rendkívüli elméletet, Dicke szerint azonban egy Bell-laborban dolgozó csillagászpáros már meg is találta ezt a jelet - viszont fogalmuk sem volt tettük jelentőségéről.

A négy fizikust egyáltalán nem lombozta le a hír. Ha tényleg megelőzték őket, egyben igazolták is az elméletüket. Ha a vonal másik végén lévő csillagásznak igaza volt, nekik is igazuk volt, vagy legalábbis tudományos eredményekkel kecsegtető irányban tapogatóztak. Akárhogy is, azzal mindenképp vigasztalódhattak, hogy a világtörténelemben elsőként értették meg a világegyetem történetét.

Mielőtt azonban bármilyen következtetést levontak volna, ellenőrizni akarták a mérési eredményeket. Dicke és a két másik princetoni fizikus nemsokára meg is tették az egyetemük és a New Jersey állambeli Holmdel közti ötven kilométeres távolságot, és meglátogatták az ott lévő Bell Labs kutatóközpontot. A két csillagász - Arno Penzias, aki felhívta Dickét, és munkatársa, Robert Wilson - megmutatta nekik az antennát. Egy kis magánéit vitt fel a Crawford Hillen, a környék legmagasabb pontján álló, tehervagon méretű, tölcsér alakú szerkezethez. Mind az öten bepréselődtek az irányítófülkébe, elektroncsövek és műszerfalak közé, és a csillagászok elmagyarázták készülékük fizikai hátterét a fizikusoknak.

Az antennát a Bell Labs 1960-ban építette, hogy befogja vele az Echo műholdról, erről a harminc méter átmérőjű, tükröző felületű ballonról visszaverődő, az Egyesült Államok nyugati partszakaszáról sugárzott jeleket. Az antennát az Echo kísérlet végeztével a Telstar műholdas programban hasznosították. A Telstar-program lezárulta után Penzias és Wilson a Tejútrendszer pereméről érkező rádióhullámok tanulmányozására sajátította ki az antennát. (A legnagyobb hullámhosszúságú elektromágneses hullámok, hullámhossz szerinti behatárolásuk csak észlelési technika és cél függvénye, e könyv ezt meglehetős nagyvonalúsággal kezeli az egyszerűbb leírás kedvéért.)

Ehhez az Echónál elvártnál sokkal pontosabb mérésekre volt szükség, ezért Penzias épített egy mézert, egy referenciajelet kibocsátó műszert. Wilsonnal aztán ehhez a jelhez viszonyították az antenna méréseit, hogy minimalizálják a zajt. A mézer működött is, csak nem úgy, ahogy a két csillagász várta. Az atmoszféra, illetve a készülék elektronjainak kiküszöbölhetetlen zörgésén túl Penzias és Wilson megmagyarázhatatlan, szűnni nem akaró sistergő zajt is hallott.

A két csillagász az előző év nagy részét a zaj forrásának meghatározására tett kísérletekkel töltötte. Az antennát az alig nyolcvan kilométernyire fekvő New York Cityre irányították, de csak elhanyagolható fehérzajt észleltek. (Egy adott frekvenciasávban megközelítőleg azonos teljesítménysűrűségű, folytonos, a mérni szándékozott hasznos jelre rakódó jelek összessége.) Ezt a horizont minden egyes pontján megismételték, hasonló eredménnyel. Újra ellenőrizték a csillagok felől érkező jeleket, hátha értékük eltért attól, amit már beleszámoltak a méréseikbe. Nem tért el. Talán a Hold fázisváltozásai okozzák a zajt? Vagy az atmoszféra rendes évszakos hőingadozása? Mint kiderült, egyik sem. 1965 tavaszán a két csillagász az antenna szerkezetében folytatta a keresést. Alumíniumszalagot ragasztottak az antenna összes szegecsére, hiába. Szétszedték, majd újból összerakták a tölcsér szűkülő felét, hiába. Még az antenna kürtőjébe beköltöző galambpár ürülékét is módszeresen eltávolították. (A galambokat aztán elküldték a Bell Labs hatvan kilométerrel távolabbi, whippanyi telephelyére, de kiderült, a madarak postagalambok, és pár nappal később ugyanúgy a tölcsérben tanyáztak.) A sustorgás minden igyekezetük ellenére megmaradt.

Az öt tudós az antennától átballagott a Crawford Hill-i laboratórium egyik előadótermébe, és most a fizikusokon volt a sor, hogy csillagászati továbbképzést tartsanak a csillagászoknak. Dicke krétával a kézben magyarázott a táblánál. Amennyiben az ősrobbanás elmélete helyes, mondta, az egész kozmosz egy felfoghatatlanul sűrű, szédületesen forró energiarobbanásban keletkezett. Az univerzum teljes anyaga a tér egy lökéshullámaként hirtelen tágulni kezdett. Ez a folyamatos, rohamos tágulás alakította ki az univerzum mai képét. A világegyetem a tágulással párhuzamosan hűlt is. A princetoni kutatócsoport egyik tagja - Jim Peebles, aki aznap nem volt velük - korábban kiszámította, mekkora lehetett a robbanás kezdeti energiaszintje, és aztán ebből levezette, több milliárd év tágulás és hűlés után mi lehet a jelenlegi energiaszint. Ez a maradék energia - feltéve, hogy egyáltalán létezik; még az sem biztos, hogy az ősrobbanás elmélete helytálló - mérhető kell legyen. Penzias és Wilson pedig éppen ezt az energiát mérte be! Az antenna megint visszavert sugárzást detektált, csak ezúttal nem egy Los Angeles-i rádióadást, hanem az univerzum születését fogta.

Penzias és Wilson udvariasan végighallgatta az előadást. Dicke maga sem teljesen hitte, amiről mesélt - legalábbis még nem. A két másik princetoni tudóssal egyetemben elégedetten nyugtázta, hogy Penzias és Wilson kísérlete torzításoktól mentes, aztán visszaautóztak Princetonba, és Peeblesnek is elmesélték, mit láttak. Peeblest sem sikerült teljesen meggyőzni. Voltak fenntartásai; mindig is óvatos típus volt. Abban mind a négy munkatárs egyetértett, hogy a tudományos eredményeknek igazol hatónak, megismételhetőnek kell lenniük - ezt a kísérletet ők maguk fogják megismételni. Saját antennát építenek a Princetonon, a Guyot Hall tetején, és meglátják, ugyanazt az eredményt kapják-e, mint a Bell Labs antennája. De ha esetleg ugyanarra az eredményre jutnak is, sem szabad még beleélniük magukat a dologba. Hiszen mégiscsak elég ritkán fordul elő, hogy gyökeresen megváltozik az ember világegyetemről alkotott képe.

Flannery O’Connor amerikai író mondása szerint minden történetnek „van eleje, közepe és vége, de nem feltétlenül ebben a sorrendben”. A hatvanas évekre a világegyetem történetét kutató tudósok, azaz a kozmológusok, azzal a tudattal vághattak bele a munkába, hogy a történet közepe már ismert. Ismerték a világ történetkincse egyik legnépszerűbb szereplőjének, a világegyetemnek a legújabb kalandját - tudniillik, hogy tágul. Feltehették tehát a kérdést: Mi történt hősünkkel a korábbi epizódokban?

Jelenlegi ismereteink szerint a narratíva fogalmát egyedül az ember képes értelmezni, mivel jelenlegi ismereteink szerint az ember az egyetlen öntudattal rendelkező faj. Kívülről látjuk önmagunkat. Nem pusztán létezünk, el is gondolkodunk létezésünkön. Keretbe ágyazzuk magunkat, azaz történetünk mindig egy meghatározott térben és időben játszódik. Abból, hogy egy bizonyos helyen, egy bizonyos időben létezőként gondolunk magunkra, az következik, hogy elfogadjuk, más időkben, más helyszíneken is léteztünk és létezni fogunk. Tudjuk, mikor születtünk, és foglalkoztat minket, mi történik majd a halálunk után.

Ráadásul nem csak önmagunk története foglalkoztat minket. Ha sétálni indulunk, és felnézünk a csillagokra, éppen mivel tisztában vagyunk azzal, hogy sétálunk, és felnézünk a csillagokra, felfogjuk, hogy ezzel egy már folyamatban lévő történetbe kapcsolódtunk bele. Felmerül bennünk a kérdés: hogyan lett mindez? Kitalálhatunk magunknak fényt és sötétséget, tüzet és vizet, spermiumot és petét tartalmazó történeteket csakúgy, mint isteneket, Istent, teknőcöt, fát vagy madarat felvonultató őstörténetet. Ha megnyugtató választ gondoltunk ki, további kérdések következnek: Hogyan végződik mindez? Hogyan végezzük mi magunk? Bumm lesz? Vagy csak nyüszítés? Mennyország? Semmi?

Ezekre a kérdésekre talán valahonnan a fizikán túlról várunk választ, és 1965 előtt a legtöbb tudós ennek megfelelően tekintett a kozmológiára: metafizikának tartották. Az agg csillagászok akkor kezdtek el kozmológiával foglalkozni, ha már érezték, hogy közel a vég. Inkább volt filozófia, mint fizika; jóval nagyobb szerepet kapott benne a spekuláció, mint a tudományos vizsgálódás. A princetoni kutatócsoport negyedik tagja - aki nem utazott el a Bell-laborba - egyértelműen a kozmológiában kételkedők táborába sorolta magát.

Philip James Edwin Peeblest, akit mindenki csak Jimnek hívott, nem gömbölyded formáiról ismerték. Magas volt és inas, könyöke és térde voltak legkifejezőbb testrészei. Szerette szélesre tárni karjait, mintha az összes lehetőséget keblére akarná ölelni, hogy aztán szorosan átfogja a térdét, mintha minden energiáját egy pontba akarná összpontosítani - éppen ilyen gesztusok illenek egy olyan felemás lelkületű emberhez, mint amilyennek Jim Peebles tartotta magát. Politikailag „vajszívű liberális”-ként jellemezte önmagát, viszont szakmai szempontból saját bevallása szerint „nagyon konzervatív”, sőt „reakciós” volt. Mentora, Bob Dicke arra tanította, hogy nem az a baj, ha egy elmélet puszta találgatáson alapul; a baj az, ha nem vezet közeljövőbeli kísérlethez. Egy alkalommal (még mielőtt benőtt volna a feje lágya), Peebles felvetette, hogy megpróbálná összeegyeztetni a huszadik század két legfontosabb elméletét, az általános relativitáselméletet és a kvantummechanikát. „Menjen, gyűjtse csak be a Nobel-díjat vele - felelte Dicke -, de aztán jöjjön vissza, ha egy kis igazi fizikát is van kedve művelni.”

Peebles nem tartotta igazi fizikának a kozmológiát. Atavizmusnak, a mai értelemben vett természettudományt megelőző kétezer éves tudós hagyományokhoz való visszatérésnek látta. Az ókori csillagászok saját bevallásuk szerint a „szemmel látható dolgok kimagyarázásán” munkálkodtak; a mai tudósok inkább azt mondanák: hősiesen küzdöttek a lehetetlennel. Amikor a Krisztus előtt negyedik században Platón azt a feladatot adta tanítványainak, írják le az égitestek mozgását a geometria segítségével, nem várta el, hogy az elkészült ábra az égbolt tényleges változásainak leképezése legyen. Ez a tudás a szó szoros értelmében elérhetetlen volt: senki nem tudott felmenni az égbe, hogy ellenőrizze a rajzot. Platón egy jó közelítést akart látni. Nem a tényeket, hanem a szemmel láthatót leíró matematikai megoldásokra volt kíváncsi.

Egyik tanítványa, Eudoxosz megoldásként olyan modellt dolgozott ki, ami, ha változtatásokkal is, de az elkövetkező kétezer évben érvényben maradt. A matematikai leírás könnyebbsége kedvéért a mennyboltot egy sor egymásba ágyazott, közös középpontú, átlátszó gömbként, szféraként képzelte el. Néhány ilyen szféra hordozta rendszerében az égitesteket. Más szférák befolyásolták, lassították vagy gyorsították az előbbiek mozgását, magyarázatul arra a megfigyelésre, hogy az égitestek hol lassabban, hol gyorsabban keringenek pályáikon. A Nap és a Hold három-három ilyen szférát kapott. Eudoxosz ezenkívül egy további gömböt rendelt az öt bolygó (a Merkúr, a Vénusz, a Mars, a Szaturnusz és a Jupiter) mindegyikéhez, hogy rendszere feleljen arra is, miért tűnik úgy, mintha a bolygók megfordulnának az éjszakai égbolton, nyugat helyett kelet felé haladva. (Mai tudásunk szerint ez a retrográd mozgás annak az eredménye, hogy a Föld Nap körüli pályáján leköröz egy másik bolygót, vagy éppen lemarad tőle.) A csillagokhoz rendelt gömbbel együtt Eudoxosz rendszere huszonhét gömbből állt.

Arisztotelész, Platón egy másik tanítványa később módosította ezt a modellt. Ő már nemcsak matematikai szükségszerűségnek, hanem fizikailag létező gömböknek feltételezte a szférákat, és az összetett szerkezet csak egy sor ellentétesen forgó gömb (ún. epiciklus) hozzáadásával lett mechanikailag kivitelezhető. A gömbök száma ezzel ötvenhatra emelkedett. Kr. u. 150 körül Ptolemaiosz megkísérelte összesíteni, egyben leegyszerűsíteni a csillagászatról alkotott elképzeléseket, és sikerrel is járt: nála az éjszakai égbolton mindössze negyven gömb forgott körbe. A matematikai leírás még mindig nem fedte le tökéletesen a megfigyelt valóságot, de megfelelő közelítést adott - és ennél többet senki nem is remélhetett.

Manapság Nikolausz Kopernikusz lengyel csillagász De revolutionibus orbium coelestium (Az égi pályák körforgásáról) című művének 1543-as kiadására mint egy forradalmian új világegyetem megszületésére gondolunk. Úgy is hívjuk: kopernikuszi fordulat. A mű egyben az egyház tanaival való szembeszegülés szimbóluma is lett, pedig éppen az egyház kérte fel Kopernikuszt, hogy helyezze új matematikai alapokra az égbolt mozgásait. Jó oka is volt rá: a látszatot ismét ki kellett magyarázni valahogy.

Az évszázadok alatt a ptolemaioszi modell apró hibái - ahol a matematika eltért a látható mozgásoktól - összeadódva mérhető eltéréseket okoztak az időszámításban: az évszakok kezdete és vége akár több héttel is eltért a naptárban hagyományosan meghatározott dátumoktól. Kopernikusznak hála az egyház 1582-ben - műve matematikai hátterét átvéve, ám Nap-központú világképét elvetve -megreformálhatta a naptárat. Kopernikusz ókori elődeihez hasonlóan nem kívánta átalakítani az univerzumról alkotott felfogásunkat. Ő pusztán új módszert talált arra, hogy fenntartsák az eddigi felfogás helyességének látszatát. A világegyetem tényleges mozgásai azonban elérhetetlenek maradtak, mint ahogy mindig elérhetetlenek voltak, és úgy tűnt, örökké elérhetetlenek is maradnak.

Aztán egyszer csak mégis karnyújtásnyira kerültek. 1609-ben Galileo Galilei itáliai matematikus új információkat szerzett az univerzumról, köszönhetően egy új találmánynak, egy kezdetleges távcsőnek. „Ide nézzenek!” - mondta a velencei elöljáróknak, amikor 1609 augusztusában a Szent Márk téri harangtoronyban bemutatta nekik, mire jó, ha egy csőbe lencséket illesztenek: messzebbre lehet látni. „Ide nézzenek!” - írta alig hat hónappal később Sidereus Nuncius (Csillagászati hírnök) című röpiratában, melyben már újabb leckét hirdetett: ha az ember messzebb lát, azzal nem csupán többet lát ugyanabból - több konkurens kereskedőhajót vagy több ellenséges csatahajót például hanem többet lát, punktum. Galilei még 1609 őszén az éjszakai égboltra irányította messzelátó csövét, és belevágott abba a hosszú kutatási programba, melyben egyik csodás felfedezés a másikat követte: hegyeket vett észre a Holdon, foltokat a Napon, holdakat a Jupiter körül. Több száz csillagot fedezett fel, és megfigyelte a Vénusz fázisait. A távcső, az első olyan találmány, ami egy emberi érzékszerv hatósugarát terjesztette ki, nem csak azzal a változással járt, hogy messzebbre, vagy élesebben láttunk a világűrbe. Alapvetően változtatta meg ismereteinket a világegyetemről - magát a szemmel látható valóságot változtatta meg.

Az előkerült bizonyíték Kopernikusz modelljét igazolta: a Föld valóban bolygó, és a többi bolygóhoz hasonlóan a Nap körül kering. Ugyanilyen hatalmas jelentőségű volt azonban az is, hogy most először került elő konkrét bizonyíték - és bizonyíték nélkül nem létezhet természettudomány. Távcsővel sem feltétlenül látunk többet; nem volt szükségszerű, hogy több égitest legyen az égbolton, mint amennyit szabad szemmel is látni, és még ekkor sem lehetett felrepülni az égbe, közelebbről is megvizsgálni, hogyan is mozognak az égitestek. Viszont ekkor már elég közelről tanulmányozhattuk az égboltot ahhoz, hogy a látszaton túli tényeket is lássuk. (Galileinek e miatt a különbségtétel miatt gyűlt meg a baja az egyházzal.) A tényeket pedig már nem kimagyarázni kell, hanem megmagyarázni.

1687-ben Isaac Newton angol matematikus két magyarázattal is szolgált Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (A természet-filozófia matematikai alapjai) című művében. Először is, úgy érvelt, ha a Föld egy bolygó a sok közül, akkor a földi körülményekre érvényes matematikai képletek a mennyekre is érvényesek kell hogy legyenek. Másodszor, Johannes Kepler számításait, valamint Galilei és követői megfigyeléseit alapul véve arra a megállapításra jutott, hogy nem tucatnyi gömbre, hanem egyetlen törvényre van szükség: a tömegvonzás törvényére. 1705-ben Edmond Halley, Newton barátja és mecénása Newton törvényét az 1531-ben, 1607-ben és 1682-ben megfigyelt üstökösökre alkalmazva kijelentette, hogy valójában mindhárom esetben ugyanarról az üstökösről volt szó, ami 1758-ban, jóval saját halála után fog legközelebb visszatérni, így is történt. (Pontosan, a róla elnevezett Halley-üstökösről) A matematikának többé nem kellett alkalmazkodnia az égbolt mozgásaihoz. Mostantól a mennybolt alkalmazkodott a matematikához. Newton törvényének segítségével és a fejlődő távcsövek egyre pontosabb megfigyeléseinek köszönhetően egy rendezett, kiszámítható, és alapvetően változatlan világegyetem képe rajzolódott ki - egy olyan kozmoszé, ami a korszak gyakori hasonlatával szólva pontosan járt, akár egy óramű.

A Galilei harangtoronybeli bemutatóját és a Crawford Hill— Princeton telefonbeszélgetést elválasztó több mint három és fél évszázad alatt a világegyetemben található dolgok leltára a távcsövek fejlődésének minden egyes állomásán egyre bővült. A bolygóknak több holdjuk lett; több bolygó keringett a Nap körül; több csillag létezett. A huszadik század elejére a csillagászok megállapították, hogy az a több tízmilliárdnyi csillag, amit éjszaka távcsővel vagy szabad szemmel látni lehet, mind egyazon hatalmas csillaghalmazhoz tartozik, melyet még réges-régen, mivel úgy néz ki, mintha csak kiömlött volna valami az égre, Tejútnak neveztek el. Vajon a Tejúton túl több ilyen óriási csillaghalmaz is létezik, szintén több tízmilliárd csillaggal? A megfigyelt szabályosság alapján komolyan felmerült ez a lehetőség, sőt a csillagászoknak ekkorra már lehetséges jelöltjük is volt: egy égitesthalmaz, mely akár önálló „szigetuniverzum” is lehetett.

Charles Messier francia csillagász 1781-ben kiadott egy 103 égi pacából álló gyűjteményt - azokat az elmosódott, foltszerű objektumokat gyűjtötte egybe, amelyeket félő volt, hogy a csillagászok üstökösnek néznek. A 103 paca némelyike egyértelműen csillaghalmaz volt, de a többiről az egyre fejlettebb távcsövekkel sem sikerült megállapítani, micsodák. Vajon ezek a ködszerű képződmények olyan gázfelhők, amelyek előbb-utóbb galaxisunkat még tovább bővítő csillagokká tömörülnek össze? Vagy talán ezek a csillagködök maguk is több tízmilliárd csillagot számláló, a mi roppant csillaghalmazunktól független, de azzal azonos nagyságrendű roppant csillaghalmazok? A csillagászok véleménye megoszlott ebben a kérdésben, és 1920-ban két prominens csillagász a washingtoni Nemzeti Természettudományi Múzeumban megrendezett „nagy vitá”-ban vezette elő a két eltérő álláspont érveit és ellenérveit.

Három évvel később Edwin Hubble amerikai csillagász megtette, amire a puszta érvek nem voltak képesek: kézzelfogható bizonyítékkal eldöntötte a vitát. 1923. október 4-én, a világ legnagyobb - a Pasadena melletti Wilson-hegyen lévő új 100 hüvelykes (254 centiméteres fénygyűjtő tükör) - óriástávcsövén keresztül lefotózta a Nagy Androxméda-ködöt, a Messier-katalógus M31 jelű objektumát. Az volt a benyomása, hogy egy nóvát, azaz új csillagot vett észre a képen, ezért másnap éjjel visszatért az M31-hez, és újabb képet csinált a köd ugyanazon spirális karjáról. Irodájában aztán összevetette saját felvételeit a csillagködről készült korábbi fényképlemezekkel, és rájött, hogy a nova valójában változócsillag, azaz olyan csillag, ami nevéhez hűen változik, jobban mondva pulzál: bizonyos időközönként felerősödik, majd lecsökken a fénye. Sőt, a csillag éppen egy ún. Cefeida típusú változó volt, melyek fénye szabályos időközönként lüktet. Hubble tudta, hogy a lüktetés üteme végleg eldöntheti a „nagy vitá”-t.

1908-ban Henrietta Swan Leavitt harvardi csillagász összefüggést fedezett fel a Cefeida típusú változók pulzálásának frekvenciája és abszolút fényessége között: minél alacsonyabb a fényerőváltozás frekvenciája, annál fényesebb a változócsillag. Ezt az így már mérhető fényességértéket be lehetett helyettesíteni egy másik összefüggésbe, a fényesség és a távolság viszonyának képletébe: ha két azonos fényességű fényforrás közül az egyik kétszer olyan messze van, mint a másik, fénye negyedolyan erősnek látszik; egy háromszor távolabbi csillag egyébként azonos fényének érzékelt intenzitása csak egy kilencede a közelebbiének; négyszer akkora távolságból már csak egy tizenhatoda, és így tovább. Ha tudjuk, milyen frekvenciával lüktet egy változócsillag, kiszámíthatjuk, milyen a fényereje más változókhoz képest, és ha tudjuk a relatív fényerejét, kiszámíthatjuk a relatív távolságát is. Amikor Hubble összevetette az M31-ben talált cefeida változási periódusának hosszát más, tejútrendszerbeli cefeidákéval, kiderült, hogy a csillag (és értelemszerűen a csillagköd is, melynek része) elég messze van ahhoz, hogy kívül essen a „szigetuniverzum”-on. Ma úgy mondanánk, kívül esik a mi szigetuniverzumunkon.

Hubble fogta a H335H jelölésű lemezt, melyre október 5-én exponált, és ragyogó vörös színű filccel diadalittasan ezt kanyarította a változócsillag képe mellé: „VAR!” (Azaz variable, a változócsillag angol elnevezése.) Kijelentette, hogy az M31 önálló szigetuniverzum, ezzel új kategóriával bővítve a világegyetem-leltárt: már galaxisokat is lehetett keresni.

Newton óramű-világegyeteme 1929-ben kezdett szétesni. Hubble a „VAR!”-féle áttörés után sem hagyott fel a szigetuniverzumok tanulmányozásával. Különösen azok a megmagyarázhatatlan mérési eredmények érdekelték, amiket a csillagászok a szigetuniverzumokkal kapcsolatban akkor már több mint egy évtizede rendszeresen kaptak. Az amerikai Vesto Slipher 1912-ben kezdte el a csillagködöket spektrográffal vizsgálni - ezzel a műszerrel egy fényforrásból érkező fény hullámhossza mérhető. Ahogy a közeledő vagy távolodó vonatkürt hanghullámai, a fényhullámok is összenyomódnak, vagy széthúzódnak attól függően, hogy a fényforrás felénk halad vagy távolodik tőlünk. A fényhullámok sebessége nem változik: az mindig 299 792 kilométer másodpercenként. A hullámok hossza változik; és mivel a fényhullámok hossza határozza meg a fény szemünk által érzékelt színét, a mozgó fényforrás színe is megváltozni látszik. Ha a fényforrás közeledik, a hullámok összetorlódnak, a spektrométer pedig a látható színtartomány kék végpontja felé való eltolódást mutat. Ha a fényforrás távolodik, a hullámok megnyúlnak, a spektrométer pedig a színtartomány vörös végpontja felé való eltolódást regisztrál. A közeledő vagy távolodó fényforrás sebességével arányosan nő a vörös-, illetve a kékeltolódás mértéke is - minél nagyobb a sebesség, annál nagyobb az eltolódás. Slipher és más csillagászok is bebizonyították, hogy egyes csillagködök jelentős vöröseltolódást mutatnak, ami arra utal, hogy nagy sebességgel távolodnak tőlünk. (Látóirányú távolodásban lévő fényforrás színképvonalainak helyváltozása a vörös felé.) Miután Hubble kimutatta, hogy ezek a csillagködök valójában galaxisok, elgondolkodott e jelenség jelentőségén. Akkor jött rá a megoldásra, amikor összevetette tizennyolc vöröseltolódást mutató csillagköd sebességét és távolságát: a két érték egyenesen arányosnak tűnt - minél távolabb volt a galaxis, annál gyorsabban látszott távolodni. Egy szó, mint száz, úgy tűnt, a világegyetem tágul.

A világegyetemnek egy csapásra története lett. Már nem csendélet volt, hanem film! És mint minden történetnek, már nemcsak közepe volt - a jelenben egymást kergető, nyüzsgő galaxisokkal -, a cselekmény kiindulópontja is felsejleni látszott. A Jim Peebleshez hasonló, a filozófiával hadilábon álló tudósok számára ez az a pont, ahol a kozmológia búcsút mond a természettudományos elveknek, és a matematika területéről a mitológia fennhatósága alá kerül. Kideríthetetlen, hogyan keletkezett a világegyetem, mert a tanulmányozható bizonyítékok hozzáférhetetlenek. Pontosan úgy, ahogy Arisztotelész, Ptolemaiosz vagy Kopernikusz számára is hozzáférhetetlenek voltak. Ók nem tudtak kimenni a világűrbe bizonyítékokat gyűjteni - mi a múltba vagyunk képtelenek elutazni értük. Mindössze any-nyit tehetünk, hogy megfigyeljük a jelenben látható jelenségeket - a vöröseltolódást mutató galaxisokat -, és megpróbálunk valamilyen elfogadható matematikai magyarázatot találni a mozgásukra. Mindössze annyit tehetünk, hogy megpróbáljuk magyarázni a látható jelenségeket - már, ha ezt tudománynak szeretnénk nevezni.

Maga Hubble is megelégedett azzal, hogy temérdek megfigyelést halmozzon fel; az elméleteket a gondolkodókra hagyta, és nem kívánt véleményt formálni azzal kapcsolatban, hogy a világegyetem valóban tágul-e, vagy egy másik értelmezés esetleg jobban megmagyarázza az adatok látszólagos együttjárását. Egyes elméleti gondolkodók számára azonban túlságosan csábító volt a lehetőség, hogy képzeletben visszacsévélhetik az univerzum filmjét. Georges Lemaitre, a belga katolikus pap, fizikus és csillagász gondolatban visszapörgette az univerzum tágulását. A gondolatkísérletben a világegyetem egyre kisebbre töpörödött, a galaxisok egyre növekvő sebességgel száguldottak egymás felé, míg az összehúzódó anyag egyszer csak olyan állapotba nem került, amire Lemaítre „ősatom”-ként, egyes későbbi csillagászok pedig „szingularitás”-ként kezdtek utalni: azaz egy végtelen sűrűségű, mérhetetlen tömegű és energiájú őskáosz lett.

A „végtelen”, illetve a „mérhetetlen” típusú szavakkal azonban sem a matematikusok, sem a fizikusok, sem más természettudósok nem tudnak mit kezdeni. „A kísérletek korlátlan megismételhetősége a természettudományos megismerés legelemibb alapkövetelménye” - ez volt annak a dolgozatnak a kezdő sora, amelyben 1948 júliusában Hermann Bondi és Thomas Gold, két Nagy-Britanniába szakadt osztrák tudós alternatívát igyekezett kínálni Lemaítre elméletével szemben. A két osztrák jó barátja, Fred Hoyle angol csillagász egy hónappal később a téma egy saját variációjával is előállt. Egy 1949. márciusi BBC-rádióinterjúban a „nagy bumm” kifejezéssel utalt arra a feltevésre, hogy a világegyetem, ahogy dolgozatában fogalmaz, „tudományosan megmagyarázhatatlan okokból” tágulni kezdett míg a két osztrák egy állandó állapotot feltételezett. (A „nagy bumm” kifejezés tulajdonképpen a tágulásra vonatkozik, azaz mindarra, ami a szingularitás után következett, de a köznyelvben ma már magát a szingularitást is így nevezik.) „Ha feltesszük, hogy az anyag folyamatosan keletkezik, elképzelhető egy olyan modell, amelyben a táguló világegyetem anyagsűrűsége állandó marad” - írta dolgozatában Hoyle. Kozmikus időtávlatokban felhalmozódva még mérhetetlenül kis mennyiségű anyag keletkezése is kompenzálná a tágulás miatti sűrűségcsökkenést. Egy ilyen univerzumnak sem kezdete, sem vége nem lenne. A világegyetem csak lenne, és kész.

Sok csillagász számára azonban a „folytonos keletkezés” semmivel sem tűnt szimpatikusabbnak, mint a „szingularitás”. Többkevesebb hitre mind a „nagy bumm” (Big Bang), mind az „állandó állapot” (Steady State) elméletének esetében szükség van, és mivel a hit nem tudományos fogalom, a dolgot ezzel elintézettnek tekintették.

De ha valamelyik elmélet mégis bizonyítható volna?

Bob Dicke ezt a kérdést szegezte Jim Peeblesnek egy tikkasztó nyári estén, 1964-ben. Peebles hat évvel korábban érkezett a Princetonra, hogy egyetemi tanulmányokba kezdjen. A Manitoba Egyetem eminens fizikahallgatójaként egymás után nyerte a tanulmányi díjakat; a Princetonon megdöbbenve tapasztalta, menynyi mindent nem tud fizikából. Az első egy éve a felzárkózásra ment rá, míg egy nap pár barátja elhívta Dicke egyik szokásos péntek esti összejövetelére, a Palmer Fizikai Laboratórium padlására. A Tömegvonzás Társaság (Gravity Group) nagyjából egy tucat főiskolai és egyetemi hallgató, aspiráns és princetoni tanár laza tömörülése volt - Dicke-fiókáknak is hívták magukat. Peebles nem sokáig kérette magát, és hamar oda is szokott. Rájött, hogy ezeken az alkalmatlan időpontra és sokszor fojtogatóan meleg helyszínre szervezett összejöveteleken kiművelheti magát, miközben pizzát majszol, sörözik, és mintegy mellékesen megpróbálja rehabilitálni az általános relativitáselméletet.

Az általános relativitáselmélet ekkor már csaknem fél évszázados volt; Einstein 1915 végén dolgozta ki egyenleteit. Míg Newton a gravitációt a téren keresztül ható erőként fogta fel, Einstein egyenleteiben a tömegvonzás a tér elidegeníthetetlen tulajdonságaként jelenik meg. A newtoni fizikában a tér a tömegek közti rejtélyes erő passzív hordozója. Az einsteini fizika szerint a tér aktív: az anyaggal együttműködve hozza létre a tömegvonzásként észlelt jelenséget. Legfrappánsabban talán John Archibald Wheeler princetoni fizikus fogalmazta meg az anyag és tér ezen egymásrautaltságát: „Az anyag miatt görbül a tér, és a tér miatt mozog az anyag.” Einstein tulajdonképpen alapjaiban értelmezte újra a fizikát. Mégis, 1940-ben már az is előfordulhatott, hogy amikor Bob Dicke a Rochester Egyetem hallgatójaként megkérdezte egy professzorát, hogy az általános relativitáselmélet miért nem szerepel az egyetemi szintű fizikatananyagban, azt a választ kapta, hogy az elméletnek semmi köze sincs az egyetemi szintű fizikához.

Ezzel talán még Einstein is egyetértett volna. Minden épkézláb elméletnek legalább egy konkrét jóslattal kell tudnia szolgálni. Az általános relativitáselmélet rögtön kettővel is szolgált. Az egyikkel Einstein korának egy hírhedett problémájára adott megoldást. Baj volt a Merkúr pályájával, legalábbis Newton törvényei alapján. A newtoni és einsteini gravitációmodell észlelhető különbségei elhanyagolhatók - az olyan szélsőséges esetek kivételével, mint amilyen egy nagy tömegű csillag közelében haladó kis tömegű bolygó pályája. Eltérés volt a Merkúr tényleges és newtoni egyenletek által megjósolt pályája közt. Einstein egyenletei pedig világosan rámutattak az eltérés okaira.

Az elmélet második jóslata a gravitáció fényre gyakorolt hatásával volt kapcsolatos. Egy teljes napfogyatkozás lehetővé teszi a csillagászoknak, hogy összehasonlítsák a csillagok látszó pozícióját az eltakart Nap pereméhez közel azzal a pozícióval, amely a Nap közelsége nélkül mérhető. Az általános relativitáselmélet szerint a csillagok fénye valamennyire „el kell hajoljon”, ahogy a Nap nagy gravitációs erőtere mellett elhalad. (Bár Einstein elméletében valójában a tér hajlik el, a fény csak potyautasként követi.) 1919-ben Arthur Eddington angol csillagász két expedíciót szervezett a május 29-i napfogyatkozás alatt látható csillagok megfigyelésére - az egyiket az Afrika nyugati partjainál található Principe szigetére, a másikat a Brazília északkeleti részén fekvő Sobral városába. Az 1919 novemberében közzétett jelentés, mely szerint a kísérletek igazolni látszanak az elméletet, egy csapásra nemzetközi szenzációvá tette Einsteint és az általános relativitáselméletet egyaránt. (Einstein úgy gondolta, elmélete egy harmadik pontos jóslattal is szolgált a gravitáció hatására kialakuló vörös-, illetve kékeltolódással kapcsolatban. Kiderült azonban, hogy a jelenségre az általános relativitáselmélettől eltérő magyarázat is van.)

Einstein maga lebecsülte elmélete „megfigyelhető apróságok” megjóslására való alkalmasságát - és így egyben elmélete fizikára gyakorolt hatásának jelentőségét is. Viszont előszeretettel dicsérte elmélete „tömörségét és alapvetésének letisztultságát” - azaz matematikai eleganciáját. Véleményét nemcsak a matematikusok osztották, hanem a Dicke rochesteri tanárához hasonló fizikusok is. A helyzet az volt ugyanis, hogy az általános relativitáselmélet ismert hatásai a világegyetem jelenében - egy bolygó pályájának szabálytalansága, illetve a csillagok fényének elhajlása - végletesen jelentéktelenek, feltételezett hatásai a világegyetem eredetével kapcsolatban - a kozmológia diszciplínája - pedig végletesen elvontak és a valóságtól elrugaszkodottak voltak. Einstein azonban azt is elismerte, hogy ha az elmélete olyasmit jósolna, amit a megfigyelések cáfolnak, akkor, mint minden más természettudományos elméletet, a relativitáselméletet is módosítani kellene, vagy el kellene vetni.

Mire Dicke a negyvenes években, a háború után a Princetonon kezdett tanítani, Einstein maga is olyan fantomszerű jelenségnek tűnt, mint az elmélete a kísérleti fizikában. A tanári kar bulijaira néha besomfordált egy látszólag hajléktalan öreg, és a fiatalabbak elsőre nem is ismerték fel a jellegzetes kócos frizurát és a szomorú kutyaszemeket. Az 1954/55-ös tanévben Dicke alkotói szabadságra ment a Harvardra, és valahogy egyre gyakrabban gondolkozott az általános relativitáselméleten. Mivel az elméletek és a műszerek világában egyaránt otthon érezte magát, ráébredt, ő talán képes lenne arra, amivel korábbi generációk a maguk technológiájával még hiába próbálkoztak. Amikor visszatért a Princetonra, a fejébe vette, hogy próbára teszi Einsteint.

Széles körű kísérletezésbe fogott: a távcsőben különböző takarólemezekkel fedte el a napkorongot, hogy meghatározza annak pontos alakját, hiszen az befolyással van a Naprendszer minden elemére, beleértve a Merkúrt is; a Holdra lőtt lézersugár visszaérkezésének idejéből kiszámította a Hold-Föld távolságot, hátha a Hold pályája ugyanúgy eltér az einsteini előrejelzéstől, ahogy a Merkúré eltért a newtonitól; a csillagok kémiai összetételéből korukra és kialakulásukra következtetett, ami a világegyetem korának és kialakulásának meghatározásában is segíthet. Ez utóbbi feladathoz kellett megkísérelni a maradványsugárzás kimutatását, mely még az ősatom, kozmikus tűzgolyó, ősrobbanás, kinek micsoda után maradt. Dicke olyan elmélettel próbált előállni az univerzum eredetét illetően, ami a „nagy bumm” szingularitását és az „állandó állapot” spontán keletkezését is kiküszöböli. Egyfajta kompromisszumot ajánlott: egy lüktető (oszcilláló) világegyetemet.

Elképzelése szerint ez a világegyetem felváltva tágul és összehúzódik, tágul és összehúzódik; sosem omlik össze teljesen, de két összeroppanás közt sem szóródik szét visszafordíthatatlanul. A tágulási szakaszban a galaxisok olyan vöröseltolódást mutatnának, amilyeneket a csillagászok már meg is figyeltek, de a tömegvonzás hatására ez a folyamat Dicke modelljében fokozatosan lelassulna, hogy aztán ellentétes irányt vegyen. Az összehúzódási szakaszban az egymáshoz közeledő galaxisok kékeltolódást mutatnának, mígnem annyira összetömörülnének, hogy újra szét kellene robbanniuk, mielőtt a fizika törvényei végleg felmondanák a szolgálatot. Dicke ciklikusan váltakozó világegyeteme nem a rettegett szingularitásból születne, és soha nem is térne vissza ilyen állapotba, bár jelenlegi tágulásának korai szakasza hasonlítana egy ősrobbanásra. A Tömegvonzás Társaság egy különösen fullasztó levegőjű találkozóján Dicke azzal zárta le az elméletéről folytatott vitát, hogy két Dicke-fiókának, Peter Rollnak és David Todd Wilkinsonnak szegezte a kérdést: „Mi lenne, ha megpróbálkoznátok egy méréssel?” Építhetnének például egy rádióteleszkópot, mellyel a legutóbbi ősrobbanásból származó sugárzás nyomait kutatnák. Ezután egy huszonkilenc éves aspiránshoz fordult, és azt kérdezte: „Nincs kedved végiggondolni az elméleti vonatkozásokat?”

Jim Peebles ekkorra már rászánta magát, hogy kozmológiát tanuljon. A Princetonon le kellett tennie a fizika tanszék szigorlati vizsgáját, melynek feladatai közt az előző években újra és újra felbukkantak az általános relativitáselméletet és a kozmológiát érintő kérdések. Elkezdte hát átrágni magát a téma akkori alapművein, Lev Landau és Jevgenyij Lifsic 1951-es Klasszikus erőterek, és Richard C. Tolman 1934-es Relativitás, termodinamika, kozmológia című művein. Mindkét könyvből erős formalinszag áradt; mindkettő bebalzsamozott, abszolút alapigazságok mentén ismertette a kozmológiát. Minél többet olvasott Peebles a kozmológiáról, annál rohamosabban fogyott benne a bizodalma. Maga az általános relativitáselmélet nagyon is izgatta; a Tömegvonzás Társaság lelkes tagja volt. Azok az önkényes feltevések viszont bosszantották, amelyek segítségével az egyes elméletalkotók a maguk kozmológiafelfogásának keretei közé erőltették a relativitáselméletet.

Peebles felismerte, hogy a probléma már Einsteinnel elkezdődött, aki 1917-ben, két évvel az általános relativitáselmélet kidolgozása után egy dolgozatban annak „kozmológiai megfontolásait” is vizsgálta. Kideríthető-e az általános relativitáselmélet segítségével, milyen a világegyetem alakja? A matematikai egyszerűség kedvéért Einstein feltette, hogy az anyag eloszlása az univerzumban homogén, azaz kozmikus átlagban mindenütt egységes: a megfigyelő helyzetétől függetlenül ugyanolyannak látja. Amikor Einstein elméletét próbálták továbbgondolni, Georges Lemaítre és Alekszandr Fridman orosz matematikus egymástól függetlenül újabb feltételezést fogadott el, mégpedig azt, hogy az univerzum izotróp, azaz térbeli iránytól függetlenül is egyforma: a megfigyelő ugyanolyannak látja, akármerre is nézzen benne. Aztán az „állandó állapot” elmélet még az „ősrobbanás” elmélethez képest is rátett egy lapáttal, már ami az önkényes feltevéseket illeti: a világegyetem nemcsak térben, hanem időben is homogén és izotróp. A megfigyelő ugyanolyannak látja, akárhol legyen is benne, akármerre nézzen is, és a múlt, jelen vagy jövő akármely korszakában éljen is.

Peebles félretette előítéleteit, és beült egy előadásra az „állandó állapotáról, de nem sikerült meggyőzniük. „Ezt valaki hasra-ütéssel találta ki!” - bosszankodott. Peebles nem tudta komolyan venni a homogén világegyetemet feltételező modelleket, akár térben, akár időben, akár mindkettőben együtt képzelték el ezt az egységességet. Tolman könyve kerek perec ki is jelenti, hogy az elméletalkotók „elsősorban egy egyértelmű és viszonylag egyszerű matematikai modell érdekében, nem annyira az észlelt valóságnak való megfelelése okán” fogadták el a homogenitást, mint kiindulópontot. Erről Peeblesnek néhány nevetségesen leegyszerűsített vizsgakérdés jutott eszébe: „Számolja ki egy súrlódásmentes elefánt gyorsulását a megadott lejtőn!”

„Ennek semmi értelme - gondolta magában Peebles. - Hogy juthat eszébe bárkinek is, hogy az összes lehetséges variáció helyett éppen nem bonyolultnak feltételezze a világegyetemet?” Pedig hát a tudomány Ockham borotvájának elve mentén szeret haladni. William Ockham, a 14. században élt ferences szerzetes tétele alapján mindig a legegyszerűbb feltételezést kell elfogadni, és csak a feltétlenül szükséges mértékben kell minden elméletet bonyolítani. Volt tehát bizonyos logika abban, hogy Einstein a homogenitást hívta segítségül - a feltevésnek volt tudományos háttere, de ahhoz vajmi kevés volt, hogy olyan tudomány alapjául szolgáljon, ami megfigyelésekhez vezető jóslatokkal képes szolgálni.

Ennek ellenére Peebles ezer örömmel vállalta, hogy Dicke kérésére nekiáll, és kiszámolja a lüktető világegyetem legutóbbi nagy bummjának hőmérsékletét. Egyrészt azért fogadta el a kihívást, mert Bob Dicke megérzéseiben meg lehetett bízni, másrészt mentorának nemcsak az általános relativitáselmélet iránti lelkesedése hasonlított Peeblesére, hanem kozmológiával kapcsolatos fenntartásai is. Dicke egy évvel korábban, 1963-ban az American Journal of Physicsben (Amerikai Fizikai Közlöny) megjelent kozmológiai tárgyú cikkében így írt: „A kozmológia filozófiai gyökereit hátrahagyva fokozatosan a fizikai tudomány státusára emelkedett, viszont olyan kevés megfigyelésen alapul, hogy filozófiai összetevője a mai napig fontos, sőt talán éppenséggel meghatározó szerepet kap.”

Peebles ezt a szegényes „megfigyelési alapot” szerette volna bővíteni, hogy akár kísérletezni is lehessen. Az izgatta, hogy számításai alapján a rádióteleszkóppal, melyet Dicke megbízásából Roll és Wilkinson építeni fog, konkrét mérési eredményt kaphat. És onnantól kezdve végre tudományos alapon művelhetnék a kozmológiát: a látható jelenségeknek kellene alkalmazkodniuk Jim Peebles egyenleteihez, és nem fordítva.

Az első arra utaló jel, hogy rádióhullámok újszerű képet adhatnának a világegyetemről, még az 1930-as években bukkant fel, szintén egy, a Bell Labs kutatóközpontban történt véletlen észlelés kapcsán. 1932-ben egy mérnök, miközben megpróbálta kiküszöbölni az Atlanti-óceán feletti rádiótelefonos hangátvitel rejtélyes sistergését, rájött, hogy a zaj a Tejút csillagai felől érkezik. A The New York Times címlapon hozta a hírt, de aztán a dolog mégis feledésbe merült. Még a csillagászokat is váratlanul érte a felfedezés, és csak a második világháború után terjedt el a rádióhullámok csillagászati alkalmazása.

A rádióasztronómia csak része volt annak az általános felismerésnek, hogy az elektromágneses sugárzásnak a látható fény keskeny tartományán kívül eső része is hasznos információkat hordozhat. Az a hullámhossztartomány, amelynek észlelésére az emberi szem az evolúció során kialakult, nagyjából 700 nanométertől (a vörös színtől) 400 nanométerig (az ibolyaszínig) terjed. A princetoni kísérlet a látható tartománytól a szokásos ábrázolásokon balra található, leghosszabb hullámokra volt kíváncsi, mert ezeknek a legalacsonyabb az energiájuk - hiszen a sugárzás, amit kerestek, szinte az idő kezdete óta folyamatosan hűlt.

Peebles a világegyetem jelenlegi összetételéből kiindulva próbálta rekonstruálni az ősi körülményeket. Az univerzum jelenleg háromnegyed részben hidrogénből, a legkönnyebb elemből áll, melynek rendszáma 1, azaz atomjaiban egyetlen proton található. (A látható anyag háromnegyed részére gondol.) Ahhoz, hogy a jelenkorig ilyen mennyiségben fennmaradhasson a hidrogén, a korai világegyetemnek rendkívül sugárzónak kellett lennie, mert csak egy rendkívül forró közegben lehetséges, hogy a hőtől széthulló atommagok rengeteg szabad protonja más szubatomos részecskékkel összeállva nem képez héliumot vagy más nehezebb elemet. A világegyetem tágulásával, azaz térfogatnövekedésével arányosan csökkent a hőmérséklete. Ha a hidrogén jelenlegi százalékarányából extrapoláljuk a kiindulási sugárzás valószínűsíthető erősségét, majd kiszámoljuk, mennyit tágult azóta a világegyetem, kideríthetjük, az eredeti sugárzás időközben milyen hőmérsékletre hűlt.

A rádiótávcsövek azonban nem képesek hőmérséklet mérésére, legalábbis közvetlenül nem. Egy tárgy hőmérséklete határozza meg a benne lévő elektronok mozgását: minél magasabb a hőmérséklet, annál élénkebb a mozgás. Az elektronok mozgása pedig fehérzajt generál: minél élénkebb a mozgás, annál erősebb a zaj. A zaj intenzitása alapján tehát megállapítható, milyen élénken rezegnek az elektronok, amiből pedig kiszámítható a tárgy hőmérséklete, azaz a fehérzaj hőmérsékleti sugárzása. (A minden ráeső sugárzást elnyelő abszolút fekete test hőmérsékletétől függően elektromágneses sugarakat bocsát ki.) Egy átlátszatlan dobozon belül csak a doboz falaiban rezgő elektronok generálhatnak fehérzajt - ha tehát egy rádióantennát egy olyan dobozba helyezünk, ami történetesen maga a világegyetem, akkor a zaj erősségéből kiszámítható a világegyetem széleinek hőmérsékleti sugárzása: a maradványsugárzás.

1964-ben Peebles nekifogott, hogy megállapítsa a maradványsugárzás jelenkori hőmérsékletét - annak a fehérzajnak a hőmérsékleti sugárzását tehát, amit a rádiótávcsőnek észlelnie kellene. Kollégái, Roll és Wilkinson pedig elkezdték megépíteni az antennát - lényegében egy Dicke-féle radiométert, melyet Dicke a világháború alatt talált fel, amikor a Massachusetts Műszaki Egyetem (Massachusetts Institute of Technology, MIT) sugárzáskutató laboratóriumában a radarok érzékenységének javításával bízták meg. 1965 elején Peeblest a Johns Hopkins Egyetem alkalmazott fizikai kutatóintézete egy előadás megtartására kérte fel. Peebles megkérdezte Wilkinsont, megemlítheti-e a radiométert is. „Miért ne? - válaszolta Wilkinson. - Most már behozhatatlan az előnyünk.”

Ekkor hirtelen felgyorsultak az események. Peebles február 19-én megtartotta az előadást. A közönség soraiban Peebles egyik egyetemi cimborája (és ex-Dicke-fióka) is jelen volt, bizonyos Kenneth Turner, a washingtoni Carnegie Intézet Földmágnesség Osztályának (DTM) rádiócsillagásza. Turnerre olyan mély benyomást tett a kísérlet, hogy pár napra rá megemlítette egy DTM-beli kollégájának, Bernard Burke-nek. Néhány nappal később Burke-öt egy munkahelyi közös ebéd közben kereste telefonon a Bell Labs egy rádióasztronómusa, akivel még decemberben ismerkedett meg, amikor együtt utaztak az Amerikai Csillagászati Társaság montreali konferenciájára. Burke a menza előterében vette fel a telefont, és a pár perces megbeszélés után könnyedebb témára terelte a szót. „Mi a helyzet azzal a dilis kísérletetekkel?” - kérdezte.

Burke-nek még a montreali gépen mesélte Arno Penzias, hogy Bob Wilson és ő min dolgoznak éppen a Bell Labs Crawford Hill-i megfigyelőbázisán. Azt is elmondta, hogy reményeik szerint nem a Tejútrendszer központi magjában lévő csillagokról érkező rádióhullámokat fogják észlelni, amerre eddig a legtöbb csillagász keresgélt, mert ők az átellenes oldalra, a Tejút korongjának peremére kíváncsiak. A telefonban viszont csalódottan mesélte, hogy már a megfigyelések megkezdése előtt váratlan akadályba ütköztek.

„Van itt valami, ami nem fér a fejünkbe” - mondta Penzias. Elmagyarázta, hogy Wilsonnal sehogy sem tudják kiküszöbölni az abszolút nulla fok körüli hőmérsékletű fehérzajt. Miután Penzias részletesen elmesélte, mi mindent kipróbáltak már, és hogy fogalmuk sincs, mihez kezdjenek, Burke annyit mondott: „Szerintem Bob Dickét kellene felhívnod, a Princetonon.”

A „nagy bumm” teremtésmítosz volt ugyan, de 1965-re a teremtéstörténetek közt egyedülálló módon már tudományos előrejelzéssel is szolgálni tudott. Mire Penzias felhívta Dickét, Peebles kiszámította, hogy a keresett hőmérséklet körülbelül 10 Celsius-fokkal az abszolút nulla fok felett kell legyen, amire a csillagászok csak 10 kelvinként utalnak Penzias és Wilson antennája 3,5 K (± 1 K) hőmérsékletű fehérzajt észlelt. (Az abszolút nulla, az elméletben lehetséges legalacsonyabb hőmérséklet, -273,15 °C. A természettudósok ezt a hőmérsékletet egyezményesen 0 kelvinnek jelölik, és Celsius-fokonként számolnak felfelé. Az abszolút nulla feletti 10 °C jelölése tehát 10 K.) Mivel Peebles számításai rendkívül kezdetlegesek voltak, Penziasék észlelése pedig szerencsés véletlen volt csupán, az elmélet és a megfigyelés ilyetén közelítése aligha szolgált cáfolhatatlan bizonyítékként. Ahhoz viszont túlságosan közeli volt a két szám, hogy véletlen egybeesés legyen csupán.

A felfedezés arra mindenképp érdemes volt, hogy megőrizzék az utókornak. A Crawford Hill-i első, majd a princetoni második találkozójuk után a két kutatócsoport megegyezett, hogy egy-egy dolgozatot publikálnak, melyeket aztán az Astrophysical Journal (ApJ, Asztrofizikai Közlöny) hasábjain egymás mellett közölhetne. A princetoni négyesé (Roll, Wilkinson, Peebles és Dicke) lenne az elsőség, akik a mérés lehetséges kozmológiai vonatkozásait tárgyalnák. A Bell-laborbeli duó (Penzias és Wilson) pedig csak magáról az észlelésről értekezne, nehogy konkrét mérési eredményük visszafordíthatatlanul összekapcsolódjon annak elrugaszkodott magyarázatával, mely ráadásul - Wilson szavaival élve - „könnyen túl is élheti” megfigyelésüket.

1965. május 21-én, még a dolgozatok megjelenése előtt a The New York Times a következő címmel hozta le a hírt: „Űrbéli jelek látszanak igazolni a nagybumm-alapú univerzumot”. (A riporter akkor értesült a két cikkről, amikor egy másik, előkészületben lévő dolgozat után érdeklődött az Astrophysical Journalnál.) Az érintett tudósok némelyike csak a hír kitüntetett pozíciója (címlapon közölt fényképes cikk a Bell Labs kürt alakú rádiótávcsövével) láttán ismerte fel (esetleges) felfedezésük potenciális tudományos fontosságát. Peebles viszont médiafelhajtás nélkül is tudta, hogy valami nagy horderejű dologra bukkantak - elég volt Dickére néznie. Előfordult ugyan, hogy mentora kedélyesen tréfálkozott, de a fizikát mindig véresen komolyan vette. Ekkor viszont már hetek óta le sem lehetett törölni a vigyort az arcáról. Az egyik öreg motoros princetoni csillagász kollégája egy beszélgetésük után azt mondta, Bob Dicke „olyan izgatott, mint egy kisgyerek”.

Miután célzottan utánanéztek a szakirodalomban, kiderült, korábban már többször is megfogalmaztak hasonló elméletet, és legalább egy hiteles észlelés is létezett. George Gamow fizikus 1948-ban egy Nature-ben megjelent cikkében megjósolta „a világegyetem történetének legősibb régészeti leletét”. A részleteket illetően tévedett ugyan, de a felvetés elvi háttere azonos volt: az univerzum korai szakaszában rendkívül forró kellett hogy legyen, ha a benne lévő hidrogén nem állt össze nehezebb elemekké. Ugyanebben az évben Ralph Alpher és Robert Herman fizikusok, Gamow korábbi munkatársai közreadták számításaikat, melyek szerint „a világegyetem hőmérséklete” 5 K körüli kell legyen, ám kortársaik meggyőzték őket, hogy a rendelkezésre álló technológiával lehetetlen volna mérésekkel igazolni állításukat. (Wilson véleménye szerint valószínűleg már a második világháborús technikával is sikerülhetett volna a mérés, feltéve, hogy az antennát megfelelően kapcsolják össze a mézerrel.) Az 1961-ben a Bell System Technical Journal folyóiratban megjelent cikkben egy Crawford Hill-i mérnök megemlítette, hogy az Echo műhold antennája többletet érzékelt a 3 kelvines sugárzásból; az érték azonban a megengedett hibahatáron belül maradt, és mivel az eltérés a kutatásait nem befolyásolta, a továbbiakban azt figyelmen kívül is hagyta. 1964-ben Hoyle, az „állandó állapot” bajnoka honfitársával, Roger J. Tayler fizikussal a „lüktető világegyetem” modell kutatása során Alpher és Herman korábbi számításaihoz hasonló kalkulációkat végzett. Még mindig 1964-ben, mialatt Penzias és Wilson antennájukat jobbra-balra forgatva kétségbeesetten kutatták a megmagyarázhatatlan többletzaj forrását, Oroszországban két tudós dolgozatban hívta fel a figyelmet arra, hogy a kozmikus háttérsugárzás immár bizonyosan kimutatható - és az észlelésre egy bizonyos, a New Jersey állambeli Holmdelhez közeli hegytetőn felállított, kürt alakú antenna volna a legalkalmasabb eszköz. (Az univerzum korai szakaszából fennmaradt, igen nagymértékben irányfüggetlen sugárzás.)

Jim Peeblesnek gyors volt az anyagcseréje; azt evett, amit csak akart, nem kellett aggódnia, hogy elhízik. Nyughatatlan belső működése mintha gondolkodására is kihatással lett volna. Szerette elsőként észrevenni a tudomány következő nagy kérdését, hogy aztán megválaszolja, megnézze, hová vezet, hogy aztán ezt az újabb nagy kérdést is elsőként vegye észre, válaszolja meg, és nézze meg, hová vezet: azt szerette legjobban, ha csak úgy süvölt körülötte a jövő szele. (Peebles egyébként kiváló alpesi síelő volt.) Izgága gondolkodásáról adott beszámolója is kifejezetten kapkodóra sikerült az egyik interjújában: „mint egy véletlenszerű, nem, mint egy cél nélküli séta, illetve inkább egy csupán a legközvetlenebb célokkal rendelkező séta: mindig csak akkor döntöm el, merre lépjek tovább, amikor túl vagyok az előző lépésen”. A tudományos folyamat könyvtárszagú része viszont - a szöveghalmokban való búvárkodás, a szakirodalom biflázása -, bár nem untatta, nem is okozott örömet számára. Akárhogy is legyen, ez esetben nem kutatott kellő mélységben.

A világegyetem hőmérsékletéről írott dolgozatának első változatát, amelynek félkész verzióját Dicke Penziasszal folytatott első telefonbeszélgetése után elfaxolta a Bell-labornak, a Physical Review (Fizikai Szemle) bírálója újra és újra visszadobta, mivel az csak Alpher, Herman, Gamow és mások számításait ismételte. Peebles végül 1965 júniusában visszavonta a dolgozatot, és sikerült kijavítania néhány hibát a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzásról Dickével, Roll-lal és Wilkinsonnal közösen írt értekezésben. Ám még ebben az átdolgozott cikkben is csak Gamow az ősrobbanás során keletkezett elemekről írt munkáját említi, későbbi elméletét a kozmikus sugárzás hőmérsékletéről nem. Gamow küldött is egy indulatos levelet Penziasnak, amelyben a korai írásaira és eredményeire való hivatkozások felsorolása után diadalmasan kijelenti: „Lám, a világ mégsem a mindenható Dickével kezdődött.”

Az a sűrű homály azonban, ami ezeket a dolgozatokat övezte, jól tükrözte a tudóstársadalom kozmológiával és általános relativitáselmélettel kapcsolatos közönyét. Mindez azonban hamarosan megváltozott. 1965 decemberére Rollnak és Wilkinsonnak sikerült a Guyot Hall tetején felállított antennájukkal pontosan megismételni Penzias és Wilson méréseit. További két hónapon belül pedig két másik kísérlet is (az egyiket megint Penzias és Wilson jegyezte) megadta azt, ami nélkül rendes tudományos előrejelzés nem lehet meg: az eredmények megismétlését. Újra kimutatták az ekkor már egyre gyakrabban csak „3 kelvines sugárzás” néven emlegetett jelet.

A csillagászok és a fizikusok szinte érezték, ahogy a tudományos konszenzus inog. Az „állandó állapot” és a „nagy bumm” elméletek egyike sem pusztán matematikára és megfigyelésre épült, hanem bizony spekulációra is: a Kopernikusz-féle látszatmentegető kísérlet modern változata volt mind a kettő; súlyos bizonyítékhiányban szenvedő elméletek. Éppen úgy, ahogy Galilei a távcső segítségével megfigyelte azokat az égi jelenségeket, amelyek végleg eldöntötték a Föld-központú és a Nap-központú kozmosz körüli vitákat, átértelmezve ezzel a világegyetemről alkotott képünket, most a rádiócsillagászok újfajta távcsöveikkel olyan bizonyítékokat találtak, amelyek eldöntötték az „állandó állapot” és a „nagy bumm” kozmológiai vitáját, és megint felül kellett vizsgálni a világképünket.

Nem volt szükségszerű azonban, hogy az elektromágneses spektrum optikai tartományán túl többet lássunk. Előfordulhatott volna, hogy az ég semmi olyan pluszinformációt nem tartalmaz, amit puszta szemmel, akár optikai távcső nélkül ne tudtunk volna észrevenni. A newtoni világkép a rádiótávcsövek megjelenésétől függetlenül érvényes maradhatott volna - a látható tartományon túli észlelés ennek ellenére több jelenség megfigyelését és az új típusú információk értelmezésének kényszerét vonta maga után. Az új világegyetem továbbra is óramű pontossággal járt; a Galilei megfigyeléseiből és Newton számításaiból levezetett törvények feltehetőleg továbbra is hatályosak voltak. Viszont mostantól a Hubble megfigyeléseire és Einstein számításaira épülő törvények is érvényesek, és az ő világegyetemükben a mennyek nem körkörösen, hanem egyenes irányban mozogtak; Einstein és Hubble kozmoszának már nem a zsebóra a megfelelő metaforája, amelynek mutatói és fogaskerekei végül mindig visszatérnek ugyanoda, hanem a naptár, mely pergő lapjaival megőrzi a múltat, feljegyzi a jelent, és ismeretlen jövővel kecsegtet.

„Talán mégis van értelme elméleteket gyártani a világegyetemről” - gondolta Peebles. Nem mintha az óvatosságáról ismert tudós ekkorra a „nagy bumm” elmélet szószólójává vált volna, de az általa előrejelzett és Penzias és Wilson által észlelt mikrohullámú háttérsugárzás egybeesése mindenképpen egy olyan világegyetemre utalt, ami kozmikus léptékben mindenütt egyforma. Einstein a lejtős-elefántos vizsgakérdések leegyszerűsítésével élt, de feltevése bejött: a világegyetem homogén.

„Elképesztő, de ez az igazság - gondolta Peebles. - A világegyetem mégsem bonyolult.”

Ami odaát van

Nem nagyon érdekelte, hogy mi lehetne vagy minek kéne lennie az univerzumnak. Nem teoretikus volt, hanem csillagász - megfigyelő. Számára az univerzum az volt, ami, és kész. A világegyetem pedig mozgásban volt, akármerre nézett is az ember benne.

Tulajdonképpen még nem is volt csillagász. Egyetlen megfigyelési tapasztalatát gyerekkorában szerezte - édesapja segítségével egy postán rendelt lencsét hozzáerősített egy kartoncsőhöz, melyet ingyen kapott egy washingtoni boltban. Ráadásul az a távcső nem is működött rendesen; nem tudott képeket készíteni vele, mert azzal nem lehetett követni a csillagok mozgását. Jobban mondva látszólagos mozgását, mivel csak a Föld forgása miatt tűnik úgy, hogy a csillagok ívet húznak az éjszakai égboltra.

Kislányként nagyrészt a csillagok mozgása miatt kezdett érdeklődni az asztronómia iránt. Második emeleti hálószobájának pont az ágya fölött lévő ablaka északra nézett, és tízéves lehetett, amikor észrevette, hogy a csillagok mintha az égbolt egy pontja körül köröznének, és, hogy az évszakok váltakozásával maguk a látható csillagképek is változnak. Attól kezdve sokkal kevesebbet aludt, és sokkal többet figyelte az éjszakai égbolt mozgásait. Megjegyezte a meteorok útvonalát, és reggel gondosan lejegyezte egy füzetbe. Később a középiskolában valahányszor házi dolgozatot kellett írnia, mindig valamilyen csillagászati témát választott - írt a reflektorokról (a tükrös távcsövekről) és a refraktorokról (a lencsés távcsövekről) is. Édesanyja néha felkiabált neki: „Vera, nehogy megint egész éjszaka az ablakban lógjál!” Ő mégis sokszor pontosan ezt tette, és a szülei tulajdonképpen nem is nagyon bánták.

Ha úgy vesszük, a newtoni világképet vallotta, mely szerint az anyag megjósolható módon mozgott, és az égitestek (köztük a Föld is), akármerre kalandozzanak is, végül mindig ott kötnek ki, ahonnan elindultak. Viszont Vera Cooper 1928-ban született, három évvel azután, hogy Edwin Hubble bejelentette, hogy a Tejútrendszer csak egy a sok közül, és egy évvel azelőtt, hogy ugyanő bebizonyította, hogy a galaxisok távolodni látszanak egymástól - mégpedig annál gyorsabban, minél messzebb vannak egymástól. Vera számára magától értetődött, hogy a világegyetem telis-tele van mozgásban lévő galaxisokkal.

Amikor tehát a Cornell Egyetemen szakdolgozattémát kellett választania, a régi jól bevált óramű-modellt igyekezett megújítani, hogy az az új, táguló világegyetemre is érvényes legyen. Úgy érvelt, hogy mivel a Föld a tengelye körül forog, a Naprendszer is forog, és a Tejútrendszer is forog, talán a világegyetemnek is van tengelye. Talán maga az univerzum is forog.

Kiindulópontja nem tűnt eszeveszettnek. Férje, Robert Rubin cornelli fizika-doktorandusz már mutatott neki egy rövidke gondolatkísérletet a Nature folyóiratban, George Gamow tollából: „Forog a világegyetem?” Később kiderült, Kurt Gödel Princetonban épp a forgó univerzum elméletét próbálja kidolgozni.

Vera módszerével sem volt baj. Azzal kezdte, hogy összegyűjtött minden adatot, amit a 108 vöröseltolódást mutató galaxisról tudni lehetett. Aztán eltekintett az univerzum tágulása miatti mozgásoktól - az ún. távolodási sebességtől. A kérdés csak az volt, van-e valamilyen rendszer a fennmaradó mozgásban - a galaxisok pekuliáris mozgásában? (A pekuliáris mozgás több közösen mozgó objektum esetén az egyes objektumoknak a kollektív sebesség levonása után maradó egyedi, saját mozgása.) Miután egy gömbfelületen ábrázolta a mozgásokat, úgy tűnt, nagyon is van. 1950 decemberében, huszonkét évesen, fél évvel a mesterfokozat megszerzése előtt Vera Cooper Rubin előadást tartott szakdolgozatáról az Amerikai Csillagászati Társaság (A AS) előtt a Pennsylvania állambeli Haverfordban.

Vera Rubinnak sosem kellett önbizalomért a szomszédba mennie. Amikor a Swarthmore Főiskola felvételi biztosa azt tanácsolta neki, lévén, hogy csillagászattal szeretne foglalkozni és a festés az egyik hobbija, elgondolkodhatna a csillagászati illusztrátori pályán, Vera a szemébe nevetett, és inkább a Vassarra jelentkezett. Amikor ösztöndíjat kapott a Vassarra, és az egyik gimnáziumi tanára azzal búcsúzott tőle, hogy „ha nem mész a természettudományok közelébe, nem lehet baj”, csak megvonta a vállát, és csillagászat szakra jelentkezett (ami mellé jó adag tudományfilozófiát is hallgatott). Amikor pedig egy hónapos kisbabája miatt egyik professzora a Cornellen felajánlotta, hogy elmegy helyette a haverfordi AAS-konferenciára, és saját nevén előadja Vera dolgozatát, annyit mondott, „jaj, elmegyek én”, és el is ment, újszülöttestül.

Az ülésen jelen lévő AAS-csillagászok véleménye az előadásáról egybehangzóan negatív volt: kiindulópontját bizarrnak, igazolását ingatagnak, következtetését kétségesnek tartották. Addig kritizálta egyik tudós a másik után, míg Martin Schwarzschild csillagász jóindulatúan fel nem állt, és be nem rekesztette a vitát. „Nagyon érdekes kísérlet” - mondta sipító hangján. A moderátor ekkor kávészünetet javasolt, Rubin pedig távozott.

Ő maga egyszerű egyetemi szakdolgozatnak tartotta a munkáját, semmi többnek. Mindenesetre úgy gondolta, mesterfokozatú szakdolgozatnak azért nem volt rossz. Úgy érezte, a lehető legóvatosabban bánt azzal a halom adattal, amivel dolgozott, és a kapott eredmény annyit mindenképp megért, hogy hírt adjon róla. Meg volt győződve arról, hogy jól sikerült az előadása, és hogy kihozta magából, amit tudott. Azzal biztatta magát, hogy soha nem volt még AAS-ülésen, sőt túl sok csillagásszal sem találkozott még azelőtt: lehet, hogy mindig mindenkivel ennyit kötözködnek. Végül úgy döntött, a kapott kritikákat ugyanúgy figyelmen kívül hagyja, mint a felvételi biztos és tanárai megjegyzéseit. Másnap szülővárosának lapja, a The Washington Post a következő címen közölt cikket az eseményről: „Egy kismama szerint a Mindenségnek van középpontja”. Vigasztalhatta hát magát azzal, hogy a valódi csillagászok legalább megismerik a nevét (illetve egy nyomdahiba miatt „Vera Hubin” nevét).

Az élmény arra mindenképp jó volt, hogy ráébredjen: annyira amatőr volt, hogy azt sem tudta, munkája mennyire nem egyeztethető össze a tudományos fősodorral. Fogalma sem volt arról, hogy a csillagászok közül talán egyedül Gamow, az elméletalkotók közül pedig talán egyedül Gödel érezte úgy, hogy a forgó világegyetem elképzelése bármilyen szinten komolyan vehető. Nature-beli cikkében Gamow el is ismerte, hogy a forgó univerzum gondolata „első ránézésre abszurd” - és első ránézésre az is volt. De ha az ember másodszor is ránéz? Első ránézésre - a technikai segédeszközök nélküli szabad szemű vizsgálódás szerint -a Föld mozdulatlan, a Nap a Föld körül kering, a Jupiternek nincsenek holdjai, a Szaturnusznak nincs gyűrűje, az összes csillag is mozdulatlan, és a csillagokon túl nincs semmi sem. Gamow arra akart ezzel kilyukadni, hogy a csillagászoknak most, hogy ráébredtek az univerzum valódi léptékére, nem szabad első ránézésre ítélniük.

Ha annyit mondunk, hogy a sok milliárd látható csillag csak a Tejútrendszer egy részlete, és hogy további sok milliárd tejútrendszer van a sajátunkon túl, még nem sikerült megfelelően érzékeltetnünk a világegyetem méretét. Ahogy az emberi szemnek sem kellett megtanulnia a rádióhullámokat is érzékelni a túlélésünk érdekében, talán a tudatunk sem arra termett, hogy fel bírjuk fogni azokat a számokat, amelyekkel a csillagászok újabban foglalkoznak. Ahogy egyes kultúrák számfogalma kimerül az „egy, kettő, három, sok” sorozatban, jellemzően mindenki, ha egyáltalán belegondol az univerzum hatalmasságába, elintézi annyival, hogy „Föld, bolygók, Nap, messzi”.

Gondoljunk csak bele, mennyi időbe telne „egy kupac kopasz kukac, két kupac kopasz kukac stb”, azaz nagyjából egy szám/szekundum sebességgel elszámolni egymillióig? Tizenegy napig, pontosabban 11 napig, 13 óráig, 46 percig és 40 másodpercig. Vajon mennyi ideig tartana ugyanilyen sebességgel egymilliárdig elszámolni? Egymilliárd ezerszer egymillióval egyenlő - tehát nyilván ezerszer annyi ideig. Egymillió kupac kopasz kukac - azaz tizenegy nap - ezerszer egymás után. Az annyi, mint 31 év és 8,5 hónap. Egybillióig elszámolni ezerszer annyi ideig tart, mint egymilliárdig - 31 év szorozva ezerrel az 31 000 év. Egy fényév, azaz az a távolság, amit a fény egy év alatt tesz meg, nagyjából tíz billió kilométer. Tízbillióig elszámolni tízszer 31 000, azaz 310 000 évbe telne.

A csillagászok minden korábbi generációjának hozzá kellett szoktatnia magát, hogy felfogja az egymást követő felfedezések nyomán egyre hatalmasabb léptékű világegyetemet: a Nap 150 millió kilométerre van; a Nap utáni legközelebbi csillag 4,3 fényévnyire, azaz 43 billió kilométerre (figyelem: 310 000 évnyi kupac kopasz kukac szorozva 4,3-del, azaz 1 333 000 évnyi számolás) van tőlünk; saját szigetuniverzumunk több milliárd egymástól hasonló távolságra lévő csillagot számlál; szigetuniverzumunk átmérője a spirális korong egyik végétől a másikig 100 000 fényév (310 000 év kopasz kukacozás százezerszer egymás után, azaz több mint 31 milliárd év számolás, amit természetesen csak akkor bírunk elképzelni, ha a milliárd fogalmát már korábban tisztáztuk magunkban).

Bár ezek után a „több milliárd galaxis” kifejezés felfoghatatlannak, sőt nevetségesnek tűnhet, segítségével némi fogalmat alkothatunk arról, mekkora különbség volt a Hubble munkássága előtti és utáni világegyetem között. Hubble univerzuma tele volt galaxisokkal, „ameddig a szem ellát” - legyen az a szem a sajátja, a roppant 100 hüvelykes (254 centiméteres) Hooker-teleszkóp a Wilson-hegy tetején, vagy utódja, a Palomar-hegyen magasodó 200 hüvelykes (508 centiméteres) Hale-teleszkóp, amely 1949-ben mutatkozott be, és amely egyre nagyobb és nagyobb vöröseltolódást mutató galaxisokba engedett bepillantást. Ki volt a megmondhatója, hová vezet a világegyetem legújabb átértékelése? A huszadik század derekán Hubble univerzumába bebocsátást kérő csillagászoknak az elképzelhető legnagyobb léptékben tisztában kellett lenniük annak történetével és szerkezetével. Egyszóval kozmológiával is foglalkozniuk kellett.

Rubin távolról sem tekintette magát kozmológusnak. Még csak csillagásznak sem tekintette magát, és nem csak azért, mert még sosem nézett bele profi csillagászati távcsőbe. Fél évvel az ominózus A AS-konferencia után megkapta a diplomáját, a férje megszerezte a doktori címet, és a család Washington közelébe költözött, hogy férje könnyebben járhasson munkába. Fiuk még egyéves sem volt, de már újabb gyereket terveztek, és bár férje ösztönözte, hogy doktoráljon, Rubin úgy érezte, így is épp elég bonyolult az élete. Saját döntése volt tehát, hogy még ne próbáljon meg csillagász lenni, csak álmodozzon a dologról. Mindenesetre úgy érezte, jelenlegi életvitelére egyáltalán nincs felkészülve: képtelen volt a kertvárosi házban egész nap a fiára vigyázni, míg a férje dolgozott - nem csoda, hogy sírva fakadt, valahányszor az Astrophysical Journal egy-egy számát kihozta a postás.

Aztán egy szép napon csöngött a telefon, és George Gamow volt a vonal másik végén.

Rubin éppen az ablaknál állt. A telefont egy asztalról vette fel. A kanapé a szoba túlsó sarkában. Nincs hova leülni. A zsinór vajon elér odáig? Mindegy is. Egy ilyen beszélgetéshez egyébként sem szabad leülni. Nem is ült hát le, csak bámult ki az ablakon, és hallgatta, ahogy George Gamow Vera Rubin kutatási eredményeiről érdeklődik.

Vera férje a Maryland állambeli Silver Springsben, a Johns Hopkins Egyetem alkalmazott fizikai laboratóriumában Ralph Alpherrel került egy irodába, és Robert Herman asztala is csak pár ajtóval volt arrébb. Gamowot néha tanácsadóként kérte fel az intézet, Alpher és Herman pedig gyakran dolgoztak együtt vele. Gamow tőlük hallott Rubin szakdolgozatáról. Mint mondta, egy, a laboratóriumban tartandó előadásához szerette volna Rubinnak a forgó univerzumról készült munkáját felhasználni. (Vera Rubin azonban sajnos nem lehetett jelen az előadáson: az előírások szerint házastársaknak tilos volt a bemenet.)

Robert Rubin azért választotta az alkalmazott fizikai kutatólaboratóriumot, mert Washington közelsége lehetővé tette felesége csillagászati előmenetelét - amit mind ez idáig nem használt ki. A Gamowval való beszélgetés után Vera Rubin az Astrophisical Journallel járt a játszótérre, és 1952 februárjában, újra várandósan, már a Georgetown Egyetemre járt, az egyetlen olyan közeli iskolába, ahol csillagászatból is lehetett doktorálni. A Georgetownon, ha arra kerül a sor, a George Washington Egyetemmel való egyezség alapján Gamow professzor lesz majd a témavezetője.

Tavasszal találkozott először Gamowval. Gamow kérésére a Carnegie Intézet Földmágnesség Osztályának (DTM) könyvtárában találkoztak, melynek a dombos, fákkal benőtt külvárosi Rock Creek Parkban (Washington északnyugati részén) álló campus adott otthont. A DTM szerény téglaépület volt csupán egy jelentőségéhez képest szokatlan helyszínen. Lakónegyedben, egy hosszú, kanyargós kerti út végén állt: kórháznak vagy öregek otthonának is nézhette volna az ember, de egyik sem volt: a huszadik század első évtizedétől fogva a Föld mágneses terének világméretű feltérképezését irányították innen. 1929-től kezdődően a DTM-en bolygónk természetének szélesebb körű kutatásába kezdtek, de az osztályon más bolygók atomfizikai és geológiai struktúráit is vizsgálták.

Rubin emlékei szerint egyszer már járt a kellemes fekvésű épületben - biztosan valami előadást hallgatott itt meg. Most azonban egyre gyakrabban, szinte havonta megfordult az intézetben. A könyvtár bejárata a másodikon, a lépcsőtől jobbra nyílt. A könyvtár ajtajától az olvasóterembe menet az embernek egy könyvespolcok szegélyezte szűk kis folyosón kellett áthaladnia. Minden alkalommal, amikor bejött, Rubin egy pillanatig erőt gyűjtött, mielőtt leküzdötte ezt a csillagászat felé vezető úton elé gördülő újabb akadálya. A folyosó nagyjából fél méter széles lehetett - kicsit kevésbé széles, mint egy második gyermekével terhes asszony.

Mint kiderült, George Gamow nem az az ember volt, akit Vera Rubin elképzelt. Amikor nem a csendes, elegáns DTM-könyvtárban találkoztak, Gamow Chevy Ghase-be, Maryland állambeli otthonába hívta. Nem volt olyan alkalom, hogy a tudós ne vágott volna nyomdafestéket nem tűrő szavakat a ház valamelyik távolabbi sarkában lévő felesége fejéhez. Már megint hová rakta a papírjait? Miért kell folyton kotorásznia a papírjai közt? Rubin nem tudta volna megmondani, vajon egyáltalán otthon volt-e a kedves nej.

1953 nyarán Rubin és férje befizettek egy michigani csillagászati műhelykonferenciára; Gamow is ott volt, és elég zavarbaejtően viselkedett. Elszundikált a beszélgetések alatt, és amikor felriadt, nemrég megválaszolt kérdéseket tett fel. Amikor délután Rubin, Gamow és Walter Baade, a neves Wilson-hegyi csillagász elvonultak beszélgetni, Gamow fél üveg tömény szeszt elpusztított. Saját előadása alatt aztán messziről bűzlött az alkoholtól.

Rubin kezdte megérteni, hogy kétféle zseni létezik. Az egyik pont olyan, mint bárki más, csak borzasztóan intelligens és pontosan tudja, mit miért tesz. A másik típusba tartozókat azonban csak messziről tudjuk csodálni; a mi agyunk egészen más srófra jár. Gamow ebbe a második csoportba tartozó zseni volt. Ha elaludt is előadások közben és fölösleges kérdéseket tett is fel, olyan válaszokat tudott, amiket senki más. Akármilyen esendő volt is, amikor Gamow beszélt, mindenki őt hallgatta.

„Vajon egyenletes-e a galaxisok eloszlása?” - tette fel a kérdést Gamow Rubinnak egyik első találkozásuk során. Arra gondolt, hogy Rubinnak nem csak a galaxisok mozgását kellene összesítenie, ahogy a szakdolgozatában tette - összesíthetné azok eredményét: a galaxisok elrendeződését.

A galaxisok eloszlása valóban véletlenszerű és egyenletes univerzumszerte, ahogy a legtöbb csillagász feltételezte? Hubble mindenképpen így gondolta. „Az eloszlás nagy léptékben nagyjából egyenletes - írta nagyhatású 1936-os könyvében, A ködök birodalmában. - A látható vidék mindenütt, és az összes irányban nagyrészt ugyanolyan.” Ezzel egyrészről csak a modern kozmológia két alapfeltevését, a homogenitást és az izotrópiát fogalmazta meg a laikus olvasó számára is érthető formában. Ahogy azonban a kérdést megközelítette, az még a szigetuniverzum-alapú pre-modern gondolkodásra emlékeztetett - különösen a „sziget” részére. Hubble, és hatására egy teljes csillagászgeneráció felfogása szerint az addig észlelt galaxishalmazok ritka kivételek vagy merő kozmikus optikai illúziók: több galaxis véletlenül a látótengelyünk irányába esik.

Gamow azonban sokkal nagyobb léptékekben gondolkodott. Esetleg a galaxisok pekuliáris mozgása - a tágulással megmagyarázható mozgásoktól független áramlásuk - mégsem véletlenszerű, ahogy a legtöbb csillagász ekkor feltételezte. Esetleg a galaxisok közti gravitációs kölcsönhatások még a korábban felfoghatatlanul nagy távolságokon át is lehetnek olyan erősek, hogy helyi szinten kiegyenlítsék a tágulás széthúzó hatását. Talán egy galaxis sem, vagy legalábbis nem mindegyik él elszigeteltségben.

Rubin elfogadhatónak tartotta a felvetést, és nem csak azért, mert a profetikus George Gamow agyából pattant ki. Nem sokkal azután, hogy Gamow legelőször felhívta, Rubin levelet kapott Gérard de Vaucouleurs-től, egy Ausztráliában dolgozó francia csillagásztól, aki aztán újra és újra írt neki. Rubinnak folyton bűntudata volt, hogy nem válaszol elég gyorsan. Panaszra azonban nem lehetett oka: Gamowhoz hasonlóan De Vaucouleurs is Rubin szakdolgozatáról érdeklődött. Azt írta, hogy a Rubin által esetlegesen felfedezett mintázathoz hasonló rendszert talált a galaxisok eloszlásában, és 1953 februárjában, Rubin doktori képzésének derekán az álhatatos Vaucouleurs-nek írott válaszlevelei meghozták gyümölcsüket. De Vaucouleurs Astronomical Journalben (Csillagászati Közlöny) megjelent cikke az ő szakdolgozatára hivatkozott: „Mintegy száz 4 megaparszeken belüli extragalaxis radiális sebességének elemzése nyomán Mrs. V. Cooper Rubin a belső metagalaxis differenciális rotációjára utaló bizonyítékokat talált.” De Vaucouleurs azonban nem a világegyetem forgására következtetett Rubin elemzéséből, hanem galaxishalmazokat tömörítő halmazok együttmozgására - ún. szuperhalmazok létezésére. Érvelése ettől függetlenül gyakorlatilag ugyanazt a kérdést feszegette, amit Gamow tett fel Rubinnak: csoportosulnak-e a galaxisok, és ha igen, miért?

Rubin ezúttal is olyan adatokat rendszerezett, amelyekhez előtte is bárki könnyen hozzáférhetett: a Harvard galaxisszámlálását. Elemzési módszere is a szakdolgozatában használthoz hasonlóan logikus volt: a tejútrendszerek látható helyzetét vetette össze azok vöröseltolódásuk mértékéből következő távolságával, így ezúttal háromdimenziós térképen összesítve a galaxisokat.

Rubin sikeresen egyensúlyozott csillagászi és anyai karrierje között, időnként szó szerint: egyik kezében vaskos német tankönyv, a másikban a babakocsi fogantyúja. Heti két-három estét a georgetowni obszervatórium óráin töltött; disszertációján éjjelente dolgozott, mikor a gyerekek már aludtak. Két év alatt ledoktorált, és A galaxisok térbeli eloszlásában megfigyelt ingadozások című dolgozata az Amerikai Tudományos Akadémia folyóiratának (PNAS) 1954. július 15-i számában jelent meg. Az értekezés következtetése: a galaxisok nem véletlenszerűen verődnek bandákba; oka van annak, hogy összegyűlnek, és az ok nem más, mint a tömegvonzás.

Ezúttal nem kapott fejmosást, mint Haverfordban. Sokkal rosszabb dolog történt: semmilyen reakciót nem kapott.

Az AAS egy 1963-ban, Tucsonban rendezett konferenciája alatt Vera Rubin ellátogatott a várostól mintegy kilencven kilométerre, a sivatagos hegyek közt fekvő Kitt Peak Nemzeti Obszervatóriumba. Ekkor már négy gyermek édesanyja és adjunktus volt ugyan a Georgetown Egyetem csillagászat tanszékén, de még mindig nem gyakorló csillagász.

„Galaxisokat is élmény figyelni - szabadkozott, ha kérdezték -, de egy gyerek első huszonnégy hónapja lélegzetelállító.” Ekkor azonban már legfiatalabb gyermeke is hároméves volt.

Rubin távcsőidőt kért a Kitt Peak csillagvizsgálóba, hogy még abban az évben észlelhessen. Georgetowni diákjaival korábban 888 viszonylag közeli csillag mozgását tanulmányozta, a szakdolgozatánál és a disszertációjánál alkalmazott hétköznapi módszerre] - csillagkatalógusok fellapozásával. (Amikor az Astronomical Journal szerkesztője tájékoztatta, hogy a folyóirat házi szabálya szerint diák neve nem tiintethető fel cikk szerzőjeként, Rubin vissza akarta vonni az írást. A cikk végül a diákok nevével együtt jelent meg a lapban.) A Kitt Peak obszervatóriumban ezt a munkát szerette volna folytatni, csakhogy ezúttal saját maga nézett bele a távcsőbe.

A legtöbb kortárs csillagásszal szemben, akik a Tejútrendszer belsejében található csillagok mozgását figyelték, Rubin éppen az ellenkező irányban kutakodott. Az ún. galaktikus anticentrumban, azok között a csillagok között, amelyek messzebb vannak a galaxis központi dudorától, mint csillagunk, a Nap. A rákövetkező évben Rubin lett az első nő, aki meghívást kapott a San Diegótól északkeletre fekvő Palomar-hegyi csillagvizsgálóba. (A nőket korábban sem a Palomar-hegyen, sem a Carnegie Intézet által üzemeltetett Wilson-hegyi csillagvizsgálóban nem látták szívesen, a női illemhelyek hiányára hivatkozva. „Íme - közölte ünnepélyesen az egyik ajtó előtt Olin Eggen csillagász, amikor Rubint körbevezette a PaJomar-hegyen -, a híres vécé.”) Ekkor döntött úgy, hogy végre megteszi, amire a számára egyre szűkösebbnek bizonyuló Georgetown Egyetem adjunktusaként képtelen volt: főállású csillagász lesz.

Ekkoriban már egy csendes, árnyas kertvárosi utcában lakott a Földmágnesség Osztály (DTM) közelében, ahol annak idején Gamowval konzultált a könyvtárban. Olykor-olykor benézett barátjához, Bemard Burke-höz a negyedóra gyalogútra lévő DTM-re, hogy a Tejútrendszer forgásával foglalkozó rádiócsillagászati munkájáról beszéljenek. 1964 decemberében azonban más céllal érkezett Burke irodájába. Bár az 1904-ben alapított DTM-nek sosem volt még női munkatársa, Rubin kerek perec megkérte Burke-öt, hogy alkalmazza.

„Szerintem az sem lepte volna meg ennyire, ha megkérem a kezét” - mesélte Rubin aznap este a férjének.

Az első sokkot követően Burke a közös ebédlőbe kísérte Rubint, és bemutatta a kollégáknak; Rubinnak felcsillant a szeme, amikor kiderült, hogy egyikük, W. Kent Ford nemrég tért vissza a Wilson-hegyi csillagvizsgálóból. Valaki megkérte Rubint, menjen ki a táblához (bizony, ebben az ebédlőben még tábla is volt), és meséljen a legfrissebb eredményeiről. Mielőtt aznap hazaindult volna, Rubin a DTM igazgatójától, Merle Tuvétől, aki már a húszas évek óta az Osztályon dolgozott, kapott egy 5x5 centis fotografikus lemezt, hogy házi feladatként csináljon színképelemzést. Amikor megkapta az eredményeket, Tuve felhívta Rubint, hogy találkozni szeretne vele.

Rubin azt mondta, ő akár tíz perc múlva ott tud lenni. Tuve a rákövetkező hetet javasolta, mire Rubin megint biztosította, hogy ő akár tíz perc múlva ott tud lenni.

A Carnegie Intézet összes többi Washington állambeli laboratóriumához hasonlóan a DTM tudományos munkatársainak sem kellett tanítaniuk, nem volt publikálási kényszer, és pályázatokat is csak elvétve kellett írniuk. A pozíció egyetlen feltétele az volt, hogy jó viszonyt ápoljon az illető a kollégákkal, és hogy hasznos tudományos munkát végezzen. Rubin választhatott, hogy jó barátjával, Bernie Burke-kel vagy W. Kent Forddal osztozik az irodáján. (A korábban már említett telefonbeszélgetésre, melynek során Burke Arno Penziast Bob Dickéhez irányította, azután került sor, hogy Rubin először megkereste Burke-öt 1964 decemberében, de még azelőtt, hogy 1965. április 1-jén munkába állt volna a DTM-nél) Burke Tuvéhez és Kenneth Turnerhez hasonlóan az intézet főállású rádiócsillagásza volt. Rubinnak feltűnt, hogy a rádiócsillagászok önhatalmúlag birtokba vettek egy első emeleti szobát, ahol már csak régészek tudtak volna kiigazodni a hatalmas asztalt borító táblázatok és egyéb papírok rétegei között, és nem akarta magát beleásni az ő világukba. Saját világot akart, és úgy gondolta, Ford irodájában nagyobb eséllyel fogja megtalálni.

Ford feltaláló volt. Nem sokkal korábban épített egy képerősítő csővel ellátott spektrográfot - továbbfejlesztette a fényforrások elektromágneses spektrumának fotografálására használatos eszközt. Ford műszere azonban nem a távoli objektumból érkező fényt fotózta, hanem a gyenge intenzitású fotonnyalábokat elektronsugárrá konvertálta, azt rávetítette egy foszforeszkáló lemezre, amitől az élénk fénylésbe kezdett - Ford spektrográfja ezt a sugárzó fényt fotózta le, egy „normál” fényképezőgép segítségével. A kész kép növelte a távoli fényforrás fényességét. A képerősítős spektrográf tized olyan hosszú expozíciós idővel dolgozhatott, mint a hétköznapi eszközök. Rubin úgy érezte, hogy Ford új műszerével, mely a keresztségben a „Carnegie képerősítő csöves spektrográf” hivatalos elnevezést kapta, ő is csatlakozhat a kortárs csillagászat leghőbben áhított zsákmánya utáni hajszához.

A kvazárok - a szó a „csillagszerű rádióforrás” kifejezés angol nyelvű eredetijéből (quasi-stellar radio source) összevont betűszó - elképesztő fényerejű, esetlegesen a világűr legtávolabbi vidékein található pontszerű jelforrások. 1963-as felfedezésük a rádióhullámok segítségével látható világ mélységének lenyűgözően látványos bizonyítékául szolgált. Rubin és Ford új képerősítő csöves spektrográffal végzett kvazárkutatása nagyon hasznosnak bizonyult. Csupán pár hónappal egyik eredményük publikálása után Jim Peebles az ő észlelésüket felhasználva komoly előrelépést tett a világegyetem korai szakaszának elméleti leírásában. Rubin el volt ragadtatva: kutatását olyan területen hasznosították, amibe eddig bele sem gondolt.

Összességében azonban a két év kvazárhajkurászás inkább tehertétel volt számára. Túlzottan telített volt ez a kutatási terület; távcsőidőt inkább az ismertebb, tűzhöz közelebb lévő csillagászok kaptak; és Rubin képerősítő csővel nem rendelkező munkatársainak adatéhsége elviselhetetlenné vált. Folyamatosan válaszokért jártak a nyakára, miközben Rubin maga sem volt biztos válaszai helyességében.

Rubin nem ezért lett csillagász. A magánéletében is épp elég feszültségforrás volt; egyáltalán nem hiányzott a szakmai feszültség. Felhagyott hát a kvazárkutatással.

Rubin ekkor kezdte felismerni, hogy korábbi munkája során azért nem tudta, hogy a tudományos fősodortól távol tevékenykedik, mert nem fősodorbeli intézményeknél dolgozott. A Cornell csillagászszemmel nem rúghatott labdába a Harvard vagy a Caltech mellett. Nem a Gamowok és a De Vaucouleurs-ök irányították a Wilson-vagy a Palomar-hegyi obszervatóriumokat. Korábban Rubin nem szándékosan lett kívülálló - ezúttal azonban a saját akaratából lett az. Azzal vigasztalta magát, hogy most legalább megismerte a csillagászat fősodrát, és pontosan tudja, mit hagy hátra. Ennek a tudásnak a birtokában fogja összeállítani észlelési programját.

Rubinnak olyan terület kellett, amit olyan kisebb méretű távcsövekkel is kutathatott, amelyekhez viszonylagos kezdőként is könnyebben hozzáférhet. Olyan kutatási területet akart, ami senkit nem érdekel annyira, hogy zavarják a munkában, de amiért a munka végeztével hálás lesz a tudományos közösség.

Kozmikus szempontból csak a szomszédba kellett átsétálnia: az Androméda-galaxisban, a mienkéhez hasonlító legközelebbi tejútrendszerben megfelelő kutatási témát talált magának.

„A galaxisokon belül minden mozgásban van - írta Rubin később. - A világegyetemen belül pedig minden galaxis mozgásban van.” A Föld két perc alatt „4000 kilométert halad Nap körüli pályáján; a Nap 32 000 kilométert halad a Tejútrendszer távoli középpontja körüli pályáján. Egy ember életének hetven éve alatt a Nap 600 000 000 000 kilométert tesz meg - ez azonban parányi részlete csak a pályájának: a Nap mintegy 200 000 000 év alatt kering egyszer körbe a Galaktika körül.”

A világegyetem azonban olyan roppant hatalmas, hogy a csillagászok sosem figyelhetik meg a galaxisok forgását. Ha valahol az Andromédán a mi galaxisunkat tanulmányoznák - Rubin szeretett eljátszani ezzel a gondolattal egy látszólag mozdulatlan spirált látnának csupán. Pontosan úgy, ahogy mi is, ha az Andromédára nézünk. A spektrográf azonban egész más eredményt adna: megmutatná, mennyit tolódott el az Andromédáról érkező fény az elektromágneses spektrum vörös, illetve kék széle felé, azaz milyen sebességgel szalad az Androméda Vera Rubin felé, vagy előle.

Rubin ezután korábbi munkájától eltérő szemlélettel használta a képerősítő csövet. Továbbra is egyre halványabb objektumok felé irányította a távcsövet, de ahelyett, hogy mind messzebbre és messzebbre próbált volna nézni, közelebbi objektumok egyre finomabb részleteit próbálta feltérképezni. Ráadásul rekordsebességgel.

Amikor Francis G. Pease amerikai csillagász 1916-ban az Androméda-galaxist vizsgálta, három hónap alatt összesen nyolcvannégy órás expozíciós idővel tudta lefotózni a galaxis egyik tengelyének színképét; a rákövetkező évben ugyanennyi idő alatt hetvenkilenc óra expozíciós idővel fotózta le a másik tengely színképét. Az eszközök sokat fejlődtek ugyan, de még a ’60-as években is több éjszakára és tucat órás expozíciós időre volt szükség egy színképhez (feltéve, ha elég pontosan sikerült beirányozni a távcsövet és a spektrográf ilyen hosszú ideig mozdulatlan maradt, amire egyáltalán nem volt garancia). Ford új készüléke azonban 90 százalékkal csökkentette az expozíciós időt. Minden további nélkül 4-6 színképet is lefotózhattak vele egyetlen éjszaka alatt. Rubin felismerte, hogy ezzel a műszerrel az Androméda-galaxis központi dudorától olyan messze lévő részének forgási sebességét is lemérheti, amilyen távoli részre vonatkozóan még egyetlen galaxison sem végzett méréseket egyetlen csillagász sem.

Ford és Rubin újra és újra elzarándokoltak Arizona két legnagyobb csillagvizsgálójához. Egyszer-egyszer családjukat is vitték - Fordnak három gyermeke volt, és a két család otthon is barátkozott de legtöbbször kettecskén tették meg az utat. Az obszervatórium sötétjében néha a szó szoros értelmében egymásnak mentek, ahogy azon vitatkoztak, ki irányítsa a távcsövet. Összességében azonban versengésük kimerült abban, hogy melyikük veszi észre az első óriáskaktuszt az országút mentén, a flagstaffi Lowell Obszervatóriumtól dél felé menet. Míg Phoenixet és Tucsont is elhagyva négyszáznyolcvan kilométerrel arrébb megérkeztek Kitt Peakre, Ford képerősítő csövével a csomagtartóban, a gyerekeikről is beszélgettek - ezeken a vadnyugati éjszakákon azonban legfőképpen tudományos kérdésekről vitatkoztak.

Az AAS 1968. decemberi ülésén Rubin bejelentette, hogy Forddal együtt sikerült véghezvinni tervüket. Megfigyeléseikkel messzebbre merészkedtek az Androméda magjától, mint előttük bármelyik csillagász bármelyik galaxis magjától. Rubin előadása után Rudolph Minkowski, a korszak egyik legkiválóbb csillagásza megkérdezte, mikor tervezik publikálni az eredményeiket.

„Még több száz olyan rész van, amit érdemes lenne megvizsgálni” - felelte Rubin, „...egyedül az Androméda-ködben”, tette hozzá magában. Ő akár a végtelenségig gyűjtögette volna az efféle adatokat. Gyönyörű, tiszta adatokat, melyekbe nem lehet belekötni. Ő csak észlelte, ami volt.

Minkowski válaszul szigorúan rádörrent: „Szerintem azonnal publikálják az eredményeket!”

Meg is tették. Viszont mindketten tudták, hogy mielőtt bármilyen hivatalos cikket küldenének be valamelyik folyóiratnak, kezdeni kellene valamit azzal a problémával, ami már az Androméda-észlelések kezdete óta nyugtalanította őket.

Rubin arra számított a sötétkamrában, hogy a Naprendszer bolygóira érvényes mintázatot fogja viszontlátni a lemezeken: minél távolabb van a bolygó a Naptól, annál lassabban kering, pontosan úgy, ahogy a newtoni gravitációs törvény előírja. A Naptól négyszer olyan messze lévő bolygó fele olyan sebességgel halad. Kilencszer akkora távolságban a sebesség harmadannyi. A Plútó százszor olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, ezért elvileg tízszer olyan lassú is kell legyen - és valóban tizedakkora sebességgel kering. Ha az ember ezt a távolság és sebesség közti összefüggést - minél nagyobb a távolság, annál kisebb a sebesség - grafikonon ábrázolja, fokozatosan lefelé tartó görbét kap.

Rubin és Ford pontosan ezt a görbét várták, amikor elkezdték grafikonon ábrázolni az Androméda különböző részeinek egymáshoz való viszonyát: minél messzebb vannak a csillagok a galaxis középpontjától, annál kisebb lesz a sebességük. A csillagászok ezt csinálták, mióta világ a világ - feltették, hogy a görbe lefelé tart, mintha a központi dudor csillaghalmazának roppant tömege pontosan úgy hatna a spirálgalaxis még leghaloványabb kis karjára is, ahogy a Nap roppant tömege még naprendszerünk legapróbb bolygójára is hatással van. De eddig egyetlen csillagász sem végezte el a feltételezést igazoló konkrét méréseket, mivel Ford továbbfejlesztett műszere nélkül erre nem volt lehetőségük. Beérték azzal, hogy feltételezett görbéiket kipontozott vonalakkal jelöljék. Rubin és Ford azonban kihozta a képerősítő csőből, amit csak lehetett, és minden eddiginél messzebb, a spirál legtávolabbi csücskén kutakodtak. Rögtön feltűnt nekik, hogy a galaxis legkülső csillagai és gázai mintha ugyanolyan nyaktörő sebességgel száguldoznának körbe, mint a galaxis legbelső csillagai és gázai. Olyan ez, mintha a Plútó a Merkúr sebességével keringene. Az Androméda forgási sebességének vonala nem görbült lefelé.

Talán a gáz lép reakcióba valamilyen - Rubin számára elképzelhetetlen - módon a külső csillagokkal? Vagy az Androméda ilyen zizi galaxis, és kész. Esetleg egy elméleti csillagász logikus magyarázattal tudna szolgálni a jelenségre. Rubin és Ford az Astrophysical Journalnek 1969 nyarán elküldött dolgozatukban ezt írták: „ezen a távolságon túl mindenki ízlése szerint extrapolálhatja az adatokat”.

Viszont Rubin magánvéleménye szerint nem létező adatokat grafikonon ábrázolni „ízléstelenség”. Forddal megegyeztek, hogy csak olyan adatot ábrázolnak, amit észleltek is.

És amit kaptak: egy vízszintes vonal.

Nem sokkal azután, hogy Rubin befejezte az Androméda-projektet, felhívta jó barátja, Morton Roberts, a Virginia állambeli charlottesville-i Nemzeti Rádiócsillagászati Obszervatórium egyik munkatársa, hogy sürgősen mutatni akar Verának valamit.

A DTM egy alagsori tárgyalótermében találkoztak, három-négy másik DTM-es csillagász társaságában. Roberts is az Androméda forgási sebességét tanulmányozta, csakhogy ő a rádióhullámok tartományában vizsgálódott. Elővette a Hubble-galaxisatlaszt, és felcsapta az Androméda fotójánál. A fotóra ráterítette rádiós megfigyeléseinek grafikonját. Az ismerős csillag-és gázciklonnál jóval messzebb hatolt, sokkal tovább, mint Ford és Rubin optikai felszerelése lehetővé tette, egy hidrogénfelhő alkotta gyűrűbe a galaxis körül. A szintén jelen lévő Sandra Faber harvardi egyetemistát azonban nem hatotta meg a rögtönzött bemutató.

„Nincs ebben semmi új - mondta. - Ez attól még ugyanaz a probléma. A sebességet sohasem lehetett előre látni.”

Igaza volt. Mint azt Rubin is bebizonyította, az egyes galaxisok sebessége univerzumszerte teljesen véletlenszerűen változott. Faber számára azonban természetes volt, hogy nem tudjuk, miért. Rubintól eltérően számára világ életében magától értetődőek voltak a világegyetem felfoghatatlanul sokféle mozgásai.

„Hát nem érti? - kérdezte Roberts. - A galaxisnak itt rég vége, de a görbe még mindig egyenes.” Rábökött a grafikonra. „Hol itt a tömeg? Hol itt az anyag? Itt anyagnak kell lennie!”

Mindenki a fotóra meredt. Az efféle magasztos szépségű, csillagok milliárdjaiból álló fantasztikus örvények ekkor már fél évszázada ejtették ámulatba a csillagászokat - a jelenlevőket azonban most valami más érdekelte. Az örvényen túlra néztek.

A dudoron, a csillagokon, a gázon és a spirális karokon is túl - túl az optikai vagy rádiós sugárzáson. És bár egy kukkot sem láttak ott, mindenki pontosan tudta, hogy továbbra is az Androméda-galaxist nézik.

Mégsem az volt, ami, hanem az, ami nem.

A megfelelő haló

(A spirálgalaxisokat körülölelő ritkán elhelyezkedő csillagokkal, gömbhalmazokkal és ritka gázzal kitöltött, közelítőleg gömb alakú térrészt nevezik halónak.)

1969 nyarán Jim Peebles elhatározta, kideríti, mennyire nem összetett az univerzum.

A tanévet vendégprofesszorként a Caltechen töltötte, ahonnan feleségével a fél országot átszelve autóztak haza princetoni otthonukba. Útközben megálltak a Los Alamos Nemzeti Laboratóriumnál. A labor felajánlotta, hogy egy hónapra vendégül látja Peeblest egy csereprogram keretében, hogy külsős szemszöggel is gazdagodjon az egyébként az új-mexikói sivatag közepén árválkodó elszigetelt tudományos közösség. Los Alamosban tervezték a világ első atombombáit: az elsőt a Trinity-teszt keretében 1945. július 16-án Los Alamostól 320 kilométerre délre, Alamogordo közelében, Új-Mexikó kietlen síkságain robbantották; húsz nappal később dobták le a Little Boy névre keresztelt bombát Hirosimára; végül rá három napra a Fat Man nevű töltetet Nagaszakira. 1969-ben a Los Alamos-i volt az egyik olyan kormányzati intézet (a Lawrence Livermore Nemzeti Laboratórium mellett), ahol atomfegyver-kutatás folyt. Amikor Peebles megpillantotta az intézet szuperszámítógépeit, rá jellemző nyughatatlansággal úgy döntött, ha már itt van, akár dolgozhatna is egy kicsit.

Edwin Hubble-t negyven évvel korábban vezette rá a galaxisok viselkedésének tanulmányozása arra, hogy a világegyetem tágul. Georges Lemaitre ezt a tágulást forgatta képzeletben vissza, mintha csak visszapörgette volna a szerteszét szaladó tejútrendszerek filmjét. Így jutott el az ősatom feltételezéséhez. Bár Peebles korábban nem hitte, hogy a világegyetem ennyire egyszerű lehet, neve csillagászkörökben ekkorra már összeforrott az „egyszerű univerzum” modellel - elfogadta, hogy a világegyetem homogén és izotróp, azaz mindenütt és minden irányban ugyanolyan. Miután Penzias és Wilson Peeblesszel és princetoni kollégáival együtt felfedezték, milyen körülmények között alakulhatott ki az „ősrobbanás”, Peebles az új adatok birtokában a tágulást magát igyekezett még jobban megérteni. (A Princeton Egyetem fizika tanszéke jobb szerette ezt a John Archibald Wheeler ötletén alapuló elnevezést (Primeval Fireball), mint a „nagy bumm” nevet.) Ismét a filmanalógiával szólva ő nem visszafelé pörgette az univerzum cselekményét, hanem napjainkig szerette volna előrecsévélni a szalagot. Na, ezt a filmet a világért nem hagyta volna ki.

A számítógép, mellyel Los Alamosban dolgozhatott (egy CDC-3600-as), a leggyorsabb egyetemi komputert is nagyságrendekkel múlta felül, sőt mindez a princetoni fizika tanszéknek egy fillérjébe sem került. Annyi ideig futtatta a gépen a programot, ameddig csak akarta - egész éjjel, vagy akár egész hétvégén. Ráadásul mindezt annak ellenére, hogy Los Alamosban akkoriban dúlt a hidegháború, és Peebles nem volt amerikai állampolgár. Tizenegy évvel korábban jött az Egyesült Államokba Manitobából - kanadai állampolgár volt, hivatalosan külföldi. Mégis, annyira primitívnek, vagy annyira rejtélyesnek találták a munkáját - persze az is lehet, hogy jámbor fellépése, megalapozott hírneve, vagy (viszonylag) hiányos számítógépes ismeretei segítettek -, hogy mindössze egy csendben kötögető titkárnőt rendeltek ki Peebles őrizetére.

Peebles egy ún. N-test-szimulációt tervezett. Az ember fog valahány (N darab) pontot, meghagyja nekik, hogy valamilyen tetszőleges tulajdonságuk alapján kezdjenek el kölcsönhatásba lépni egymással, aztán figyeli, mi sül ki a dologból. Peebles 300 pontot jelölt ki, és úgy programozta be őket, mintha mindegyik a világegyetem egy konkrét részén, a Coma-galaxishalmazban lévő galaxis lenne - ez volt a Földhöz legközelebbi, és legtöbbet tanulmányozott galaxishalmaz. Minden ponthoz hozzárendelte a neki megfelelő, valóságban is létező galaxis hozzávetőleges sebességét és helyzetét, és megtanította a számítógépet az általános tömegvonzás törvényére. Ezután lemodelleztette a komputerrel, mi történik sok-sok évmilliárd alatt a gravitációsan egymásra ható galaxisokkal egy táguló világegyetemben.

Peeblest korábban is foglalkoztatta, hogyan alakulhattak ki a galaxishalmazok, és már a Caltechen is végzett számításokat a témában. Most ezt az előkészítő kutatást dolgozta fel számítógépes program formájában. A saját kezűleg lyukasztott kb. 18 x 8 centis lyukkártyákat a fémadagolóba töltötte, és elindította a szimulációt. A program lejárta után a galaxisokat jelképező pontok valamennyire elmozdultak. Peebles ezt a képet egy 35 milliméteres filmkockára fotózta, és az előző szimuláció végét kezdőpontként megadva újabb szimulációt futtatott le. A pár millió évnek megfelelő program után a galaxisok megint megmozdultak. Amikor elegendő filmkocka összegyűlt, Peebles befűzte a filmszalagot a vetítőbe, és végignézte a műsort.

A világegyetem életre kelt a vásznon. A galaxisok a Hubble-tágulást követve eleinte széttartottak, de aztán történt valami. Egymás tömegvonzásának hatására mozgásuk egyre lassult, míg egyszer csak a folyamatos tágulás ellenére újra egymás felé nem kezdtek el haladni. A kisebb galaxisok sűrűsödtek a közelebbi nagyobb galaxisok köré, és az így növekedő halmazok tömörültek más, hasonlóan létrejött halmazokkal még nagyobb halmazokká. A folyamat előrehaladtával a sűrűsödés egyre intenzívebbé vált.

Pofonegyszerű.

Amióta csak négy évvel korábban a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérsékletét az általa számított érték közelében találták, Peeblest nem hagyta nyugodni a világegyetem struktúrájának egyszerűsége. Bár korábban erősen vitatta a kozmológia érvényességét, most úgy gondolta, a diszciplína már tulajdonképpen a ’30-as évek elején megfelelt a tudományosság összes alapfeltételének. Edwin Hubble révén megvoltak a mérések: fény derült a galaxisok távolsága és vöröseltolódása közti egyenes arányosságra. Georges Lemaítre és Alekszandr Fridman elméleti magyarázatot is talált a megfigyelésre: a „nagy bumm” után folyamatosan táguló világegyetem modelljét. A temérdek megválaszolatlan kérdés miatt pedig kutatási területből sem volt hiány. Peebles magától nem ragadtatta volna magát olyan merész alapfeltevésekre, hogy az univerzum egységes a lehető legnagyobb léptékben (azaz homogén), minden irányban (azaz izotróp), és talán csak a leegyszerűsítő feltevésekkel kapcsolatos ellenérzései miatt nem vette észre korábban a kozmológia tudományos potenciálját. Viszont tulajdonképpen már Penzias és Wilson „3 kelvines sugárzás”-észlelése előtt kezdett megenyhülni a korábban semmibe vett diszciplína irányában. Amint konkrét eredményt kapott a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás lehetséges hőmérsékletére - olyan értéket, amit kísérletileg ellenőrizni lehetett -, megértette, hogy mostantól bizony komolyan kell vennie a kozmológiát.

Dicke és Peebles azon nyomban belefogott egy nagyszabású, Gravitáció és űrkutatás című tanulmányba, melyet 1965 márciusában, azaz nagyjából Penzias mindent eldöntő telefonhívásával egy időben küldtek el a Space Science Reviews (Űrtudományos Szemle) szerkesztőségébe. (A cikk levonatába később beleillesztettek egy lábjegyzetet Penzias és Wilson észlelési eredményéről, valamint az Astrophysical Journal két készülő cikkéről.) Dicke a dolgozat fizikai, Peebles a kozmológiai részét vállalta magára. Negyed század távlatából azzal vágtak vissza Dicke rochesteri egyetemi tanárának, aki azt állította, hogy a gravitációnak semmi köze a fizikához, hogy már dolgozatuk bevezetőjében kijelentették: „Bár bizonyos korlátozott értelemben a gravitációnak nincs komolyabb jelentősége egy fizikus számára, ez a felfogás rendkívül naivan áll a kérdéshez.” A „Kozmológia” fejezet első bekezdésében Peebles ki is fejtette, mit ért ez alatt. Mint írta, egy fizikus számára a kozmológia nem csak a világegyetem keletkezésével kapcsolatos „természetes érdeklődést” elégíti ki: „a kozmológia elengedhetetlen a galaxisok, sőt már a Naprendszer szerkezetének a teljesség igényére törekvő elméletéhez”.

Ha az ember valamilyen, a világegyetem kialakulását és szerkezetét érintő konkrét kérdést - például a galaxishalmazok hátterét - szeretne megérteni, előbb maradéktalanul el kell vessen mindennemű „szigetuniverzum”-ról való elgondolást. El kell fogadnia, hogy az univerzum nem galaxisok gyűjteménye, hanem azok összege: egy egységes egész. Eszébe kell vésse, hogy bár az egész - a világegyetem - tágul ugyan, részletei - a galaxisok - viszont fejlődnek. „A kozmológiafejezet tanulsága - foglalta össze mondanivalóját Peebles tizenkét oldallal később -, hogy a világegyetemben minden mindennel összefügg.”

A Gravitáció és űrkutatás című tanulmányon való közös munkával párhuzamosan Peebles saját szakállára elkezdte vizsgálni, a világegyetem kezdetekor fennálló körülmények hogyan tehették lehetővé a galaxisok kialakulását. A Dickével közösen jegyzett cikkhez hasonlóan az ebben a témában írt dolgozata is március elején készült el; azzal ellentétben azonban ezt Peebles jelentősen átírta, hogy a 3 kelvines felfedezést is figyelembe vegye. Mire 1965 novemberében ez utóbbi cikk megjelent az Astrophysical Journal-ben, már a princetoni és a Bell Labs-i munkacsoport cikkei is nyilvánosságra kerültek, és Peebles sok tudóstársa már nem azon gondolkodott, miért kellene komolyan vennie a kozmológiát; inkább arra volt mindenki kíváncsi, hogy is működik ez az egész kozmológia dolog.

Peebles pedig szívesen elmagyarázta: bemutatta, hogy a megfigyelések hogyan igazolták a matematikai jóslatokat. Az Amerikai Csillagászati Társaságnak tartott egyik előadásán, ahogy Peebles lelkesen magyarázva krétával a kézben nyargalászott a tábla előtt, egy asztrofizikus a közönség soraiból közbekiabált: „Némi odakent osztással-szorzással akármit el lehet adni!”

Peebles egy pillanatra sem jött zavarba, és széles mosollyal fordult a hang felé. „Lehet, hogy slendrián osztásnak-szorzásnak tűnik - felelte felemelt mutatóujjal -, de biztosíthatom, hogy a számításaim pontosak.” (Az asztrofizikus még aznap este bocsánatkérő levelet írt Peeblesnek.)

„A sugárzás nagy segítségünkre van azzal - írta Peebles számos, ebben az időszakban készült tanulmányának egyikében -, hogy kijelöli azt a korszakot, amikor a galaxisok kialakulása elkezdődhetett.”

Ez a korszak akkor vette kezdetét, amikor az ősrobbanás tűzgolyójának hőmérséklete 4000 kelvin alá esett. Ekkor az univerzum első ezredmásodperceitől kezdve összevissza pattogó magányos elektronok és protonok anyagi atomokká álltak össze. Ez az anyag aztán „önálló életre kelt”, és levált a sugárzásról - ugyanarról a maradványsugárzásról, amelyet manapság kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásként észlelünk. És bár a háttérsugárzás egyenletes - értsd: homogén - volt, ahogy azt az elméleti számítások előre jelezték, teljesen egyenletes mégsem lehetett. Muszáj volt heterogén szabálytalanságokat is tartalmaznia azokon a helyeken, ahol az anyag a sugárzástól való leválásának pillanatában éppen összesűrűsödött - az elmélet szerint aztán a gravitációs kölcsönhatások során ezekből a tömörülésekből alakultak ki a ma is látható nagy léptékű „tömegés méreteloszlások”: „a galaxisok, a galaxishalmazok, illetve a galaxisok belsejében lévő anyag”, köztük mi magunk.

A világegyetem tényleg nem volt bonyolult. Valamennyire mégis muszáj volt bonyolultnak lennie. A korabeli rádiótávcsövek azonban tökéletesen egyöntetű mikrohullámú háttérsugárzást regisztráltak; a csillagászok hiába keresték benne az emberiség kialakulásához elengedhetetlen szabálytalanságokat. A „nagy bumm” modell helytállóságát vizsgáló megfigyelők műszerei előbb-utóbb elég érzékenyek lesznek ahhoz, hogy érzékeljék a háttérsugárzás rendkívül finom ingadozásait. Addig azonban a mindig körültekintő Jim Peebles semmit nem akart elkiabálni.

Miután a világegyetem mozgóképét már leforgatta saját magának, Peebles ekkor elkezdte írni a film könyvváltozatát. 1969 őszi félévében, caltechbeli kiruccanása után Peebles a Princetonon egyetemistáknak kezdett kozmológiáról előadni. Kollégája, John Archibald Wheeler, a legendás elméleti fizikus, aki 1938 óta tanított a Princetonon és sokáig Einstein munkatársa is volt, javasolta, hogy írjon tankönyvet a kurzus anyagából, de Peebles eleinte nem állt kötélnek. Wheeler ekkor elkezdett bejárni Peebles óráira. Míg Peebles a rá jellemző lendülettel és széles gesztusokkal magyarázott a táblánál, Wheeler a hátsó padban jegyzetelt. Már ezzel is Peebles idegeire ment, de a feketeleves csak az előadások végeztével következett. Wheeler kijött a táblához, és Peebles kezébe nyomta a gyöngybetűkkel lekörmölt jegyzeteket. A „zsarolás”, ahogy Peebles nevezte, bejött.

Peebles hamar belátta, hogy Wheelernek igaza volt. Ha a kozmológia nem puszta spekuláció, hanem valóban joggal pályázik a valódi tudomány státusára, hogy metafizikai diszciplínából végre a fizika önálló ága lehessen, megérdemelt egy tankönyvet. Sőt ahhoz, hogy a következő generáció körében is megőrződhessen tudományos presztízse, a kozmológia nem is lehetett meg tankönyv nélkül. Akkoriban még mindig csak azok a kozmológiai szövegek voltak hozzáférhetők, amelyekből Peebles egyetemista korában a szigorlatra készült; évtizedek óta változatlan, porlepte elméleti munkák, amelyek a matematikai képletek eleganciáját sokkal fontosabbnak tartották annál, mint hogy azok észlelésekkel igazolhatók-e, hiszen rádiócsillagászat nélkül korábban nem is lehetett ilyen észleléseket elvégezni.

Peebles a Physical Cosmology (Fizikai kozmológia) című munkát a korai világegyetem fizikai hátterének első könyvterjedelmű vizsgálatának szánta. Annyira gyerekcipőben járt még a diszciplína, hogy 282 oldalon össze tudta foglalni a szakterület egészét.

„Legfontosabb jelenlegi célunk jobban megismerni a világegyetemet - írta Peebles a bevezetőben hogy kiderítsük, elképzeléseink elfogadható közelítések-e, illetve hogy egyre jobb közelítésekkel élhessünk.”

Peebles emlékezetében elevenen élt az a pár mondat, amelyet nem sokkal a háttérsugárzás felfedezése után váltott Philip Morrison fizikussal. Egy zsúfolt teremben beszélgettek, amikor Morrison azt mondta: „Ha most megmérnénk ennek a szobának a zajszintjét, és hőmérsékleti értékké konvertálnánk, egy teljesen értelmetlen számot kapnánk. Honnan tudod, hogy nem ezt csináltátok a háttérsugárzással is?” Mire Peebles: „Nem tudom.” Senki sem tudhatta. Bár a 3 kelvines háttérsugárzásnak köszönhetően meredeken ívelt felfelé a karrierje és a felfedezés egy könyvet is inspirált, Peebles tankönyvében csak „lehetőség”-ként tételezte fel, hogy a maradványsugárzás az eredeti ősrobbanásra utalhat.

Peebles a könyvben még arra, az őt akkoriban egyre erőteljesebben foglalkoztató kutatási területre sem tért ki, amelyet a következőképpen határozott meg: „a galaxisok kialakulásának rendkívül átfogó témája, és a táguló világegyetemmel kapcsolatos, feltehetőleg szintén ehhez köthető legkülönbözőbb furcsaságok megértése”. A galaxishalmazok viselkedését már le tudta írni, de az egyes galaxisokét nem. Néhány cikk, amelyet ekkoriban olvasott - például Mort Roberts rádióhullámos Androméda-észleléseiről -, egyenesen arra utalt, hogy az egyedi galaxisok forgási görbéje esetleg vízszintes lehet. Bár előadásaiban kitért a galaxisok kialakulására is, Peebles könyvében alig érintette a témát. Bár maga, a könyv nagy részében tárgyalt kozmológiai fizika is elég kiforratlan volt, az egyedi galaxisok kialakulásáról csak annyira vázlatos fogalmai voltak, hogy Peebles úgy döntött, ez az ismeretanyag nem érett még meg arra, hogy keménykötésben lásson napvilágot.

Peebles ezek után cseppet sem lepődött meg, amikor princetoni csillagászkollégája, Jeremiah Ostriker egy nap azzal állított be az irodájába, hogy kikérje a véleményét egy, a Tejútrendszer viselkedésével kapcsolatos furcsaságról. Ostriker is látta az N-test szimulációkat, amelyeket Peebles előszeretettel vetített le kollégáinak, sőt konzultált is Peeblesszel az azokról írott tanulmányról. (Egy egyetemista diák közreműködésével Peeblesnek sikerült kétezerre feltornásznia a szimulációban szereplő objektumok számát.) Ostriker cambridge-beli egyetemi évei óta foglalkozott forgó égitestekkel; szakdolgozatát is forgó csillagokról írta. A tizenkilencedik század óta tudományosan elfogadott tény, hogy ha valamilyen folyadék egy eredetileg gömb alakú cseppje körbeforog, belapul. A hatás a forgással egyre erősödik, míg végül a cseppet a centrifugális erők henger alakúvá nem préselik. Ostriker a csillagokat is folyadékcseppekként, azaz összenyomható objektumokként kezelte, és felfedezte, hogy idővel a csillagok is ellapulnak. Elmesélte Peeblesnek, hogy nem olyan régen a Tejútrendszer egy ábrázolása - a többi spirálgalaxishoz hasonló ismerős lapos korong, amilyeneket ezrével találnak a csillagászok - elgondolkodtatta. Ostrikernek első ránézésre feltűnt, hogy a korongnak egyetlen fordulat után henger alakúvá kellett volna préselődnie, vagy két galaxisra kellett volna szakadnia. A Tejútrendszer létezése óta azonban legalább egy tucatszor körbefordult már.

„Itt valami nem stimmel” - töprengett Ostriker.

Peebles egyetértett, és belekezdett a Tejútrendszer N-test szimulációjába. Spirál formában vette fel a pontokat, és a számítógéppel megforgatta. Ahogy várták, a rendszer már az első 200 millió éves forgási ciklus során vészes dülöngélésbe kezdett. Valami mással kellett stabilizálniuk a korongot: valamilyen tömegre volt szükségük, amely héjszerűen körbeveszi a galaxist és gravitációjával összetartja azt. Valami olyasmi kellett, ami távcsővel nem látható - legalábbis egyelőre nem -, aminek mégis minden számítás szerint ott kellett lennie. Peeblesnek és Ostrikernek ezt a valamit is be kellett programozniuk a szimulációba.

A hiányzó összetevővel kiegészített első galaxisszimulációnál nem számított, mekkora is volt ez a plusz tömeg; úgyis csak referenciaként szolgált. Ha a forgás szimulációja során a tömeggel körbevett galaxis stabilizálódik, a további kísérletekben addig fogják csökkenteni a láthatatlan galaktikus halót, azaz udvart, amíg a korong újra imbolyogni nem kezd. Ha a szimuláció során a galaxis nem stabilizálódik, a továbbiakban addig fogják növelni a haló méretét, amíg gravitációja ki nem egyensúlyozza a korong forgását. Peebles egy vállrándítással el is intézte a dolgot: „Rajzolj be egy halót, és kész.”

Első halójuk elég tágas lett; a látható galaxisból is jó nagy falatot harapott ki. A Tejútrendszer mégis ide-oda billegve forgott vele. Nagyobbra vették hát az udvart. A galaxis instabil maradt. Hiába növelték a haló méretét, újra és újra csak széteső galaxisokat kaptak.

A fejlemény nem érte teljesen váratlanul Peeblest. A „hiányzó tömeg” problémáját ekkor már évtizedek óta kerülgették a csillagászok, majdnem olyan hosszú ideje, mióta a galaxisok létezéséről tudtak. Csakhogy a kérdés eddig mindig galaxishalmazokkal kapcsolatban merült fel. 1933-ban Fritz Zwicky svájci csillagász a Caltechen a Coma-galaxishalmaz nyolc galaxisát vizsgálta, összevetve azok egymáshoz viszonyított sebességét a pusztán ránézésre megbecsült tömegükkel. Számításai szerint a halmazban négyszázszor annyi tömeg kell legyen, mint amennyi a fényességéből következik. (Későbbi számítások ezt az arányt ugyan ötvenszeresre módosították, de még így is hihetetlennek hangzik.) Ahogy azt egy svájci szakfolyóiratban megjelent cikkében írta, ha ezt az anomáliát nem sikerül tisztázni, „kénytelenek leszünk arra a döbbenetes következtetésre jutni”, hogy a Coma látható anyagának sűrűsége eltörpül valamilyen dunkle Materie - azaz sötét anyagé mellett. Három évvel később egy Sinclair Smith nevű csillagász az Astrophysical Journalban arról írt, hogy hasonló jelenséget tapasztalt a Virgo-halmazban, ami „a galaxishalmazban jelen lévő nagy tömegű csillagközi anyag” jelenlétére utalt. Még ugyanebben az évben Edwin Hubble is megemlítette a problémát A ködök birodalma című alapművében: „A rendellenesség úgy tűnik, valóban fennáll - és foglalkozni kell vele.”

„Az eltérés akkora - írta Zwicky 1937-ben hogy a probléma megérett a további vizsgálatra.”

A téma szórványos további vizsgálata azonban végleges választ nem hozott az anomáliára. A tudományos haladás logikája gyakran körkörös: az egyszeri tudós vagy olyan kérdést tanulmányoz, amelyre a legnagyobb eséllyel talál megoldást, vagy olyat, amelynek megoldására szükség van. A Hubble óta galaxisokban igencsak bővelkedő univerzumban csak úgy hemzsegtek az efféle csillagászati problémák. Az a kérdés azonban, hogy néhány alig-alig értett objektum (értsd: a galaxisok) hogyan mozog néhány, talán puszta véletlen folytán kialakult képződmény (értsd: galaxishalmazok) belsejében, nem tartozott ezek közé. A hiányzó tömeg kérdésére maga Peebles is csak kávézgatás közbeni tereferékhez illő témaként tekintett, mint amilyen például az a fejtörő, hogy vajon mi volt a világegyetem kezdete előtt.

Amikor a ’60-as évek végén a kozmológia végleg valódi tudománnyá vált, a hiányzó tömeg problémája hirtelen sürgős megoldást kívánt. Amennyiben az ember a lehető legnagyobb léptékben vizsgálja a világegyetem keletkezését - és Peebles a Fizikai kozmológiában pontosan ezt tette -, akkor aligha hagyhatja figyelmen kívül az univerzum legnagyobb léptékű struktúráit, a galaxishalmazokat. Ennek ellenére Peebles könyvében csak Zwicky és Elubble három évtizeddel korábban kifejezett igényét tudta ismételni: „Égető szükségünk van további, referenciául szolgáló adatokra.” (Egy két évvel korábbi előadásának szövegére alapuló 1969-es tanulmányban Peebles megemlítette, hogy a galaxisok tömege „esetleg kiegészíthető sötét anyaggal” - talán Zwicky óta ekkor használták először a kifejezést. Lehet viszont, hogy csak kicsúszott a száján; Peebles ettől eltekintve mindenütt a szakma bevett szakkifejezését, a „hiányzó tömeget” használta a jelenségre.)

A helyzet azonban azóta változott: hasonló problémával találkozott az egyedi galaxis-szimulációkban, és ugyanebbe a sémába illettek a cikkek, amelyek egyre több galaxisnál írtak vízszintes forgási görbéről. Vajon a hiányzó tömeg problémája nem csak a galaxishalmazokat érinti? Talán az egyedi galaxisok esetében is gondot okoz? Lehetséges, hogy a két probléma egy és ugyanaz?

Peebles és Ostriker egyre nagyobb halót rajzolt a galaxisuk köré. Meglepetésükre csak akkor kezdett el stabilizálódni a csillag-városuk, amikor akkora láthatatlan udvart vettek fel, amely a galaxis látható részének - a csillagok és gázok alkotta korongnak, a központi dudornak és a spirálkaroknak - össztömegével nagyjából megegyező tömeget képviselt. Ostriker és Peebles 1973-as közös cikkében arra jutott, hogy „a Tejútrendszert és más spirálgalaxisokat körülvevő halók tömege esetleg igen nagy lehet”.

A rákövetkező évben egy posztdoktori kutatóval közösen újabb cikket publikáltak a témában. Ezúttal nem elméleti számítógépes modelleket futtattak, hanem csillagászok konkrét észleléseit elemezték. Vizsgálták egyedi galaxisok adatait. Vizsgálták ütköző galaxisok adatait - olyan galaxispárokét, amelyekben a két galaxis szoros gravitációs kölcsönhatásban van egymással. Vizsgálták kísérő galaxisok adatait - elliptikus törpegalaxisokét, amelyek nagyobb spirálgalaxisok körül keringenek. Táblázatban foglalták össze az adatokat, kielemezték azokat, de a cikket végül egy megtévesztően semmitmondó kijelentéssel kezdték: „Egyre több és meggyőzőbb érv szól amellett, hogy a hétköznapi galaxisok tömege tízszerese vagy még többszöröse lehet az eddig becsült értékeknek.”

Jól nézünk ki.

Amikor Vera Rubin elolvasta ezt a kezdőmondatot, azonnal meglátta benne az egész szakterületet fenekestül felforgató nagy ívű gondolkodást, de a módszeresen összegzett elképzeléseket is. Sokan osztották nézeteit. Peebles és Ostriker két tanulmánya azonnali szenzáció lett, bár talán nem úgy, ahogy azt szerzői szerették volna. Az emberek dühöngtek. Peebles ugyan egyáltalán nem zavartatta magát (A megfigyelőcsillagászok vitatkoznak az elméleti csillagászokkal? Nagy dolog!), Ostriker viszont olyan fokú ellene irányuló gyűlöletet érzett, hogy azon kezdett gondolkodni, vajon a csillagászok egyáltalán elolvasták-e, amit a cikkekben írtak? Vagy csak zsigerből elutasítják annak lehetőségét, hogy ez idáig a létező világnak csupán tíz százalékát tanulmányozták? Akár így, akár úgy, a legtöbb csillagászt nem foglalkoztatta a tömegvonzás és a galaxisok összefüggése.

Nem így Vera Rubint. Azután, hogy Kent Forddal közösen befejezte az Andromédáról írott tanulmányt, újra az egyetemi szakdolgozatát ihlető kérdéssel kezdett foglalkozni: vajon forog-e a világegyetem? Illetve, szakszerűbb megfogalmazásban, a galaxisok eloszlása és sebessége nem arra utal-e, hogy a világegyetem a hozzánk közeli részén kívül esetleg nem egynemű? Lehetséges-e, hogy a világegyetem nagy léptékben összetettebb, mint hittük?

Húsz év telt el az óta a kíméletlen haverfordi AAS-konferencia óta. Rubin ekkor már nem az igazi csillagászok kutatásait boncolgató teljesen ismeretlen újonc volt. Azóta nevet szerzett magának (és most nem a Vera Hubin névre kell gondolni), hiszen korai következtetései beigazolódtak. Gérard de Vaucouleurs, aki olyan kitartóan levelezett Rubinnal az ’50-es években, az évek során több, Rubinéhoz hasonló eredményeket hozó kutatást publikált. A ’70-es évekre a galaxisok viszonylag lokális szintű nem egyenletes eloszlásának, ahogy Rubin egy ekkoriban íródott cikkében fogalmaz, „komoly szakirodalma volt”; a csillagászkollégák elfogadták, hogy bár az univerzum egésze továbbra is tágul, egyes galaxisok mégis összetömörülnek. Az általános közvélekedés azonban úgy tartotta, hogy távolabb a világegyetem minden irányban egyforma - a homogenitástól és izotrópiától való eltérések csak lokális léptékben érvényesek, és a galaxisok nagy átlagban egyenletes eloszlásúak. Ford és Rubin (valamint Rubin lánya, Judith, aki ekkor a Radcliffe Főiskolán tanult) most arra a kérdésre keresték a választ, valóban ez volna-e a helyzet a galaxisokkal.

„Eredményeink olyan meglepőek - írták 1973-ban, még a kutatás adatgyűjtési fázisában hogy előzetes beszámolót szeretnénk róluk publikálni.”

Rubin szakdolgozatához hasonlóan megint azt találta, hogy a galaxisok a tágulásból eredő mozgásuk mellett pekuliáris mozgással is rendelkeznek. Ezúttal közeli galaxisok egy csoportja szaladt látszólag össze az égbolt egy bizonyos részén. A csillagászközösség pedig megint elutasította az eredményt. A Rubin-Ford-hatás, ahogy a jelenséget elnevezték, több konferencián késhegyre menő vitákat váltott ki. Nagynevű csillagászok próbáltak Rubin lelkére beszélni, hogy hagyja ezt a kutatási programot, ne tegye vele tönkre a karrierjét. Forddal közösen azonban az összes tervezett észlelést megcsinálták, és 1976-ban két tanulmányban publikálták teljes adatkészletüket, amely érzésük szerint bizonyította a Rubin-Ford-hatás létezését.

Rubin szokás szerint nem örült a konfliktusnak. Nem vette jó néven, hogy kétségbe vonták az eredményeit, hogy az adatok védelmére kellett keljen; nem esett jól neki, hogy meg kellett védenie a világegyetemet. Azzal mentette ki magát, hogy „nem elég okos ő” ahhoz, hogy tudja, miért olyan az univerzum, amilyen: „Képes lennék felvázolni a női test felépítését, de a világegyetemet nem merném modellezni.” Az univerzum számára volt, ami volt, Vera Rubin pedig volt, aki volt. Nem sokkal a Rubin-Ford-hatást tárgyaló két tanulmány publikálása után Rubin részt vett egy galaxisokról tartott konferencián a Yale Egyetemen, ahol a bejárat felett egy nagy transzparensen ez állt: CSILLAGÁSZOK. Amikor Rubin elsétált a felirat alatt, magában elfintorodott: „Szóval most már csillagász volnék?”

Rubinnak és Fordnak éppen jobb dolga is akadt, mint a csillagászközösséggel vitába szállni. A Rubin-Ford-hatásban azt a jelenséget látták viszont, amelyről 1970-es Androméda-tanulmányukban írtak, és amelyet Mort Roberts az Androméda rádiócsillagászati megfigyeléseivel egészített ki. A Rubin-Ford-hatás igazolásához az Andromédánál jóval távolibb galaxisokat vizsgáltak, amelyek ezért a földi megfigyelő számára értelemszerűen sokkal kisebbeknek tűntek. Rubinék egy képen láthatták az egész galaxist. Összesen hatvan galaxist tanulmányoztak, és bár a spektroszkóppal egész galaxisok mozgását mérték, halvány mellékderengésként a forgási görbék is megmutatkoztak a képeken. Első ránézésre ezek a görbék is pont olyan vízszinteseknek tűntek, mint az Androméda esetében. Vajon a tüzetesebb vizsgálat is ezt mutatná? A kérdést Rubin a megfigyelőcsillagászok jól bevált módszerével igyekezett megoldani: megfigyeléssel.

Az 1970-es kutatásukhoz Forddal olyan messzire hatoltak az Androméda magjától, amilyen messze a ’60-as évek technikájával csak lehetett. 1974-ben új, 4 méteres távcső került a Kitt Peak csillagvizsgálóba - egy kétszer akkora átmérőjű, azaz négyszer akkora felületű teleszkóp, mint amekkorát az Androméda megfigyeléséhez használtak. Ford különleges spektrográfja és a jóval nagyobb távcső együtt lehetővé tette, hogy egyrészt távolabbi galaxisokat is vizsgáljanak, másrészt távolabb haladhassanak a spirálgalaxisok karjain. 1978-ban Ford és Rubin nyolc további galaxis forgási görbéjét publikálta: egytől egyig vízszintes volt valamennyi.

A rádiócsillagászok megint az övékéhez hasonló eredményre jutottak. Mort Roberts a látható csillagok és gázok forgatagán túli hidrogéngyűrűben haladt egyre kijjebb, egyre távolabb a galaxistól. Egy munkatársával 1975-ben felfedezték, hogy bár már az Androméda teljes sugarának megfelelő távolságra vizsgálódnak attól a ponttól, ahol korábban meggondolatlanul a galaxis legszélét sejtették, a rotációs görbe nem közelített a nullához. A görbe vízszintes maradt, mintha a galaxis még önmagától ekkora távolságban is nyaktörő sebességgel pörögne. Egy 1978-as felmérés huszonöt vizsgált galaxisból huszonkettőnél ugyanerre az eredményre jutott: a görbék vízszintesek maradtak.

Rubin megkapta, amit akart. Az összes adat egybehangzóan és világosan beszélt: a galaxisok ugyan maximális fokozaton élnek, mégsem halnak korán. A megfigyelő-és az elméleti csillagászok nyugodtan kételkedhettek a bizonyítékok erejében vagy a módszertan helyességében - tudósok lévén, nagyon helyesen, természetesen meg is tették. Egyesek arra hivatkoztak, hogy a rádiócsillagászati megfigyelések a technika természeténél fogva homályosak, hiszen az égbolt túl nagy részét figyelik ahhoz, hogy megbízható adatokkal szolgálhassanak. Mások úgy okoskodtak, hogy a Rubinékhoz hasonló optikai távcsöves megfigyelések részrehajlóak; csak a legfényesebb galaxisokat vizsgálják, mert azokat a legkönnyebb megtalálni, viszont lehet, hogy a fényes tejútrendszerek tömege nem mérvadó. Felmerült az is, hogy az elliptikus galaxisok forgási görbéje talán a spirálgalaxisokéval ellentétben nem vízszintes. De az adatkészlet egységességét még a legelszántabb szkeptikusok sem vonhatták kétségbe. A kételkedők minden egyes csillagász minden egyes publikációjában feketén-fehéren láthatták a grafikonokat - a forgási görbék magukért beszéltek. Jól látszott, hol vannak a fényforrások. Jól látszott, hogy a galaxis mozgása alapján hol kellett hogy legyen a tömeg. És jól látszott, hogy a kettő nem volt fedésben.

1979-ben két csillagász - az egyikük Sandra Faber volt, akit a DTM-be látogató egyetemistaként annak idején hidegen hagyott Mort Roberts vízszintes forgási görbéje - cikket publikált az Annual Review of Astronomy and Astrophysicsben (Eves Csillagászati és Asztrofizikai Szemle): a teljesség igényével igyekeztek bemutatni a bizonyítékokat. „Több is van-e vajon egy galaxisban, mint ami a szemnek (vagy a fotópapírnak) látható?” - tették fel a kérdést a tanulmány legelső mondatában. Negyvenhét oldal beható elemzést követő konklúziójuk pedig: „Az összes bizonyíték számbavétele után arra jutottunk, hogy az univerzumban jelen lévő láthatatlan tömeg melletti érvek igen nyomósak, és egyre megkerülhetetlenebbek.”

Pár évvel korábban Rubinnak a yale-beli galaxiskonferencia után az volt a benyomása, hogy, mint írta, „sok csillagász titkon remélte, hogy a sötét anyag feltételezése elkerülhető”. Faber és Jay Gallagher teljes körű értékelése után viszont a legtöbb csillagásznak be kellett látnia, hogy a szakterületük nem tud mit kezdeni a „hiányzó tömeg” problémájával - bár egyre inkább úgy tűnt, a szakkifejezés nem helytálló. Hiszen nem az volt a gond, hogy a csillagászok nem tudták, hol helyezkedik el a tömeg. Nagyon is jól tudták, hol. A halóban - vagy a „roppant takaróban”, ahogy Faber és Gallagher a halót nevezte, hogy „ne köteleződjenek el” a jelenség formáját illetően. A gond az volt, hogy nem látták a tömeget. Sem a szemükkel, sem hagyományos optikai távcsöveikkel, de még azokkal a teleszkópokkal sem, amelyek a fény összes hullámhosszát képesek voltak érzékelni. A tömeg tehát nem „hiányzott”. Csak hát, hogy Zwicky 1933-as kifejezésével éljünk, dunkle, azaz sötét volt.

„Soha senki nem állította, hogy minden anyagtípus feltétlenül sugárzik - mondogatta Vera Rubin. - Csak azt hittük, hogy így van.”

Ahogy Dicke és munkatársai sem szontyolodtak el, amikor a Bell-laborból jelentették a mikrohullámú észlelést, Rubint sem csüggesztette el a felismerés. Sőt, úgy gondolta, hogy „ha a csillagászok tudatosítják magukban, hogy csupán a világegyetem látható 5-10 százalékát vizsgálják, ez akár némi derűt is csempészhet a munkájukba”.

Maximum a saját kárukra nevethettek. 1609-ben Galilei felfedezte, hogy a szabad szemmel láthatón túl nézve egyre többet láthatunk a világegyetemből. A huszadik század közepén a csillagászok rájöttek, hogy az elektromágneses spektrumon a látható tartományon túl nézve még többet láthatunk a világegyetemből - még a világegyetem kezdetének visszhangját is hallhatjuk. A ’70-es évek végén pedig, ha az embert éppen Vera Rubinnak hívták, felnézhetett az Androméda plafonra ragasztott fotójára, és bár felnőttesebb szakszerűséggel, mint azt a hálószoba-ablakon kibámuló tízéves kislány tette volna, ugyanazzal a csillapíthatalan tudásvággyal elmerenghetett: Hogyan lehetséges az elektromágneses spektrumon túl nézni? Lehetséges magát a látást meghaladni?

II.

Nézzenek oda!

Selejtező

A világegyetem tömege. A világegyetem alakja. A világegyetem további sorsa.

Ilyen súlyú kifejezésekkel dobálóztak, és ilyen szédítő szavakat vetettek papírra, amikor támogatásra pályáztak. Ilyen mámorító mondatokkal toboroztak egyetemistákat a brosúráikban, és saját munkatársaikkal is ilyen magabiztos ambícióval társalogtak, amikor megbeszélték, hogy ők lesznek azok, akik ennyi idő után végre választ találnak a kozmológia, mi több, a civilizáció legnagyobb rejtélyeire. És akkor is erre a nyelvezetre támaszkodtak, amikor saját magukat próbálták megnyugtatni, hogy nem Bábel tornyát készülnek épp felépíteni, és nem is Ikarusz nyomdokaiba kívánnak lépni. Időről időre meg kellett győzniük önmagukat arról, hogy kísérleteikkel nem az elbizakodottság, hanem a tudomány oltárán áldoznak.

Na jó, talán némi elbizakodottságról is szó lehetett. Saul Perimutter nem volt született csillagász. Kiskorában nem gyűjtött távcsőalkatrészeket, nem próbálta lerajzolni az égbolt fényeinek mozgását, és sosem álmodozott arról, hogy az egész égbolt csak az övé lehessen egy hegy tetején távcsővel átvirrasztott éjszakán. Carl Pennypacker sem volt született csillagász, bár ő legalább a fizika doktori disszertációját kapcsolódó témában, az infravörös csillagászatról írta. A csapat többi tagja sem volt csillagász. Egyikük sem a csillagászat kedvéért ment a Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratóriumba (LBL); itt nem is szokott csillagászati munka folyni. A csapat ennek ellenére úgy gondolta, sikerült jókor, jó helyen lenniük.

Jó helyen voltak, hiszen az LBL és a kaliforniai Berkeley Egyetem nem sokkal azelőtt nyert meg egy állami pályázatot egy új, nagyszabású kutatóközpont felállítására. A pályázati anyagon a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont (Center for Particle Astrophysics, CfPA) állt, de mivel a szóban forgó „részecske” a sötét anyag volt, az intézetet Sötét Anyag Központnak is nevezhették volna - a központ első igazgatója szerint, ha a név felmerült volna, biztosan azt is választják.

Az időpont pedig azért volt megfelelő, mert a ’80-as évekre a tudósok úgy érezték, a nagy kozmikus történet elejét és közepét már ismerik. Kiderült, hogy a történet hőse - a világegyetem -tágul. Elfogadható magyarázatuk is volt arra, miért alakult így a cselekmény - a nagy bumm. Adta magát a kérdés: hogy folytatódik hősünk története?

Van-e elég anyag az univerzumban ahhoz, hogy annyira lelassítsa a tágulást, hogy az egy nap elérje végső határát, egy pillanatra megálljon, és egy feldobott labda röppályájához hasonlóan megforduljon? Egy ilyen világegyetemben a tér véges; gömbszerűen visszakanyarodik önmagába.

Esetleg olyan kevés az anyag az univerzumban, hogy a tágulás grafikonja egyre emelkedő egyenes vonal, mint a Föld atmoszféráját elhagyó rakéta röppályája? Egy ilyen világegyetemben a tér végtelen, önmagától nyereg alakban kanyarodik el.

A harmadik lehetőség, hogy a világegyetem pont annyi anyagot tartalmaz, amennyi előbb-utóbb megállítja, de nem fordítja vissza a tágulást. Egy ilyen statikus világegyetemben a tér végtelen és lapos volna.

A „nagy bumm” analógiájára az első variációnak (amikor túl sok az anyag) a jópofa „nagy reccs” (Big Crunch) nevet adták, a másodiknak (amikor túl kevés az anyag) a „nagy fagy” vagy „hőhalál” (Big Chill) elnevezést; a harmadik verzió (a pont megfelelő mennyiségű anyag) pedig hasonló megfontolásokból az „Aranyfürtöcske-világegyetem” (Goldilocks Universe) nevet kapta. (Angolul így hívják azt a kislányt, aki a mesében eszik a medvecsalád tányérjaiból, leül mindhárom medve székére, végül kipróbálja mindhármójuk ágyát; az apa, az anya és a bocs mérete közül mindig csak az egyik „pont jó” a kislánynak.) A csillagászok mindössze egyetlen mérés eredményéből meghatározhatták a világegyetem súlyát, alakját és további sorsát.

A ’80-as évek előtt is egyértelmű volt, hogy a világegyetemben jelen lévő anyag mennyisége hatással van a tágulás ütemére. Az azonban, hogy az anyag 90 vagy annál is több százaléka hiányzik, újdonság volt. A csillagászok azonnal felismerték a sötét anyag létezésének potenciális kozmológiai következményeit. „Amíg nem ismerjük meg a sötét anyag jellemzőit és térbeli eloszlását - írta Vera Rubin a Science-ben nem sokkal azután, hogy szélesebb körben is bevett fogalommá vált az elképzelés -, nem tudhatjuk, hogy a világegyetem nagy sűrűségű-e, tehát a tágulás végül megáll, és az univerzum elkezd összehúzódni, vagy alacsony sűrűségű, mely esetben a tágulás örökké tart.”

Perimutter és Pennypacker a kérdést eldöntő mérési eredményt szerették volna megkapni. Tudták, hogy a világegyetem történetének legutolsó fejezetét megírni nem lesz gyerekjáték, és úgy gondolták, mondjuk három év alatt végeznek is.

A világegyetem végének kérdése egyidős a civilizációval, most azonban reális lehetőség kínálkozott arra, hogy a tudomány el is végezze ezt a mérést. Amióta a háttérsugárzás 3 kelvines hőmérséklete megegyezett a „nagy bumm” elmélet által jósolt értékkel, a csillagászok tudták, a kozmológia talán mégiscsak tudomány lehet. A 3 kelvines észlelés óta azt is tudták, hogyan kell nekifogni a kozmológiai kutatásnak: ha az ember a világegyetem történetére és szerkezetére kíváncsi, az egyedüli megoldás az, amelyet Bob Dicke és Jim Peebles még a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése előtt szorgalmazott: kozmikus léptékben kell gondolkoznia a tömegvonzásról.

A csillagászok természetesen korábban sem mellőzték a gravitáció és az univerzum szoros kapcsolatát. A modern fizika nagy részben, a modern csillagászat pedig teljes egészében Newton azon hősies küzdelméből fogant, hogy általános érvényű törvény-szerűséget találjon a tömegvonzásra. Az 1687-ben kiadott korszak-alkotó Principiában Newton választ adott Platón feladványára, és számokkal írta le az égitestek mozgását. A távcső e mozgások további megismerésének nélkülözhetetlen tárgyi eszköze lett, de a newtoni matematika szellemi eszköze nélkül a csillagászok nem foghatták volna fel, mit láttak. Az általános tömegvonzás törvénye nélkül a kozmológiából sosem válhatott volna diszciplína.

Az általános gravitációs kölcsönhatás törvénye viszont jócskán meg is nehezítette, hogy a kozmológia tudománnyá válhasson. Vegyük a következő (nem túl szabályos) szillogizmust: A premissza: az univerzum tele van anyaggal; B premissza: minden anyag minden más anyagra gravitációs vonzást fejt ki; következtetés: a világegyetemnek össze kell esnie. Akkor hogyhogy nincs így?

Ezt a kérdést szegezte Newtonnak Richard Bentley lelkész 1692-ben, amikor egy, a frissen megjelent Principiát a hit és az értelem szemszögéből vizsgáló előadássorozat vázlatait írta. Newton elismerte, hogy érvelése csak úgy állja meg a helyét, hogy „egy végtelen térben a részecskék oly pontosan ki vannak egyensúlyozva egymás között, hogy tökéletes egyensúlyban maradnak. Én ezt oly nehéznek tartom, mint nem egy, de végtelenül sok (ahány részecske csak van a végtelen térben, annyi) tűt a hegyére állítva kiegyensúlyozni”. Hogyan lehetséges ilyen tökéletes egyensúlyi helyzet? A Principia egy későbbi kiadásához fűzött magyarázó jegyzetében Newton erre a kérdésre is választ feltételezett - az isteni előrelátást: „És, hogy a mozdulatlan csillagok gravitációjuknál fogva ne zuhanjanak egymásra, Ő ezeket egymástól roppant távolságokra helyezte el.” (Ez a szöveghely magyarul még nem jelent meg.)

A természetbúvárok nem csak e miatt a szó szoros értelmében természetfeletti okozóra való hivatkozás miatt voltak bizalmatlanok a kozmológiával szemben. A baj a feltevésben szereplő hatással volt. Pontosabban a hatás hiányával. A newtoni fizikának sava-borsa a mozgásban lévő testek hatásai és ellenhatásai voltak, most mégis a kozmosz objektumai közti gravitációs kölcsönhatás hiányára hivatkozott. Newton a tömegvonzást távoli testek egymásrahatásaként határozta meg; ezt most a távoli testek egymásranemhatásának szükségességével egészítette ki.

Az ezt követő évtizedekben és évszázadokban minél többet tudtunk meg a „mozdulatlan csillagokról” - például, hogy folyamatos mozgásban vannak egymáshoz képest, sőt hogy az összes mozgó csillag, azaz a Tejútrendszer, egyetlen középpont körül forog -, annál kevésbé volt elfogadható a magyarázat, hogy a nagyon távoli testek nem hatnak egymásra.

Einstein finoman kiigazította a newtoni gravitációelméletet. 1916-ban publikált általános relativitáselméletében olyan számításokat adott közre, amelyek Newtonnál valamivel pontosabban írták le az égitestek mozgását. Mindenesetre valahogyan neki is számot kellett adnia a „csillagok kis sebességei” miatt egyértelműen táguló világegyetemről. Az általános relativitáselmélet kozmológiai problémájához című 1917-es tanulmányában egy „kozmetikázó tényezőt” vezetett be az egyenleteibe - a görög ábécé lambda nevű betűjét (A), amely itt „egyelőre nem ismert” jelentésben állt -, hogy azt a valamit szimbolizálja a számításokban, ami az univerzum összeomlását megakadályozza. Newtonhoz hasonlóan Einstein sem tett úgy, mintha lenne elképzelése erről a valamiről. Lambda volt, és kész. Bő egy évtizeddel később azonban eljött a Hubble-féle világegyetem, és vele az összeomlásmentes univerzum dilemmájának egy váratlan, de annál elegánsabb feloldása: a világegyetem azért nem roskad össze a saját súlya alatt, mert tágul.

Newton feleslegesen nyúlt Istenhez, és Einsteinnek sem lett volna a lambdára semmi szüksége. Einstein 1931-ben Németországból a Wilson-hegyi csillagvizsgálóba utazott, a Pasadenától északkeletre lévő hegyekbe, hogy találkozhasson Hubble-lel. Miután a saját szemével látta a tágulásra utaló adatokat, elvetette a kozmetikázó tényezőt. A filozofikus hajlamú fizikusok ennyi évtized távlatából úgy gondolják, nem a természetfeletti okozóra (Istenre) vagy a megmagyarázhatatlan hatásra (a távolsági egymásra-nemhatásra) való hivatkozás okozta a kozmológia gondjait. A gond az alapvető szillogizmus mögött rejlő feltételezésbe, a kozmológia alapvetésébe vetett vakhittel volt, amely meg sem kérdőjelezte, hogy a világegyetem állandó.

Ha az ember nem gondol bele különösebben, ahogy például Einstein sem tette, habozás nélkül elfogadja, hogy az univerzum tulajdonképpen időben állandó. Megint kiderült azonban, hogy a látszat a világegyetemmel kapcsolatban csal. Korántsem volt statikus. Sőt tágult, és a tágulás a tömegvonzásnál is erősebbnek bizonyult - egyelőre.

De mi lesz később? Átalakult a szillogizmus: A premissza: a világegyetem tágul; B premissza: a világegyetem tele van egymásra gravitációs vonzerőt gyakorló anyagdarabokkal; következtetés: a tágulás feltétlenül lassul. Az ambiciózus csillagászokat már nem az a kérdés izgatta, hogy miért nem roskad össze a világegyetem, hanem az, hogy össze fog-e roskadni.

A tágulás lassulását elviekben azóta tudták mérni, hogy Hubble bebizonyította, a világegyetem tágul. Hubble a Cefeida típusú változócsillagok fényességváltozási periódusa és fényessége közötti, Henrietta Swan Leavitt által felfedezett összefüggés segítségével határozta meg a közeli galaxisok távolságát. Az egyes galaxisok vöröseltolódásának mértékét pedig azok távolodási sebességének tulajdonította. Amikor a távolságokat és a sebességeket koordinátarendszerben ábrázolta, egyenes arányosságot fedezett fel a két adat között: minél nagyobb volt a távolság, annál nagyobb volt a sebesség. Minél távolabb volt az adott galaxis, annál nagyobb sebességgel távolodott tőlünk. Ez az egyszerű összefüggés a koordinátarendszerben nyílegyenes, 45 fokos szögben emelkedő vonallal ábrázolható. (Nem feltétlenül 45 fokos. A szög attól függ, hogyan vesszük fel az értékeket a grafikon tengelyein.) Ha a világegyetem állandó ütemben tágul, ez a nyílegyenes vonal változás nélkül folytatódna, ameddig csak a távcsöveink ellátnak.

De a világegyetem nem üres tér; a benne lévő anyag részecskéi gravitációsan ráncigálják egymást - a tágulás nem lehet egyenletes. A Hubble-függvény valamely egyelőre távolba vesző pontján a galaxisok el kell hogy térjenek az egyenes vonaltól. Az eltérés mértékéből kiszámolható volna, mennyivel fényesebbek az adott vöröseltolódáson, mint amilyen fényesnek egy egyenletesen táguló világegyetemben lenniük kellene. Abból pedig, hogy menynyivel fényesebbek - azaz mennyivel vannak közelebb hozzánk -, kiszámolható lenne, mennyit lassul a tágulás.

A grafikon várható eltérülésének vizsgálatához semmi mást nem kell tenni, mint egyre távolibb galaxisokat felvenni a diagramra. A vöröseltolódás továbbra is megfelelő a sebességtengely meghatározására, de a távolság mérése már gondot okozott. A Cefeida típusú változók csak viszonylag közeli galaxisokban láthatók. A mind távolabbi észlelésekhez a csillagászoknak olyan referencia fényességű objektumokra volt szükségük, amelyeket szépen behelyettesíthettek Newton inverz négyzetes távolságtörvényébe, mint egyre nagyobb távolságban lévő gyertyákat. (Egy fényforrástól távolodva annak fényessége a távolság négyzetével arányosan csökken.)

Mire Hubble bizonyítani tudta, hogy az univerzum tágul, a csillagászok már ismertek ilyen, a berkeleyi kutatócsoport által keresett standardgyertyatípus-jelöltet. 1932-ben James Chadwick angol fizikus felfedezte a neutront, egy töltés nélküli részecskét, amivé kiegészítheti a pozitív töltésű protont a negatív töltésű elektron. Fritz Zwicky, ugyanaz a caltechi asztrofizikus, aki korábban felvetette, hogy a galaxishalmazok esetleg a sötét anyag melegágyai, 1934-ben Walter Baade Wilson-hegyi csillagásszal közösen kiszámította, hogy bizonyos körülmények között egy csillag magja nukleáris láncreakció nyomán összeomolhat. Ilyenkor a robbanásszerűen összeroppanó csillagmag a számítások szerint 64 ezer kilométer per másodperc sebességnél is gyorsabban száguld a csillag középpontja felé, és a robbanás roppant lökéshulláma ledobja a külső héját. Baade és Zwicky kimutatták, hogy az ezután visszamaradó ultrasűrű mag szinte kizárólag Chadwick frissen felfedezett neutronjaiból áll; sűrűsége kb. 10^14 g/cm^3, és egy mindössze 100 kilométeres átmérőjű gömbben koncentrálódik.

Ekkorra már felfedeztek egy csillagtípust, amely hirtelen fellobbant, aztán elhalványult; nóvának, azaz új csillagnak nevezték ezeket az objektumokat, mert hirtelen kifényesedésük miatt új csillagoknak is vélhették őket. Baade és Zwicky úgy döntöttek, kettejük robbanócsillaga saját nevet érdemel, és a szupernóva elnevezést választották.

Zwicky szinte azonnal szupernóva-kereső programot kezdeményezett. Közreműködött egy 18 hüvelykes (45,7 centiméteres) teleszkóp tervezésében, amely a Palomar Obszervatórium legelső csillagászati eszköze lett, és az amerikai magazinok és újságok is folyamatosan tudósítottak a program legújabb „öngyilkos csillagairól”. Baade pedig felvetette, hogy mivel úgy tűnt, mindig csak egyféle objektumtípusból lesz szupernóva, fényük esetleg standard gyertyaként szolgálhatna. Egy 1938-as tanulmányában azonban óvatosan megjegyzi, hogy „valószínűleg néhány évbe telik, mire használhatóbb adatok állnak a rendelkezésünkre”.

A néhány év fél évszázadra nyúlt. 1988-ban a Nemzeti Tudományos Alap (National Science Foundation) a kaliforniai Berkeley Egyetemnek öt éven át összesen hatmillió dollárt ítélt oda a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont létrehozására. A központ többféle módszerrel tervezte feltárni a sötét anyag rejtélyes természetét. Egyfelől a laborban készültek sötétanyag-részecskéket észlelni, de a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásban is a sötét anyag nyomai után szerettek volna kutatni. Elméleti oldalról is elhatározták, hogy feltérképezik a sötét anyagot. A negyedik csoport feladata az volt, hogy a szupernóvákat standard gyertyákként felhasználva kiderítse, mennyi sötét vagy bármilyen anyag van az univerzumban.

A kutatók tudták, hogy komoly ellenállást kell majd leküzdeniük, ha fizikus létükre csillagászatba akarják ütni az orrukat. Pennypacker és Perimutter világosan látták, hogy előbb-utóbb meg kell majd győzniük a többi tudományághoz hasonlóan belterjes és nehezen megnyíló csillagászközösséget arról, hogy a maguk módján a részecskefizikai laborban dolgozó fizikusok is hatékony munkát képesek végezni. Előbb azonban önmagukat kellett meggyőzniük.

A Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratóriumban (LBL) találták ki a ma ismert, részecskegyorsító-alapú kutatást. A labor későbbi névadója, Ernest Lawrence a ’20-as évek végén jött rá, hogy a lineáris gyorsítók egyenes vonalú pályája helyett a részecskék kör alakban is gyorsíthatok volnának. Megfelelően elhelyezett mágnesekkel épp annyira térítenék el a részecskéket, hogy a zárt körpályán maradjanak, amelyen aztán egyre gyorsabban, egyre nagyobb energiaszinten szaladnának körbe-körbe. Lawrence első „protonkörhintájának”, azaz ciklotronjának átmérője mindössze 12,7 centiméter volt, és az egyetem bármelyik, kis sufninál valamivel nagyobb helyiségében működtethető volt. 1931-ben Lawrence a projekt székhelyét áttette a Mérnöki Kísérleti Laboratórium (Civil Engineering Testing Laboratory) megüresedett épületébe - ez lett a Berkeley Laboratórium első hivatalos „Sugárzáslaboratóriuma”. 1940-re a ciklotron átmérője meghaladta a négy és fél métert, és a kísérlet kinőtte a Sugárlabort. Lawrence megkapott egy épületet az egyetemtől a campus feletti hegyen, öröksége azonban nem csupán az az épületkomplexum, amely a későbbi évtizedek során lassan megépült a Ciklotron utcában. Nélküle nem léteznének a világ minden táján a föld alatt önmaguk farkával kergetőző több kilométer hosszú gyorsítókígyók.

Na és? Ha az ember a világ történetének legnagyobb kerekében küllő, legyen akár a legfontosabb küllő, akkor is csak küllő marad - feltéve, ha megéri egyáltalán a részecskegyorsítók következő generációját. Luis Alvarez az LBL-en 1956-ban átadott Bevatron nevű, 121 méter kerületű protongyorsító megépítésében fő szerepet játszott. Az ő elméje azonban nem érte be annyival, hogy évtizedekkel később majd a kerék egyik küllőjeként tiszteljék. Saját szakállára nekilátott, hogy a Kennedy-gyilkosságról készült Zapruder-filmet kockáról kockára végigelemezve a fizika törvényeinek felhasználásával eldöntse, tartható-e az elmélet arról, hogy egyetlen gyilkos egyetlen golyója végzett az elnökkel. (Tartható volt.) Egy egyiptomi piramist kozmikus sugarakkal bombázott, hogy kiderítse, vannak-e benne titkos járatok. (Nem voltak benne.) Szeretett volna belefogni a Nagy Magasságú Részecskefizikai Kísérlet (High Altitude Particle Physics Experiment, HAPPE) nevű projektbe is, de az LBL akkori igazgatója nem volt hajlandó az intézet költségvetéséből támogatni az ötletet. Nem a kísérlet maga zavarta, hiszen az LBL mindig is részecskefizikával foglalkozott. A bökkenő az volt, hogy Alvarez egy hőlégballonban szerette volna elvégezni. „Értsd meg, gyorsítólaboratórium vagyunk - mondta Alvareznek Edwin McMillan, a labor Nobel-díjas igazgatója. - Ha nem részecskegyorsítással foglalkozunk, elapad a támogatásunk.”

Alvarez viszont úgy gondolta, csak azért leállítani egy részecskefizikai kísérletet, mert nem körbe-körbe ment, hanem felfelé, felháborító sótlanságra vall. Tiltakozásképpen lemondott a saját LBL-beli csoportjának vezetői posztjáról, és máshonnan, többek közt a NASA-tól szerzett támogatást a HAPPE-ra. (A ballon lezuhant.)

A ’70-es évek közepére már Alvareznek is volt Nobel-díja, az intézetet pedig más igazgatta. Alvareznek egy nap kezébe akadt egy magazin, amelyben egy ismerőse kísérletéről írtak. Stirling Colgate, a fogkrémmilliomos termonukleáris fizikusnak állt csemetéje egy 76 centiméteres távcsövet épített rá egy új-mexikói sivatagban álló leszerelt Niké rakétakilövőre. Úgy tervezte, hogy beprogramozza a teleszkópot, hogy három-tíz másodpercenként automatikusan egy új galaxis felé forduljon, és az adatokat egy mikrohullámú adón keresztül a huszonkilenc kilométerre lévő új-mexikói műszaki egyetemre továbbítsa. A campuson aztán egy szoftver szupernóvák után kutatva letapogatná a teleszkóp képeit.

Az effajta automatizált észlelés nem volt példa nélküli újítás. A hegytető magányában a keresőn túli semmibe révedő csillagászok romantikus korszakának ekkorra már lassan bealkonyult. Amióta csak a távcsövet a tizenhetedik század első évtizedében feltalálták, a csillagászok és teleszkópkezelők mindig is kézzel állították be a műszert. Ekkor azonban már komputerprogramok segítségével vezérelték a távcső mozgását - jóval pontosabban, mint az szabad kézzel lehetséges volt, és idővel a távcső emberi felügyelet nélkül is működött. Már a Wisconsin Egyetemnek is volt automatizált távcsöve, ahogy a Michigan Állami Egyetemnek, vagy az MIT-nek.

Módszeres szupernóva-kutatásra is volt már példa. A szupernóvák keresése Zwicky legelső, ’30-as években indított észlelési programja óta a csillagászat egyik nem elhanyagolható ága lett. A Palomar-hegyi 18 hüvelykes távcső, amelynek tervezéséből a svájci tudós is kivette a részét, azóta is szupernóvákat fürkészett; nem messze tőle azóta felépült egy 48 hüvelykes (122 centiméteres) kollégája, de Olaszországban és Magyarországon is működtek külön erre a célra telepített obszervatóriumok. (A szerző a megfigyelést 1962-ben kezdő Piszkéstetői Obszervatórium 60/90/180 cm-es Zeiss távcsövére gondol.)

Colgate projektjét a két gondolat ötvözése tette különlegessé - hogy automatizált távcsővel kutatott szupernóvák után. A szupernóvavadásznak ugyanarról a galaxisról több hét eltéréssel készült fotókat kell összevetnie, hátha rábukkan egy fénypontra a későbbin, amely a korábbin még nem szerepelt. A csillagászok hagyományosan kézileg hívták elő a fotólemezeket, és aztán szabad szemmel keresték az eltéréseket - a folyamat mindkét eleme rendkívül időigényes. Colgate rendszerében a fotólemezeket egy televíziószerű érzékelő, a csillagász szemét pedig a képeket szinte azonnal összevetni képes számítógép helyettesítette. A kísérlet azonban végül kudarcba fulladt. A dolog nem a hardveren múlt; Colgate távcsöve oda és akkor fordult, ahová és amikor csak a kutató szerette volna. A szoftveres rész okozott gondot. A számítógépes program kódja százezer FORTRAN-utasításnak megfelelő hosszúságú volt, és a munka dandárja nagyrészt egyedül Colgate-re hárult. Alvarez azonban meglátta a lehetőséget a projektben. Megértette, hogy csak idő kérdése: a robottávcsöves szupernóvakeresés korszakának beköszönte immár elkerülhetetlen.

Alvarez felnézett a magazinból. „Stirling ezen a projekten dolgozik - mondta, és átnyújtotta a magazint Richard Muller posztdoktori kutatónak, akinek korábban szakdolgozati témavezetője is volt. - Úgy néz ki, abba akarja hagyni. Beszélj vele. Derítsd ki, hogy áll a dolog.”

Amikor Saul Perimutter 1981-ben 21 éves egyetemistaként az LBL-re érkezett, már se szeri, se száma nem volt a Muller és az intézet bürokráciájának küzdelméről keringő anekdotáknak. Az LBL vezetősége minden évben figyelmeztette Mullert, hogy idén kap utoljára támogatást, mert ha az Energiaügyi Minisztérium esetleg le akar faragni az LBL költségvetéséből, biztosan az elvont, bölcseleti asztrofizikai projekttel kezdi, és akkor annak a pénznek az LBL örökre búcsút mondhat. Muller azonban olvasta Peebles Fizikai kozmológia című könyvét, és megértette, hogy a roppant testekkel foglalkozó csillagászat és a parányi testekkel foglalkozó fizika egyre közelednek, és lassan szétválaszthatatlanok lesznek egymástól. Ez már a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás kora volt. Az univerzum mélységeiből felbukkanó, rendkívül nagy energiát sugárzó rejtélyes kvazároké; a pulzároké, amelyek nemcsak Zwicky és Baade évtizedekkel korábbi neutroncsillag-elgondolását igazolták, hanem arra is rámutattak, hogy az ilyen csillagok másodpercenként több százszor fordulnak körbe. Ezeket a jelenségeket részecskefizikai ismeretek nélkül hiábavaló lett volna kutatni. Lehet, hogy a csillagászat eltért az intézet korábbi részecskefizikai kutatásától, viszont percről percre jobban hasonlított az LBL védjegyét jelentő részecskefizikai kutatásra. Luis Alvarez és Richard Muller nem új tudományág felé kezdtek kacsingatni. Az új tudományág sodródott egyre közelebb az ő szakmájukhoz.

Perimutter ha valaminek, hát született fizikusnak tartotta magát, olyasvalakinek, aki a világ működésének legmélyebb összefüggéseire kíváncsi, aki a természet egészét egyesítő törvényszerűségeket akarja felderíteni. A természettudományos tantárgyak mentek neki mindig a legkönnyebben; szinte becsukott szemmel. Érdekelték a természettudományok, de mindig rengeteg ideje maradt egyéb dolgokkal foglalkozni. Amikor éppen nem a természet egységének összefüggésein gondolkodott, az emberiséget egyesítő „nyelvek” foglalkoztatták - az irodalom, a matematika, a zene. Úgyhogy talán született filozófus is volt. Mindkét szülője egyetemi tanárként dolgozott - édesapja vegyészmérnököket, édesanyja szociális munkásokat oktatott -, és úgy döntöttek, Philadelphia egy multikulturális negyedében nevelik fel gyermeküket. A kis Perimutter körül mindenki társadalmi kérdésekről, a legújabb filmekről és könyvekről beszélt. Másodikos korában hegedülni kezdett, és az énekkarba is felvették. A gimnáziumban erőnek erejével rávette magát, hogy elsajátítsa a szépírói gondolkodást - hogy megismerje a narratíva természetét. Amikor pedig 1977-ben a Harvardra került, teljesen egyértelmű volt, hogy fizika-filozófia szakpárra jelentkezik.

Hamar rá kellett jönnie azonban, hogy a „fizika-izé” már nem megy olyan könnyen, mint korábban. Alig volt átfedés az egyetemi szintű és a gimnáziumi fizikatananyag között. Perimutter megértette, hogy ha megtartja mindkét szakot, nem marad ideje más tantárgyakra, magánéletről nem is beszélve. Döntéshelyzetbe került.

Ha a filozófiát választja, búcsút kell mondania a fizikának, viszont ha a fizikát választja, attól még továbbra is filozófiával fog foglalkozni, mert a fizika a legalapvetőbb kérdésekre keresi a választ. Még azelőtt, hogy a tudomány tudományos lett volna (azaz a természet megfigyelésen alapuló rendszeres tanulmányozása), filozófia volt (azaz a természet elmélyült gondolkodáson alapuló rendszeres tanulmányozása). Bár pár évszázados története során a tudomány köré mindenféle empirikus keretrendszert húztak fel, a tudósokat mindig is ugyanaz az alapkérdés hajtotta: Miben áll az ember természeti környezetéhez való viszonya? Amikor Perimutter 1982-ben Richard Muller LBL-beli fizikacsoportjához csatlakozott, és választania kellett a Muller által vezetett változatos kutatási programok közül, amelyeket ekkor már engedélyezett az intézet - például repülőgépekkel vettek szénmintákat az atmoszférából, és a Jupiter csillagfényre gyakorolt gravitációslencse-hatását mérték -, az éppen születő szupernóva-kutatást választotta, mert úgy érezte, az ilyen projektek vezetnek el a végső nagy kérdésekhez. (Olyankor lép fel, amikor egy távolabbi fényforrás (csillag, kvazár vagy galaxis) fényét egy ugyanabban az irányban látszó közelebbi nagytömegű csillagászati objektum (csillag, fekete lyuk, galaxis vagy galaxishalmaz) gravitációs tere eltéríti. A megfigyelő például egy galaxisról többszörös képet láthat látványos ívek, gyűrűk formájában (erős gravitációs lencse), más esetben a galaxis alakja torzulást szenved, illetve kifényesedést tapasztalunk (gyenge gravitációs lencse).) Ha igaz, hogy a fizikusok akarva-akaratlanul filozófusok is, akkor a csillagászok mindenképp önkéntelen fizikusok. A narratíva természete helyett Perimutter a természet narratívájának tanulmányozásánál kötött ki.

Alvarez hasraütésszerűen bízta az automatizált szupernóva-kutatást Mullerre, Muller pedig továbbpasszolta saját posztdoktori kutatójának, Carlton Pennypackernek. 1984-re a Berkeleyi Robottávcsöves Szupernóva-kutatás (Berkeley Automatic Supernova Search, BASS) csapata, azaz Muller, Pennypacker, Perimutter és pár egyetemista hallgató már meg is kezdte a munkát a campustól másfél órányira lévő hegyekben, a Leuschner Obszervatórium 76 centiméteres távcsövével. A program során folyamatosan jelentek meg a szupernóva-vadászat szempontjából kifejezetten hasznos technikai újítások. A fotólemezeken szabad szemmel szupernóvákat keresgélő csillagászok munkáját egy blink-komparátor nevű optikai eszköz könnyítette meg. A műszer felváltva mutatja az ugyanarról a galaxisról pár hét eltéréssel készült felvételpárt, így a kezelőnek gyorsabban feltűnhet a két felvétel közt eltelt időben felbukkant fénypont. A blink-komparátor nevéhez híven sebesen pislogott, a számítógéppel azonban már azt is meg lehetett csinálni, hogy a második felvételről elvonják az elsőn szereplő összes fényforrást. (A blink szó jelentése: pislog, pislant.) Gyakorlatilag ki lehetett vonni az első képet a másodikból. Ha a számítógép az eljárás után megmaradt gyanús fényfoltot jelzett, emberi megfigyelő is elemezhette az adatokat. A fénypaca lehetett „helyi eredetű”: feszültségingadozás, a műszert érő kozmikus sugárzás vagy elvonási hiba. Ezek kizárása után még mindig voltak „csillagászati eredetű” téves riasztások: felfénylő aszteroidák, üstökösök vagy változócsillagok. De nagy ritkán a felvillanó fénypötty valóban egy csillag hattyúdala, a galaxisában jelen lévő csillagok tíz-és százmilliárdjainak összesített fényét is túlragyogó búcsúrobbanása volt, azaz egy szupernóva.

Vagy a Nemezis. 1980-ban Luis Alvarez és fia, Walter Alvarez azzal az elmélettel állt elő, hogy 65 millió évvel ezelőtt, a kréta és a harmadidőszak határán egy üstökös vagy kisbolygó becsapódása kavarta fel az egész földi ökoszisztémát, és okozta a dinoszauruszok kipusztulását. 1983-ban pedig két paleontológus bejelentette, hogy bizonyítékot találtak arra nézvést, hogy a Földön 26 millió évente rendszeresen tömeges kihalási esemény következik be. Egy évre rá Muller néhány kollégájával egy cikkben felvetette, hogy a Napnak talán kísérőcsillaga lehet - a Nemezis. Huszonhatmillió évente, hangzott az érvelés, ez a feltételezett Nemezis erősen elnyújtott ellipszispályáján a Naphoz viszonylag közel halad el, és tömegvonzása a Naprendszer peremvidékéről a Naphoz közelebbi bolygók, így a Föld pályájára vonzza az üstökösöket.

A gondolat nem annyira légből kapott, mint első hallásra gondolnánk; a Naphoz hasonló csillagok vizsgálata kimutatta, hogy körülbelül 84 százalékuk egy kettőscsillag egyik tagja. Így ha Napunk egyedülálló csillag, akkor kivételnek számít. Muller megbízta Perimuttert, hogy keresse meg a Nemezist (vagy ahogy a sajtó nevezte, a Halálcsillagot), és Perimutter 1986-ban A Nap kísérőcsillagának asztrometriai módszerű keresése címmel írta meg disszertációját. A szupernóvákat és a Nemezist kereső projekt osztozott a távcsövön és még pár eszközön, amelyeket többek között éppen Perimutter közreműködésével terveztek, és a keresőszoftver is közös volt, amelynek nagy részét szintén Perimutter írta. Ezért amikor az LBL-től meghívást kapott posztdoktori kutatásra is, a szupernóvákból merített ihletet. A BASS-program pár hónappal korábban, 1986. május 17-én csípte el a legelső szupernóváját, és ez Perimutter számára el is döntötte, milyen témában kutasson.

A csapat még 1981-ben évi száz szupernóva-észleléssel számolt, de a tudományos pályázati anyagok sokszor indokolatlanul derűlátók, és a BASS egyébként is csak viszonylag közeli szupernóvákra utazott, amelyektől hiába is vártak volna azonnali választ az alapvető kérdésekre. Minél messzebb keresnek, annál jobb - Hubble eredeti mintájánál jóval távolabbi standard gyertyák nélkül nem lehet eldönteni, változik-e az univerzum tágulásának üteme. Onnan tudhatjuk meg, milyen ütemben lassul a tágulás, hogy az ilyen távoli szupernóvák - és egyúttal a szülőgalaxisuk - Hubble-féle grafikonon felvett adatai mennyire esnek távol a Hubble-féle egyenestől. A BASS megmutatta, hogy kivitelezhető a robottávcsöves szupernóva-kutatás; Perl mutter és Pennypacker csapata 1986-ban még kettő, 1987-ben pedig egy negyedik szupernóvát észlelt. De vajon a robottávcsöves módszerrel kozmológiai szempontból jelentékeny távolságban is lehetséges lesz szupernóvákra lelni?

Muller személy szerint úgy gondolta, erre még nem érett meg a helyzet. Ne feledjük azonban, hogy Muller évekig lépést tudott tartani Luis Alvarez merészen cikázó képzeletével, és hajlandó volt nevét adni a szakmai hírneve szempontjából kockázatos Halálcsillag utáni kutatáshoz is. Fenntartásai ellenére ehhez a projekthez is hozzájárulását adta, Pennypacker pedig megpályázta a támogatást egy kamerára, amelyet egy ausztráliai teleszkópra szeretett volna felszerelni. Pontosabban megrendelte a kamerát, és csak ezután pályázta meg a pénzt. A szerencse azonban a Berkeley mellé szegődött, és a Nemzeti Tudományos Alap dollármilliókkal halmozta el a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpontot. Bár a szupernóva-kutatásra benyújtott pályázati anyag fejlécén Richard A. Muller és Carlton Pennypacker neve szerepelt, a világegyetem sorselemzése a kezdet kezdetétől Pennypacker és Perimutter saját projektje volt.

A szupernóvák két okból is nagy eséllyel pályáztak a standard gyertya státuszra. Elég fényesek ahhoz, hogy a világűr legtávolabbi szegletéből is jól láthatók legyenek, azaz segítségükkel a csillagászok az univerzum jóval korábbi történetében vizsgálódhatnak. Ráadásul emberi léptékű időkeretben működnek; fényességük néhány hét leforgása alatt ugrik meg és esik vissza. A legtöbb csillagászati jelenséggel (például egy naprendszer vagy egy galaxishalmaz kialakulásával) ellentétben tehát a szupernóvák olyan szappanoperát kínálnak a csillagászoknak, amelyet végig lehet nézni.

Baj azonban legalább három is volt a szupernóvákkal. Az LBL-beli csapat megfogalmazásában „ritkán robbannak, gyorsan elillannak és teljesen kiszámíthatatlanok”. A Tejútrendszerben átlagosan százévente egy szupernóva pukkan szét. A szupernóvára vadászó csillagászoknak tehát meg kell oldaniuk valahogy, hogy rengeteg galaxist vizsgálhassanak meg: sok különálló tejútrendszert gyors egymásutánban, vagy az égbolt egy nagyobb foltját egy menetben, vagy ideális esetben gyors egymásutánban, és minél nagyobb foltokban. A szupernóvák nagyon gyors reagálást is kívánnak. Amint azonosítanak egyet, a csillagászoknak azonnal elő kell készíteni a további vizsgálatokat - ami, mivel a távcsőidőt hónapokra előre kell igényelni, nem mindig kivitelezhető. Ráadásul minden előjel nélkül robbannak fel, úgyhogy sosem lehet tudni, hogy ha sikerült is lefoglalni a távcsőidőt pár hónappal előre, lesz-e az adott napon vizsgálható szupernóva az égen.

Perimutter és Pennypacker már az új kivonó szoftvert tesztelték a Palomar-hegyi 60 hüvelykes (152 centiméteres) távcsővel, amikor megtudták, hogy konkurenciájuk is van. Már fél évszázada felmerült, hogy a szupernóvagyűjtésnek kozmológiai jelentősége lehet, és ekkorra már a gyűjtögetéshez szükséges összes kellék rendelkezésre állt; Perlmutterék nem is lepődtek meg túlságosan, amikor kiderült, hogy mások is távoli szupernóvák segítségével próbálják meg kinyomozni, hogyan változik a világegyetem tágulásának sebessége.

Hiába próbálkoztak. 1986 és 1988 között három dán és két angol csillagász felváltva zarándokolt el a chilei La Sillába, az Európai Déli Obszervatórium 1,5 méteres távcsövéhez. Úgy számolták, hogy ha nem különálló galaxisokat vizsgálnak, hanem egész galaxishalmazokat, az egy szupernóva évszázadonként és galaxisonként statisztikai átlag ellenére találhatnak megfelelő szupernóvát. Kizárólag olyan galaxisokat vizsgáltak, amelyek távolságát pontosan ismerték, és nagy gonddal választották meg az észlelések idejét is. Megfigyeléseiket közvetlenül az újhold előtti és utáni éjszakákra időzítették, így nemcsak az égbolt sötétségét tudták kihasználni, hanem nagyjából húsz nap eltéréssel vizsgálhatták ugyanazokat a galaxisokat, ami hogy, hogy nem, éppen egybeesett a keresett típusú szupernóvák életciklusával (pontosabban halálciklusával).

Egyet találtak. Talán lehetett volna párja is, de azt a legutolsó éjszakán észlelték, és inkább lemondtak az után követéséről. Kiderült, hogy túl gyorsan vártak eredményeket, és a két év, amelyet a projektre kaptak, lejárt. Távcsövük nem volt célszerűen nagy, és túl alacsony volt a találati arány. Használható minta nagyobb teleszkóp és fejlettebb detektor nélkül csak több tucat év alatt gyűlt volna össze. Még ha tartani tudták is volna az évi egy szupernóvaészlelést, legalább tíz év alatt végezték volna el a vállalásukat.

A berkeleyi kutatócsoport számára a dánok és angolok kudarca rendkívül kínos kérdést vetett fel: Mivel fogják tudni megnyugtatni a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont pályázatelbíráló bizottságát, hogy nekik sikerülni fog, ami az európai munkacsoportnak nem ment?

A Pennypacker-Perlmutter-csoport hangsúlyozta, hogy a dánangol munkacsoportnak egy távoli szupernóvát azért sikerült találnia - ráadásul olyan távolit, hogy megdőlt vele a szupernóvák vöröseltolódásának addigi rekordja (z = 0,31), ami annyit tesz, hogy a csillag a jelentől a nagy bummig visszafelé húzott időegyenes egynegyedénél, azaz 3,5 milliárd évvel ezelőtt robbant fel. A bizottság előtt arra is hivatkoztak, hogy a Berkeleyn fejlettebb technikával fognak dolgozni. Az ausztráliai Siding Springben lévő Angol-Ausztrál Teleszkóp tükre 3,9 méter átmérőjű, több mint kétszer akkora - azaz négyszer akkora nyílása, fénygyűjtő felülete van mint az, amelyet a dánok Chilében használtak. Az LBL pedig jóval nagyobb kamerát rendelt a kutatóknak.

Végül a biztonság kedvéért Pennypacker Gerson Goldhabert is meghívta a projektbe. Goldhaber kilencéves volt, amikor családja 1933-ban elmenekült Németországból. Kairóban és Jeruzsálemben is élt, mielőtt bevándorolt az Egyesült Államokba, és a Washington Egyetemen elkezdte tanulmányait. Goldhaber 1953 óta dolgozott az LBL-ben. Először a Bevatron fejlesztésében vállalt komoly szerepet, de ekkor már húsz éve a Stanford Lineáris Gyorsító Központtal (Stanford Linear Accelerator Center) dolgozott együtt. Sok fontos felfedezés fűződött a nevéhez. Több fizikai Nobel-díjjal jutalmazott munkacsoportot irányított. A lényeg, ahogy Pennypacker fogalmazott, hogy „biztos nem vonják meg a támogatást olyasmitől, amiben ő is benne van”.

Már azelőtt sokasodni kezdtek a projekt gondjai, mielőtt elkezdhették volna az észleléseket. A kamera beszállítója a „tűréshatárt meghaladó egyenetlenségű” tükröt készített. A második próbálkozás is kudarcba fulladt, amikor a véletlenül kiömlő tisztítófolyadék tönkretette a tükröt. Harmadszorra végül megfelelő tükröt kaptak.

Pennypacker viszont, mint kiderült, nem rendelt optikai szűrőt a műszerhez, mivel úgy gondolta, minél több fényt látnak, annál jobb. Nem vette számításba, hogy ha ugyanazon objektum két különböző alkalommal észlelt fényességét akarjuk összevetni, szűrőkkel kell „kiegyenlíteni” a fényszintet. Az LBL profi technikuscsapata utólag legyártotta a tárcsás szűrőváltót, amelyet Pennypacker egy egyetemistával küldött Ausztráliába egy számsorral együtt, melyet a lány kellett bemondjon az ausztrál vámosoknak. A hallgató a reptéren odasétált két vámtiszthez, és azt mondta: „Van ez a számom.” A két vámos értetlenül nézett egymásra. „Minek a száma?” - kérdezte az egyikük. (Az ausztrál csillagvizsgáló igazgatója pár nap alatt meg tudta győzni a hatóságokat, hogy adják ki az elkobzott tárcsát.)

Amikor végre sikerült észlelni is, a csapatnak idegőrlő logisztikai mutatványokat kellett megoldania. Az ausztrál csillagvizsgáló számítógépein nem állt rendelkezésre a berkeleyi projekt céljaihoz elegendő sávszélesség, ezért valakinek mindig el kellett vinnie az adatokat a sydneyi reptérre, ki kellett töltenie egy nagy halom papírt, és felraknia az anyagot a következő San Franciscóba tartó gépre. Ott aztán valaki további adminisztráció után átvehette a csomagot, és elkocsikázott az adatokkal Berkeleybe, a San Francisco-öböl túloldalára. Utazással eltelt idő: negyvennyolc óra. A berkeleyi fizikusoknak kellett még két nap, hogy megkeressék a képeken a lehetséges szupernóvákat, és további egy nap, hogy összevessék őket a keresőtérképekkel - az égbolt egyes részeinek összes ismert objektumát rögzítő atlaszokkal -, és kiderüljön, valóban szupernóvák-e. Öt napot várni igen nagy luxus, ha az embernek azt kell eldöntenie, igényeljen-e távcsőidőt egy gyakorlatilag egyik pillanatról a másikra elillanó objektum további megfigyelésére. A csapat azonban hamar talált jobb megoldást: a munkacsoport egy LBL-en tartózkodó tagja felhívja a NASA-t, megadja az időpontot, amikor a szupernóva-kutatók adatokat szeretnének továbbítani Ausztráliából, és kedvesen megkér valakit a NASA-nál, hogy legyen szíves arra a rövid időre bekapcsolni nekik az internetet.

Nem mintha számított volna, milyen felbontásúak a képek, vagy mennyit késik az átvitel. Két és fél év leforgása alatt Pennypacker és Perimutter egy tucat éjszakára kapták meg az Angol-Ausztrál Teleszkópot: kilenc és fél éjszaka felhős volt az ég, nem megfelelő légköri viszonyok uralkodtak, vagy próbaészlelésekre kellett az idő. Bár hat lehetséges szupernóvát sikerült azonosítaniuk, a konkrétan észlelt szupernóvák számában alulmúlták a dánokat: nulla darabot találtak.

A berkeleyi csapat nagy ívű hároméves projekttervet készített, amelyet véghez is vitt. A körülményekhez képest mindent kihoztak az akkori csúcstechnológiából, az összes kis kütyüt maximálisan kihasználták, de ez is kevésnek bizonyult.

A szupernóva-kutató munkacsoportnak a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont belső felügyelőbizottsága előtt párhavonta meg kellett indokolnia további fennállását. Ezenkívül két-három-havonta egy külső felügyelőbizottság előtt is érvelniük kellett a projekt további fenntartása mellett. A projekt fennmaradása pedig azon állt vagy bukott, hogy sikerül-e távcsőidőt lefoglalniuk a 2,5 méteres kanári-szigeteki Isaac Newton-teleszkópra. A távcső ugyan a Siding Spring-inél valamivel kisebb volt, a kamerája viszont nagyobb volt, az északnyugat-afrikai partok időjárása pedig kedvezőbb. Muller személyesen próbálta meggyőzni Bemard Sadouletet, a kutatóközpont igazgatóját: „Nézze, két-három éven belül szállítjuk a szupernóvákat. Konkrét méréseket fogunk tudni elvégezni rajtuk. Konkrét eredményeink lesznek. Ezt garantálom. Még az előtt kézzelfogható sikert fogunk tudni elkönyvelni, hogy elfogyna a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont felállításához eredetileg elkülönített támogatás. Ezt mindenképp meg kell értenie. Ebben egészen biztos lehet."

A szupernóva-kutatás ezúttal kegyelmet kapott. A projekt régebbi motorosai megint úgy érezhették, újabb próbaidőt kaptak. A projektbe frissen érkezők azonban időnként biztosan elgondolkodtak, mibe is keveredtek. A csoportgyűléseken nem jutott mindenkinek szék. Előfordult, hogy az újonc gyanútlanul gépelt a komputeren, amikor megjelent egy projektmenedzser, és közölte, hogy mivel a projekt túllépte a számítógép-használatra előirányzott keretet, az illető vagy most rögtön kikapcsolja a gépet, vagy valaki pár perc múlva se szó, se beszéd, ki fogja húzni a konnektorból. Egy egyetemistát annyira lázba hozott, hogy a projekt a felvételi tájékoztató szerint „le fogja mérni a világegyetemet”, hogy azonnal jelentkezett - később tudta meg, hogy még egyetlen szupernóvát sem találtak. Az egyik posztdoktori kutatót első napján Perimutter üzenete várta, amelyben közölte, hogy ő a Kanári-szigeteken van, és megkérte a kutatót, hogy a keresőtérkép alapján válasszon neki a távcsővel vizsgálandó pontokat. A posztdoktori kutató részecskefizikus volt; azt sem tudta, eszik vagy isszák a keresőtérképeket.

Pennypacker ráadásul, saját szavaival szólva, „tönkrevágta a költségvetést”. Még korábban rákapott arra, hogy olyan pénzeket is elköltsön, amelyeket remélhetőleg csak a következő költségvetés elfogadásakor kap meg a projekt. Ezúttal azonban elnézte a nyilvántartást, és nem létező pénzt költött el, kétszer.

Pennypacker saját bevallása szerint nem volt vezetőnek való, egy formabontó, egyúttal nagyon kockázatos projekt vezetésére legalábbis alkalmatlan volt. Mindenki imádott együtt dolgozni vele, mert lelkes és barátságos volt, és nagy ívű gondolatai voltak. Ezeket az erényeket azonban messzemenően képtelen volt olyan nyelvezetre átültetni, amelyet egy bírálóbizottság vagy egy irodista hallani szeretett volna. Ráadásul az adminisztráció alapjait sem sikerült elsajátítania. Kész helyzet elé állították: a szupernóvaprojekt csak valaki más vezetésével folytatódhat.

Robert Cahn, az LBL fizika részlegének új igazgatója először Gerson Goldhabert, a projekt rangidős kutatóját szerette volna felkérni a szerepre, de Goldhabert épp az vonzotta a szupernóvakeresésben, hogy végre nem nyomta a vállát felelősség, mint korábban négy évtizeden keresztül a gigantikus részecskegyorsítókkal kapcsolatban. Muller már mással foglalkozott. Saul Perimutter volt a következő a sorban. Cahn kikérte Muller véleményét: Kész lehet ilyesmire a srác? Muller szerint talán igen. Mint elmondta, kétszer is előfordult, hogy megkereste Perimuttert egy szerinte áttörően új feltevéssel, mire Saul csak annyit mondott: „Ó igen, ez egy igen érdekes kérdés.” Aztán elővette a jegyzetfüzetét, és megmutatta a gondolat levezetését, amelyből kiderült, hogy tévedés.

Perimutter 1992 márciusában az Isaac Newton-teleszkóppal (INT) elkészítette az első felvételeket. Április végén és május elején Pennypacker ment az INT-hez, hogy elvégezze ugyanazon pontok ismételt észlelését, míg Perimutter a Berkeleyn várta a BITNET-en keresztül érkező adatokat. Amikor az Atlanti-óceán felett bealkonyodott, azaz berkeleyi idő szerint még bőven délután, Perimutter a csapat pár, pulóverekbe és kabátokba bugyolált tagjával minden nap leült a nagy felbontású monitorok elé az LBL alagsorában lévő hűtött számítógépes teremben, és elindította a programot. Este tíz-tizenegyre általában már csak Perimutter maradt a teremben, és a monitoron kezdtek feltünedezni az átküldött képek. Minden egyes képen galaxisok százai szerepeltek, és reggelre több tucat kép is összegyűlhetett. Perl mutter a biztonság kedvéért valamennyit kinyomtatta. Amikor a komputer jelezte, hogy a múlt hónapi felvételhez képest eggyel több a fénypont a képen, Perimutter a monitorhoz hajolt, hogy lássa, mi a hiba. A képmező szélén lévő fénypontokat eleve kizárta, mert a nagy látómezejű kamera torzított valamelyest. Volt, hogy az új fénypötty túl közel esett a galaxis magjához - ezeket azért vetette el, mert az utánkövetés során lehetetlen lett volna kivenni a fényes háttér előtti csillag fényét. Néha kiderült, hogy az új fénypont csak egy kisbolygó. Egyik éjjel azonban olyan fénypont tűnt fel, amelyet sehogy sem tudott kizárni. Hiába kereste az egyértelmű baklövést, ami felett esetleg elsiklott. Hiába kereste az apró bakit, amit nem vett észre. Elkezdett gondolkodni, mit ronthatott el, amikor bevillant, hogy elvileg éppen ilyesmit keres: egy olyan lehetséges szupernóvát, amelyet nem lehet elvetni.

Persze meg kellett várnia, hogy a reggel befutó kollégák is megerősítsék a felfedezést, és még ezután sem volt okuk ünnepelni, részben azért, mert nem lehettek egészen biztosak a dolgukban, másrészt, mert a munka csak ekkor kezdődött. Az adatok mit sem értek a további észlelések nélkül, amelyek bizonyítanák, hogy tényleg szupernóváról van szó, és ha igen, mekkora a vöröseltolódása.

A szükséges észlelések egy részét ők maguk is el tudták végezni az alatt a pár nap alatt, amennyi távcsőidejük még az INT-n maradt. Viszont sok más észleléshez először utána kellett nézniük, éppen kik dolgoznak a világ legnagyobb távcsöveivel, és kideríteni, van-e valamelyiküknek jóbarátja az LBL-nél, aztán felhívni a csillagászokat egy észlelési menet kellős közepén, amelyre hat hónapja vagy egy éve készültek, és meggyőzni őket, hogy hagyjanak ott csapot-papot, és nézzenek a távcsővel a szupernóvások által megadott irányba. Ebben Perimutter istenadta tehetségnek bizonyult. Senkinek sem sikerült akkora sikeraránnyal győzködni a világ másik végén épp az éjszaka közepén váratlanul felhívott idegen csillagászokat. Kitartó és meggyőző volt, és nem lehetett elutasítással vagy sértésekkel lerázni. Nemleges választ nem fogadott el. Kérésére sokszor nevetés vagy dühroham volt a válasz, de néha adatok is - épp annyi, amennyi elég volt ahhoz, hogy kiderüljön, a fénypont még megvolt, és egyre halványult. Szupernóvát találtak.

Ünneplésre azonban még ekkor sem volt ok. Az adatok kozmológiai szempontból csak akkor értek valamit, ha azt is megtudják, milyen messze van a szupernóva - azaz mekkora a vöröseltolódása. Azt pedig csak színképelemzéssel lehetett kideríteni. A világ négy különböző csillagvizsgálójában tizenkét észlelés elvégzésébe egyeztek bele a csillagászok. Tizenkettőből tizenegyszer az időjárás kedvezőtlen volt, egyszer pedig meghibásodott a műszer.

Ahogy a tavasz lassan nyárba fordult, Pennypacker egyre inkább úgy érezte, ő és csapata mintha A Sierra Madre kincse című film sivatagban kóborló elszánt aranyásói lennének. A szereplőkhöz hasonlóan meg is találják a kincset - a kalandorok aranyra, a csillagászok szupernóvára bukkantak. Az aranyport azonban messzire fújja kapkodó markukból a szél. Walter Huston, Humphrey Bogart vagy Tim Holt pedig csak annyit motyog a távoli csillag-vizsgálóban lévő cimborájának mielőtt fáradtan leteszi a kagylót: „Azért kösz...”

Egy augusztus végi éjjel Pennypacker és Perimutter Richard Ellist, a szupernóvacsapat jóbarátját és a ’80-as évek végi dánangol kutatócsoport egyik munkatársát hívták fel. Ellis felfortyant. A Kanári-szigetek időjárása újabban elég mostoha, ha nem tudták volna, és ő és munkatársai azoknak a csillagászoknak is alig győzik a követőészleléseit, akiknek a berkeleyi csapattal ellentétben előjegyzett távcsőideje volt náluk.

Ellis mégis elvégezte az észlelést. 1992. augusztus 29-én elővette a keresőtérképét, és egy posztdoktori kutató segítségével a 4,2 méteres William Herschel-teleszkópon két félórás színképet készített. Amikor végzett, Ellis felhívta Pennypackert a Berkeleyn.

Az eddigi vöröseltolódás-rekord, amelyet a dánok jegyeztek be, z = 0,31 volt, ez nagyjából 3,5 milliárd évnyi időbeli távolságnak felelt meg. Az új rekord z = 0,458 volt, ez a szupernóva tehát 4,7 milliárd évvel ezelőtt robbant fel.

Pennypacker a hír hallatán elkurjantotta magát. Hat év telt el azóta, hogy Perimutterrel elhatározták, együtt fognak kozmológiai szempontból értékes szupernóvákat keresni, és se a világegyetem súlyát, se az alakját nem sikerült kideríteniük.

De a selejtezőn már túl voltak.

Pályán maradni

1994 elején két csillagász beszélgetni kezdett. Egyikük, Brian Schmidt épp ekkor fejezte be a szupernóvákról írt disszertációját a Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központban, és témát keresett a posztdoktori kutatásához. A másik, Nicholas Suntzeff pedig 1986 óta dolgozott csillagászként a chilei Cerro-Tololo Inter-American Obszervatóriumban, és 1989 óta szupernóva-kutatásban is részt vett. A szupernóvák szakértőiként mindketten figyelemmel kísérték a berkeleyi szupernóvaprojektet. A csillagvizsgáló légkondicionált számítógéptermében üldögéltek Chilében, La Serena tengerparti városában, amikor Schmidt megemlítette, hogy mi lenne, ha toborozna egy csapatot, amely versenyre kelhet az LBL-ével. „Beveszel engem is?” - vágta rá Suntzeff.

„Ilyen a jól megválasztott tudományos kérdésfelvetés - gondolta Schmidt. - Nemcsak annyi a reakció, hogy »Milyen érdekes«, hanem »Jaj, ugye engem is bevesztek?«.”

Schmidt el kellett ismerje Saul Perimutter és a berkeleyi munkaközösség érdemeit. Rájöttek, hogy a technikai fejlődésnek hála a szupernóvák végre kozmológiai jelentőségűek lehetnek, és annak ellenére, hogy szinte lehetetlenre vállalkoztak, mégis sikerrel jártak. Jókor voltak jó helyen. De vajon ők maguk elég jók voltak-e?

Sok más csillagászhoz hasonlóan Schmidt is kételkedett abban, hogy fizikusok, még ha át is képezték magukat asztrofizikusnak, megbízhatóan képesek megfelelően távoli szupernóvákat találni. Miután az LBL-beliek meglelték első szupernóvájukat, Schmidt és csillagásztársai továbbra sem nagyon hitték, hogy fizikus múltú asztrofizikusok, legyenek akármilyen ragyogó elmék, el tudnák végezni azokat a követő megfigyeléseket és elemzéseket, amelyek rendszerint még az ő hosszú évek alatt és komoly munkával megszerzett szakértelmüket is próbára tették. Az utóbbi években a szupernóva-kutató mezőny szinte összes résztvevője első kézből tapasztalhatta, milyen az, amikor Saul Perimutter felhívja az éjszaka közepén, hogy minden mást hagyjon abba, és végezze el számára egy lehetséges szupernóva követését. Perimutter szédületes rábeszélőkéje legendás lett ugyan, de Suntzeffet nem győzte meg. Valahányszor kérésének eleget téve Perimutter csillaga felé irányította a távcsövét, csak színtiszta eget látott a keresőben. „Biztos csak nagyon halvány” - közölte ilyenkor diplomatikusan Perimutterrel.

Schmidt és Suntzeff fogták az első kezük ügyébe kerülő kékszürke IBM-fejléces nyomtatópapírt, és a hátoldalára elkezdtek firkálni. Aznap és másnap is Suntzeff irodájában folytatták a beszélgetést, és kezdett kialakulni a taktika.

Eldöntötték, hogy Suntzeff felel majd az észlelésekért. Ő keresi majd a szupernóvajelölteket, és végzi el a szükséges ellenőrző méréseket. Schmidt dolga lesz az elemzés. Egy már létező szoftvert alapul véve meg fogja írni a felvételek kitisztításához, a képkivonáshoz és a szupernóvák kiemeléséhez szükséges programot. Suntzeff ezen a ponton megkérdezte: „Mennyi idő alatt fogod tudni megírni az új programot?”

Schmidt ugyan szerette adni a nagyszájú ifjú csillagásztitánt, de tudálékos, csipkelődő stílusa inkább iróniát, mint önteltséget sugallt. Suntzeff személy szerint alkatilag optimista embernek tartotta, de ez a kérdés még Schmidtet is zavarba hozta. Aztán eszébe jutott, hogy hiszen Saulnak is sikerült, és azt felelte: „Adj két hónapot!”

Amint visszatért a Harvardra, Schmidt bevette magát az irodájába, és heteken át minden nap órák hosszat csak a programot írta. Mások irodáiban is megfordult, és a folyosón is beavatott néhány válogatott kollégát, hogy ő és Nick Suntzeff szeretnének egy csapatot összerakni, amellyel Saul nyomába erednének. Akit csak megkeresett, mindenki ugyanolyan lelkesedéssel reagált: „Bevesztek engem is?”

Robert Kirshnert szó nélkül bevették. Kirshner 1970-ben kezdett foglalkozni szupernóvákkal, amikor egyes tanítványai még meg sem születtek. Negyvennégy évesen, a harvardi csillagászat tanszék vezetőjeként a csillagászat nagy öregjének számított. Már rutinosan kért pénzt a Nemzeti Tudományos Alaptól, jegyeztette elő magát a világ legjobb távcsöveire, és segédkezett az Űrtávcső Tudományos Intézet (Space Telescope Science Institute), a Hubble-űrtávcső üzemeltetését és tudományos munkáját felügyelő intézmény működési szabályzatának megírásában is. A világ egyik legnagyobb nevű szupernóva-szakértője volt, és szupernóva-szakértők több generációját nevelte ki - akik a Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központ területén, az egyetemtől tíz percre elterülő saját kis birodalmába jelentkezett egyetemisták és az oda felvett posztdoktori kutatók közül kerültek ki. Amikor a dán-angol kutató-csoport 1988-ban elküldte a Nature-nek a szupernóvaprogramjuk előzetes eredményeit, a szerkesztő Kirshnert kérte meg, hogy a beszámolót szakmai szempontból ellenőrizze, és megírja a lap cikkhez fűzött kommentárját. Amikor a berkeleyi Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont szupernóva-atyaúristent keresett a külső felügyelőbizottságába, szintén Kirshnert keresték meg. Amikor Perimutter és munkatársai az 1992-ben felfedezett szupernóvát taglaló tanulmányukat benyújtották az Astrophysical Journal Letters (Asztrofizikai Levelek) című csillagászati szaklapnak, természetesen Kirshner volt a bíráló.

Szakmai lektori munkájában Kirshner saját több évtizedes tapasztalatából fakadóan mélységesen kételkedett abban, hogy bárki képes lehet a szupernóva-elemzés szinte sebészi pontosságot igénylő feladatára. Ha akart, Kirshner kifejezetten szórakoztató tudott lenni; társaságban gyakran grimaszolt, parodizált másokat, és szeretett a saját viccein kacarászni. A konferenciákon humoros és népszerű előadásokat tartott. Viszont ha szupernóvákra terelődött a szó, kivált, ha a szupernóva-kutatáshoz kapcsolódó alapvető készségekre, nem ismert tréfát.

Tulajdonképpen igaza volt - többszörösen is. Ha valaki szupernóvákkal akart foglalkozni, először is értenie kell a spektroszkópiához - a csillagászati objektumok vegyi összetételére és közeledésének, illetve távolodásának sebességére utaló színképének, azaz összetevőire bontott elektromágneses sugárzásának elemzéséhez. Érteni kell továbbá a fotometriához - egy objektum fényességének nehéz és fáradságos meghatározásához. Ehhez figyelembe kell venni a szupernóva szülőgalaxisán belüli vagy a megfigyelő és a szupernóva között a látótengely mentén lebegő csillagközi port, amely ráadásul nem mindig van jelen. Ha van por, az elhomályosíthatja vagy vörösebbé teheti a szupernóva fényét. A megfigyelőnek tudnia kell, mennyire szennyezi el a por a fényt, különben fogalma sem lehet, megbízhatóak-e az észlelései.

A szupernóvavadászokkal egyébként is kérlelhetetlen Kirshner a berkeleyi csapathoz különös szkepticizmussal viszonyult. Szerinte Perl mutterék igénytelen munkát végeztek, és csak a szupernóva-kutatás hitelét rontották.

Kirshner eleve gyanakvással fogadta, hogy pár részecskefizikus nekiállt csillagászkodni, mintha nem is egy életen át csiszolt tudást és tapasztalatot igénylő tudomány, hanem holmi hobbi volna a dolog. A berkeleybeliek eddigi teljesítménye sem oszlatta el a kételyeit. Richard Muller a ’80-as években a szupernóva-kutatástól vonta el a távcsőidőt a Leuschner Obszervatóriumban, amikor a Nemezis után nyomozott. Rendkívüli felfedezés lett volna megtalálni a Napot kísérő csillagot, de a siker annyira valószínűtlennek tűnt, hogy az egész az értékes távcsőidő önfejű pocsékolásának hatott. 1989-ben Muller, Pennypacker és Perimutter azzal keltették fel a csillagászszakma érdeklődését, hogy bejelentették, a híres 1987A-ból, négyszáz éve az első, szabad szemmel is látható szupernóvából egy másodpercenként több százszor körbe-forgó pulzár született. „Bizonyítékukról” kiderült, hogy csupán a mérőműszer meghibásodása okozta. Ehhez jött az a blamázs, amelyről Kirshner az LBL külső felügyelőbizottságának tagjaként első kézből értesült: az Angol-Ausztrál Teleszkóppal végzett hároméves szupernóva kutató projekt egyetlen távoli szupernóvát sem tudott felmutatni.

Több százezer dollár elköltése után, amelyből több tucat kevésbé ambiciózus és nagyobb gyakorlati hasznú projektet lehetett volna finanszírozni, az eredmény: nulla szupernóva.

Nem lenne méltányos a részecskefizikai kutatással szemben, ha azt állítanánk, hogy az „először szerezz támogatást, aztán kérdezz” elven működik, de azért nem is járnánk túlságosan messze az igazságtól. A részecskefizikai projektek több tucat, több száz vagy akár több ezer résztvevővel futnak, és olyan gépmonstrumokat igényelnek, amelyek olyan, megaenergiákat mozgató pirotechnikai mutatványokat csinálnak, amelyek eddig csak az univerzum létezésének legelső ultrasűrű ezredmásodperceiben mentek végbe. A berkeleyi szupernóvaprojekt ugyan nem volt ilyen horderejű, de futott ilyen léptékű vállalkozás az LBL-en, és a laboratórium a fent említett munkamorál egyik leghangosabb pártfogója volt. A részecskefizikusok valahol megengedhették maguknak, hogy hűbelebalázs módjára bármibe belevágjanak: biztosak lehettek abban, hogy dollármilliárdos berendezéseikkel és a nagyszámú csapattag összesített szürkeállományával akármilyen kérdésre választ találnak. Az LBL-beli szupernóva-kutatók első kérdése pedig a következő volt: tudunk-e távoli szupernóvákat találni?

Kirshner szerint már a kérdésfeltevés is elhibázott volt. Szerinte az első kérdés ugyanis így hangzott: Érdemes-e távoli szupernóvákat keresni? Lehet-e őket egyáltalán standard gyertyaként használni?

A modern kori csillagászat krónikája két pórul járt standard-gyertya-gyújtogatóról is említést tesz. Miután bizonyítékot talált arra, hogy a világegyetem tágul, Edwin Hubble élete utolsó húsz évét nagyrészt abban a hiszemben dolgozta végig, hogy bár nem egységesek, a galaxisok szolgálhatnak standard gyertyaként. Ha különböznek is, vélte, esetleg mégis eléggé hasonlítanak ahhoz, hogy segítségükkel kideríthessük az univerzum alakját és jövőbeli sorsát. Walter Baade, Hubble egyik Wilson-hegyi kollégája, aki Fritz Zwickyvel közösen jegyezte azt az 1934-es tanulmányt, amelyben a szupernóva szót először említették, úgy gondolta, Hubble a gombhoz keresi a kabátot: „Előbb meg kell érteni a galaxisokat, csak azután lehet a geometriájukkal foglalkozni.” Allan Sandage, Hubble védence, és mesterének 1935-ben bekövetkezett halála után a Wilson-hegyen és a Palomar-hegyen utódja is, később így ír erről: „Hubble pontosan tudta ezt, de ahelyett, hogy pusztán azért leálljon a programmal, mert az harminc évvel megelőzte a korát, az olyan, minden közegben megtalálható úttörők nemtörődömségével menetelt előre, akik a megfelelő felszerelés nélkül vágnak neki a Csomolungmának.”

Hubble után Sandage-en volt a sor. Gustav A. Tammann svájci csillagásszal közösen negyed századon át egy másik standard-gyertya-jelölt nyomát kereste. Ha a galaxisok nem elég egységesek, talán a galaxishalmazok, pontosabban a galaxishalmazok legfényesebb galaxisai azok. Sajnos ez a felvetés is a galaxisok működési elvének elégtelen ismeretéről tanúskodott. Egyes tejútrendszerek idővel, ahogy csillagaik kihunynak, halványodni kezdenek; más galaxisok viszont éppen ellenkezőleg, a kisebb galaxisokkal való egyesülés nyomán egyre fényesebbek lesznek. Mivel nem tudták egyértelműen megkülönböztetni ezt a két típust, és attól tartva, hogy esetleg olyan szempontokra is figyelniük kellett volna, amelyek álmukban sem jutottak eszükbe, Sandage és Tammann nem sokkal a „csúcs” közelében fordult vissza. „Tulajdonképpen kudarcot vallottunk” - jelentette be kozmológus kollégáinak Sandage 1984-ben, az univerzum tágulási sebességéről tartott konferencián.

Kirshner minden adandó alkalmat megragadott arra, hogy hangsúlyozza, mivel a szupernóvákban végbemenő alapfolyamatokkal kapcsolatban is a sötétben tapogatózunk, könnyen kiderülhet, hogy velük sem lehet majd kozmikus léptékű mérésekre vállalkozni. A csillagászok annyit már ekkor is tudtak, hogy a szupernóváknak két típusuk van - vagy több.

Az egyik típus az, amelyet Zwicky és Baade megjövendölt - az a típus, amelyből neutroncsillag születik. Zwicky úgy vélte, ilyeneket talált, amikor a ’30-as években felmérte „az öngyilkos csillagokat”. 1940-ben azonban Rudolph Minkowski a Wilson-hegyen egy Zwicky robbanócsillagainak spektrumától eltérő szupernóva színképelemzését végezte el. Minkowski szupernóvájában volt hidrogén, Zwicky szupernóváiban nem. Egyértelműen más típusba tartoztak.

Azóta a csillagászok úgy gondolják, hogy az egyik szupernóvatípust - azt, amelyet Zwicky és Baade 1934-ben megjósolt, amilyet Zwicky 1936-ban és 1937-ben látni vélt, és amilyet Minkowski 1940-ben valóban látott - egy néhány naptömegű csillagban lejátszódó nukleáris reakciók egymásutánja hozza létre, melynek eredményeképpen a csillag 64 ezer kilométer per másodperc sebességgel omlik össze.

A másik típus - amilyet Zwicky ténylegesen észlelt - olyan hidrogénben gazdag csillagként kezdi életét, mint a mi Napunk. Ahogy öregszik, a Nap is le fogja dobni külső hidrogénburkát, miközben magja a gravitációs nyomás alatt összepréselődik. Végül csak a puszta mag marad vissza - a csillag töpörödött, fehér törpének nevezett, Föld méretű és Nap tömegű zanzája. Ha a fehér törpének kísérőcsillaga is volt - és a Tejútrendszer csillagainak legtöbbször van -, akkor innentől kezdve a törpe hidrogént szipkáz el ettől a társcsillagtól. A ’30-as években Subrahmanyan Chandrasekhar indiai matematikus kiszámította, hogy ha egy ilyen csillag túllép egy bizonyos méretet - 1,4 naptömeget, az ún. Chandrasekhar-határt -, összeomlik saját tömege alatt. A gravitációs nyomás ekkor megbolygatja a kémiai összetételét, ami termonukleáris robbanáshoz vezet.

A földi megfigyelő annak ellenére sem tudja távcsövével megkülönböztetni a két típust, hogy az egyik összeomlás, míg a másik robbanás. A spektroszkóp viszont kimutatja a különbséget - a hidrogén jelenléte vagy hiánya II vagy I típusú szupernóvát jelzett. Az I típusú szupernóvák egyöntetűsége megcsillantotta annak reményét, hogy belőlük esetleg lehet standard gyertya. Lévén, hogy mindegyik egyféle csillagból, fehér törpéből keletkezik, és előtte egységesen ugyanakkora mérethatárt - a Chandrasekhar-határt -ért el, a csillagászok elképzelhetőnek tartották, hogy robbanásuk ugyanolyan fényességgel is jár.

A ’80-as években azonban kezdett elmosódni az I és II típus közti határvonal. Három különböző, 1983-ban, 1984-ben és 1985-ben észlelt szupernóva színképanalízise kimutatta, hogy rengeteg kalciumot és oxigént tartalmaztak, ami egybevágott a roppant méretű, II típusú szupernóvaként összeomló csillagok összetételével, viszont hidrogént egyáltalán nem, ami viszont az I típusú szupernóvákként felrobbanó fehér törpék összetételének felelt meg. Egyes csillagászok, köztük Kirshner, felvetették, hogy a három vizsgált szupernóva egy harmadik, eddig nem ismert típusba, a két másik típus hibridjeként felfogható kategóriába tartozik. Ugyanis olyan csillagmag omlott össze bennük, amely már elveszítette a külső héját, hidrogéntartalmuk tehát már korábban elillant.

Ezt a típust az I típus egy altípusaként, Ib típusként rendszerezték. A korábban I típusúnak nevezett szupernóva-féleség, amelyben hidrogén jelenléte nélküli termonukleáris robbanás játszódott le, ezután Ia lett.

1991-ben azonban kiderült, ez az Ia típus sem egészen egyértelmű besorolás. Április 13-án öt amatőrcsillagász a világ négy különböző pontján felfedezte az 1991T jelű szupernóvát. (A szupernóvákat az adott évszámmal és az ábécé felfedezésük sorrendje szerinti betűjével jelölik, először végig a nagybetűkön (A, B, C... X, Y, Z), aztán kezdik elölről, csakhogy már megduplázott kisbetűkkel (aa....az, ba....bz stb.). December 9-én egy japán amatőrcsillagász felfedezte az 1991bg jelzésű szupernóvát. A színképelemzést már hivatásos csillagászok - az SN 1991T-jét április 16-án maga Kirshner - végezték el, és kimutatták, hogy mindkét szupernóva Ia típusú. Fényességük mégis jócskán eltért. Az SN 1991T szupernóva sokkal fényesebb volt, mint adott távolságban lévő átlagos Ia társai, az 1991bg pedig sokkal halványabb volt az ugyanolyan vöröseltolódású többi Ia-nál. Azt a lehetőséget, hogy esetleg elnézték a távolságokat, egyből ki lehetett zárni, ugyanis a halványabb szupernóva fénye tízszer halványabb volt, mint egy 1957-ben ugyanabban a galaxisban észlelt másik szupernóváé.

A csillagászok gyanítani kezdték, hogy talán annak ellenére, hogy a létező összes szupernóva besorolható az Ia, Ib vagy II típusok egyikébe, magukra a típusokra több hasonló típust tömörítő nemzetségekként érdemes gondolni. Az egyes családokon belüli szupernóvák között sok a hasonlóság, de nem azonosak; testvérek, nem egymás kiónjai. Kirshner óva intette az Ia típusú szupernóvákat standard gyertyaként üdvözlő csillagászokat: mint írta, a probléma „súlyos és valóságos”. Nem lehetett elsiklani felette.

A berkeleyi munkacsoport foglalkozott is a kérdéssel. 1992-es doktori disszertációjában a csapat egyik tagja jól összefoglalta a Perimutter által vezetett projekt véleményét. „Egyelőre vitatott, hogy egyes egyedi Ia szupernóvákat megfelelően ír-e le a modell” - ismerte el. Ugyanakkor azonnal felhozta az érvet, amely már Kirshner könyökén jött ki: „Világos viszont, hogy az Ia típusú szupernóvák túlnyomó többségére érvényes a modell.”

Valóban világos volna? Kirshner számára nem, és ő volt a szakértő - ábrándozó helyett „realista”, ahogy magát hívta.

Amióta csak a ’80-as évek végén a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont külső felügyelőbizottságának tagja lett, Kirshner újra és újra emlékeztetett arra, hogy a berkeleyi csapat még nem talált szupernóvát, hogy jobban oda kellene figyelniük a fotometriára, hogy nem ismerik a csillagközi por pontos mennyiségét - és hogy nem lehetnek biztosak abban, hogy az Ia típusú szupernóvák standard gyertyák-e.

1992-ben aztán az LBL-beli csapat felfedezte első saját szupernóváját. Kirshner az Astrophysical Journal Letters számára írt bírálatában kifogásolta, hogy még mindig nem figyelnek eléggé oda a fotometriára, még mindig nem ismerik a csillagközi por pontos mennyiségét - és még mindig nem tudhatják, az Ia típusú szupernóvák standard gyertyák-e. Kirshner szerint mindössze annyit bizonyítottak, hogy lehetséges olyan távoli szupernóvákat találni, amilyeneket már elvileg lehet kozmológiai távolságmérésre használni. Ugyanezt viszont már a dán-angol csoport is bizonyította, ráadásul négy évvel korábban. Kirshner azt hiányolta Perlmutterék cikkéből, hogy nem bizonyították, hogy lehet olyan távoli szupernóvákat találni, amelyeket gyakorlatilag is lehetne kozmológiai távolságmérésre használni.

Igen egyszerű indoklással dobta vissza a tanulmányt: „Még mindig nem tudnak semmit a kozmológiáról” - azaz nem lehet feltételezni, hogy a felrobbanó fehér törpék standard gyertyaként szolgálhatnak. Ugyanis egészen egyszerűen nem voltak azok. Maximum abban reménykedhettek, hogy egyszer majd valahol valaki kideríti, hogy minden tökéletlenségük ellenére az Ia típusú szupernóvák talán még éppenhogy megfelelnek a célnak.

Amíg a ’60-as években a kaliforniai Marin megyében középiskolába járt, Boris Nicholaevich Suntzeff Evdokimoff egy csapatban focizott egy bizonyos Robin Williams nevű cimborájával. A Stanfordon a ’70-es években gyakran próbálta sikertelenül megverni teniszben Sally Ride-ot, az első amerikai űrhajósnőt. A legklasszabb mégis az volt, hogy a ’80-as évek elején Carnegie-ösztöndíjasként Allan Sandage-dzsel beszélgethetett a csillagászatról.

Suntzeff sokra tartotta a múlt homályába vesző, csillagászok közti kapcsolatokat. Az egyik dédnagybátyja Otto Struvéval, egy nagynevű csillagászdinasztia leszármazottjával járt iskolába. Struve a bolsevikok elől menekült el Oroszországból, és egy fillér nélkül lyukadt ki Törökországban, ahol egy rokona beajánlotta a wisconsini Yerkes Obszervatórium igazgatójánál, aki színképelemzői állást ajánlott neki. Struve a Yerkesben az igazgatói posztig vitte, később pedig a texasi McDonald Obszervatórium és a berkeleyi Leuschner Obszervatórium igazgatója lett. Suntzeff családja is elmenekült Oroszországból, bár ők az ellenkező irányba, Kínába mentek, és végül San Franciscóban kötöttek ki, ahol Suntzeff nagymamája újra találkozhatott Otto Struvéval. Kicsi a világ.

Nick Suntzeff lehetőséget kapott, hogy tovább ápolhassa a csillagászati nagyágyúkhoz fűződő kapcsolatait. Pontosan azért jelentkezett a Carnegie-ösztöndíjra, hogy Sandage közelében lehessen a Carnegie Intézet Wilson-hegyi és Palomar-hegyi csillagvizsgálóiban. Itt, a pasadenai Santa Barbara utca egy jellegtelen házában jött rá Edwin Hubble 1923-ban, hogy a Tejút csak egy a világegyetem rengeteg galaxisa közül, aztán 1929-ben arra, hogy a világegyetem tágul. Allan Sandage 1948-ban, huszonkét évesen, caltechi egyetemistaként került az intézetbe, és négy év leforgása alatt gyakornokból először Hubble segédjévé, majd utódjává lépett elő.

„A kozmológiát mindössze két szám érdekli!” - mondogatta Sandage Suntzeffnek. Ezzel a Physics Today című szaklapban 1970-ben megjelent cikkének címére utalt - Kozmológia: A két számot kutató tudomány (Cosmology: The Search for Two Numbers). Az első szám a Hubble-állandó. A 45 fokos szögben emelkedő egyenes vonalból, amellyel Hubble a galaxisok távolságát és vöröseltolódását ábrázolta - emlékszünk: minél távolabbi az adott galaxis, annál gyorsabban távolodik tőlünk -, úgy tűnt, a két jellemző számszerűsíthető összefüggést mutat. Ha az ember tudja, milyen messze van egy galaxis, kiszámolható, milyen sebességgel látszik távolodni, és megfordítva.

Hubble ’30-as évekbeli becslése szerint a galaxisok sebessége a tőlünk mért minden egyes megaparszek (Kozmikus távolságegység, 3,262 millió fényévnek felel meg) távolsággal 500 kilométer per szekundummal nő. A sebességnövekedés ilyen üteme azonban sajnos egy mindössze kétmilliárd éves világegyetemben lett volna lehetséges - amely így fiatalabb lett volna a Föld geológusok által hárommilliárd évre becsült koránál. Ez az eltérés nem tett túl jót az éppen születőben lévő kozmológia diszciplínájának, Hubble viszont pusztán „előzetes puhatolózásának tartotta észleléseit; ahhoz, hogy komolyabban elmélyülhessen a kozmológiában, először a 100 hüvelykes Wilson-hegyi távcső kapacitását maximálisan kihasználó távolságban lévő csillagködöket kell megvizsgálnia, aztán a San Diego mellett, a Palomar-hegyen felállítandó 200 hüvelykes teleszkópból kell majd mindent kihoznia.

A 200 hüvelykes Hale-teleszkópot 1948-ban adták át, éppen abban az évben, amikor Sandage a Carnegie-csillagvizsgálókhoz érkezett. Nem csak ebből a szempontból volt szerencsés az időzítés. A „szerzetesek és papok”, ahogy Sandage a Carnegie csillagászainak első generációját nevezte, lassan mind nyugalomba vonultak. Odafent a Wilson-hegyi csillagvizsgálóban Sandage az istenek között forgolódhatott - azok között a csillagászok között, akikről Sandage onnan tudta, hogy „beérkeztek”, hogy a szalvétájuk nem ruhacsipesszel, hanem a nevükkel vésett fakarikával összefogva várta őket az asztalnál. Idelent pedig, a Santa Barbara utcában kezébe vehette „Mózes tábláit” - ahogy Sandage rendkívül találó metaforával a roppant fotólemez-archív uniót nevezte. Mózeshez hasonlóan Edwin Hubble is a természet új törvényeivel jött vissza a hegyről. Viszont szintén Mózeshez hasonlóan évtizedekig kellett a sivatagban kóborolnia, hogy végül az ígéret földjétől egy kőhajításnyira haljon meg.

Hubble 1949 nyarán hatvanévesen, mindössze fél évvel azután, hogy először használatba vehette a 200 hüvelykes távcsövet, súlyos szívrohamot kapott. Segédjére hárult, hogy a világtörténelem talán legnagyratörőbb tudományos kutatási programját befejezze. Sandage úgy találta, hogy a legközelebbi galaxisok távolsága nagyobb, mint azt Hubble kiszámolta. Ez a kiigazítás a távolabbi galaxisokról alkotott véleményére is kihatott, sőt ameddig csak a 200 hüvelykes Palomar-hegyi teleszkóppal ellátott, mindenütt megdőltek a becsült távolságértékek. Hubble 1953-ban bekövetkezett halála után Sandage és munkatársai 180 kilométer másodpercenként és megaparszekekként (km/s/Mpc) értéket adtak a Hubble-állandónak - az értéket aztán az évtizedek során egyre lejjebb és lejjebb módosították. Mire Suntzeff a ’80-as évek elején megérkezett a Carnegie Intézetbe, Sandage 50 és 55 (km/s/Mpc) közé tette az állandó értékét.

A neve ellenére a Hubble-állandó nem volt állandó - értéke időben változhatott. Azt mutatta meg, éppen mekkora sebességgel tágul a világegyetem: a tágulás jelen ütemét. Ezért a csillagászok néha Hubble-paraméternek is nevezik. Arról azonban nem közölt semmilyen információt, hogyan változik az időben a tágulás sebessége. Ez az érték a lassulási paraméter, Sandage második száma, amely azért lassulási, mert az derül ki belőle, milyen mértékben fékeződik a világegyetem tágulása. A Hubble-paraméterből következtethetünk a múltra, és az univerzumban jelen lévő anyag mennyiségének ismeretében kiszámolható a világegyetem kora. A lassulási paraméterből a jövőre következtethetünk, és az univerzumban jelen lévő anyag mennyiségének ismeretében kiszámolható a világegyetem sorsa. A kozmológiának bizonyos szempontból tehát tényleg csak két számot kellett kiderítenie: a világegyetem alfáját és ómegáját.

Mindkét méréshez szükség volt standard gyertyákra, és amikor Suntzeff 1982-ben megkapta az ösztöndíját a Carnegie-be, Sandage (és Tammann) már a szupernóvákat tartotta a legesélyesebb gyertyajelölteknek. Előfordult, hogy Suntzeff Sandage-dzsel egy időben dolgozott Chilében a Carnegie Las Campanas csillagvizsgálójában, persze nem ugyanazon a távcsövön, és Sandage ilyenkor néha megkérte a fiatal kollégát, nézze már meg, nem szupernóva-e véletlenül az a légypiszok a fotólemezén. Suntzeff tucatszor szakította meg a saját észlelését, hogy a lehetséges szupernóvát ellenőrizze egy második, megerősítő észleléssel, és tizenegy alkalommal szomorú hírt kellett közöljön: a légypiszok mégsem szupernóva volt. Sandage végül belátta, hogy a szó szoros értelmében „megfelelő felszerelés nélkül” vágott bele a feladatba. Gyatra fotólemezei voltak, és amikor a Kodak nem tudott megfelelni a szupernóva-keresés kérlelhetetlen elvárásainak, felhagyott a projekttel.

Ekkorra azonban Suntzeffet is érdekelni kezdték a szupernóvák. Amikor felhős volt az ég a csillagvizsgáló felett, a könyvtárban ásta bele magát a szupernóva-szakirodalomba, vagy Allan bácsival beszélgetett a témáról, ahogy Sandage-et becézték. Közeledett a nap, amikor Sandage-nek a következő generációra kell majd testálnia a programot, amelyet ő maga is Hubble-től örökölt. A jobb szemére, amelyikkel négy évtizeden át a keresőbe nézett, már nem látott olyan jól, és az egyensúlyérzéke is megromlott, ami balesetveszélyessé tette a tíz méterrel a betonpadló feletti megfigyelődobogón való munkát. Hamarosan el kellett csomagolnia az okulárját, és névre szóló szalvétatartójával a zsebében neki is le kellett jönnie a hegytetőről.

Maga a csillagászat is túllépett Sandage generációján, amint azzal Allan bácsi tisztában is volt. A távcső feltalálásától számított első két évszázadban a csillagászok csak az adott pillanatban a teleszkópon át a szemükbe eső fényre hagyatkozhattak, a fény pedig múlandó. Lerajzolhatták, mit láttak, beszélhettek róla, még méréseket is végezhettek, hogy meghatározzák az észlelt objektum helyzetét vagy mozgását, de magát a fényt, az égi objektum pillanatnyi vizuális megtestesülését soha többé nem láthatták.

A fényképezés feltalálása az 1800-as évek közepén gyökeresen megváltoztatta a megfigyelő megfigyelésének tárgyához fűződő viszonyát. Mindenki számára azonnal világos, a csillagászat szempontjából miért jobb a fénykép, mint az emberi szem. A fénykép azt örökíti meg, amit a csillagász látott; magát a fényt rögzíti, azaz egy adott objektum egy adott pillanatbeli látványát. Már nemcsak a csillagászok rajzai, szavai és matematikai modelljei szolgálhattak referenciául, hanem az is, amit konkrétan láttak. Sőt, ezután bármelyik jelen-vagy jövőbeli csillagász is szabadon újra és újra megnézhette, amit ők láttak.

A fényképészettel azonban a csillagászok nem pusztán pillanatnyi fényt gyűjthettek - időben el is lehetett nyújtani a fénygyűjtögetést. A fény nemcsak ráesett a fotólemezre; ott is maradt, minden további fénnyel együtt. Olyan gyengék voltak a fényforrások, hogy sem szabad szemmel, sem távcsővel nem lehetett őket látni, a fotólemezen mégis feltűntek, mert az nem egyik pillanatról a másikra érzékeli a jeleket, hanem szivacsként magába szívja őket. Akár egész éjjel vidáman szippantgatja a csillagfényt. Minél hosszabb az expozíciós idő, annál több fény éri a fotólemezt; minél több fény éri a fotólemezt, annál részletesebb a látvány. (Átvitt értelemben: a kiváltott fizikai hatása maradt ott, illetve összegződött (meghatározott szabályszerűséggel). A megjelenítés kémiai eljárással történt.

Sandage karrierjének alkonyán azonban úgy tűnt, a CCD-k (charge-coupled device, azaz töltéscsatolt eszközök) ugyanúgy forradalmasítják a fényképezést, ahogy a fényképezés annak idején a szabad szemmel való megfigyelést forradalmasította. A CCD-ben egy vékony szilíciumlapocska digitális úton gyűjti be a fényt; egy foton egy elektromos töltést generál. A fotólemez a fényben jelen lévő fotonok mintegy 1-2 százalékára érzékeny; egy CCD érzékenysége akár a száz százalékot is megközelítheti. A csillagászat összes területe nyilván csak nyerhet egy ilyen eszközzel. Mivel digitális, ember helyett számítógép dolgozza fel az adatokat, és mivel több fényt képes gyűjteni, messzebbre lehet látni és gyorsabban lehet haladni. Sandage azonban azt is elmagyarázta Suntzeffnek, miért különösen a szupernóva-keresés területén hasznos a CCD-technológia.

Hogy egy szupernóva kozmológiailag használható vagy sem, az nagyrészt a fénygörbéjén, az időben hirtelen megugró, majd visszaeső fényességgrafikonján múlik. Fénygörbéje maximumát minden szupernóva rendkívül gyorsan, mindössze pár nap alatt eléri, és aztán, ahogy fokozatosan halványodik, a fénygörbe is esni kezd. Csakhogy, mivel a folyamat közben kibocsátott elemek és arányuk jellemzőek az adott szupernóva típusára (például, ha van benne hidrogén, akkor II típusú), és a fénygörbét létrehozó folyamat (robbanás vagy összeomlás) maga is megkülönböztető jegy, a szupernóvát fénygörbéje hullámhegyének és -völgyének jellegzetes mintázata alapján lehet besorolni. A fénygörbe jellegzetességeit csak akkor lehet megfelelően grafikonon ábrázolni, ha tudjuk, milyen fényességértéken tetőzik, tehát kell némi szerencse is a dologhoz, hogy még a fényességmaximum előtt észleljék a szupernóvát. A grafikon megrajzolásához sok-sok követőmegfigyelést kell elvégezni - minél több értékünk van, annál több pontot tudunk felvenni a koordináta-rendszerben, és minél több pontunk van, annál megbízhatóbb a grafikonunk. Viszont csak akkor lehetünk biztosak abban, hogy valóban a szupernóva fényességértékét észleltük, ha le tudjuk választani a fényét szülőgalaxisának fényességéről. Egy olyan technológia, amellyel sokkal több észlelést tudunk elvégezni és amellyel pixelszinten meghatározható a fényességérték, jelentősen lecsökkentheti a tévedés valószínűségét. (A pixel a CCD egy képpontja.) Sandage úgy gondolta, a CCD-technológia gyorsasága és pontossága folyamatos és éles vonallá fogja tenni a fénygörbéket - a Suntzeffhez hasonló fotometriai specialisták legnagyobb örömére.

Suntzeff már ismerte a CCD-technológiát. Miután befejezte carnegie-s ösztöndíjprogramját, a chilei Cerro Tololo Obszervatóriumban (a Nemzeti Vizuális Csillagászati Kutatóintézet egyik intézményében) lett segédcsillagász; Mark Phillips vette alkalmazásba, akit még a ’70-es évekből, a kaliforniai Santa Cruz Egyetemről ismert. Suntzeff első feladata egy távcső CCD-eszközzel való ellátása volt, és Phillipsszel elhatározták, hogy az 1986G jelölésű szupernóván próbálják ki a módosított eszközt. Suntzeff végzi majd az észlelést és a fotometriai elemzést, Phillips pedig összeveti a kész fénygörbét más szupernóvákéval.

Suntzeff történelmi jelentőségű eredményekre számított, hiszen ez volt az első „modern”, azaz CCD-vel nyert fénygörbe. Bár a kísérlet valóban mérföldkő volt, az eredmények kiábrándítóak lettek. Az SN 1986G fénygörbéje lényegesen eltért más Ia típusú szupernóvákétól. Halványabbnak tetszett, mint amilyennek a vöröseltolódása alapján lennie kellett volna, fénygörbéje pedig sokkal meredekebben emelkedett és esett, mint más Ia fénygörbék.

Többek között azért hálátlan feladat tudományos úttörőnek lenni, mert a korábbi minták nem használhatók referenciának. Phillips és Suntzeff csak fotólemezeken alapuló fénygörbékkel tudták összevetni a sajátjukat. Nem tudhatták, hogy a furcsa CCD-s fénygörbe az Ia típusú szupernóvákról vagy a CCD-technológiáról mond-e valami újat. A két csillagász azonban eléggé bízott a kiigazított adataikban ahhoz, hogy a rákövetkező évben publikált tanulmányukban kijelentsék, az Ia típusú szupernóvák fényessége túlságosan széles határok között ingadozik ahhoz, hogy standard gyertyaként használjuk őket.

Annak ellenére, hogy negatív eredményt kaptak, Phillips és Suntzeff úgy érezték, nagy lehetőség hullott az ölükbe. Meg kellett győzniük a csillagászközösséget arról, hogy az Ia típusú szupernóvák nem jók standard gyertyának - vagy saját magukat kellett meggyőzniük arról, hogy tévedtek, és az Ia típus igenis lehet standard gyertya. Akárhogy is, a két csillagász visszavonhatatlanul bekerült a szupernóvaversenybe.

Jobban nem is időzíthettek volna. Egy évvel később, 1987. február 23-án szupernóva robbant a szomszédban. Az SN 1987A a Nagy Magellán-felhőben tűnt fel - ez azon kevés galaxisok egyike, amely szabad szemmel is látható, de csak a déli féltekéről. 1604 óta nem volt szabad szemmel látható szupernóvánk, és ennek megfelelően az egész csillagászvilág lázba jött. Az SN 1987A nem a Phillips és Suntzeff által tanulmányozott felrobbanó Ia típusba tartozott, hanem II típusú, azaz összeomló szupernóva volt, ennek ellenére a két csillagász, mivel a déli féltekén, és CCD-s távcsővel dolgoztak, ráadásul nemrég publikáltak az SN 1986G érdekes fénygörbéjéről, azon kapták magukat, hogy mindenki a „két ünnepelt szupernóva-szakértő” véleményére kíváncsi.

1989 júliusában Phillips és Suntzeff részt vett egy kéthetes szupernóva-workshopon alma materükben, a kaliforniai Santa Cruz Egyetemen. Az első héten csak az SN 1987A-ról volt szó, de mivel a szervezők úgy gondolták, nagyjából a világ összes - mind az ötven - szupernóva-szakértőjére számíthatnak, a második hétre az SN 1987A-tól eltérő témákat vártak. Ekkorra már nagyjából két éve nem volt olyan csillagászkonferencia, amely nem az SN 1987A-ról szólt volna, és a szakma rengeteg eredményt fel is tudott mutatni a szupernóváról: észlelések, értelmezések, elméletek tucatjait. Viszont kicsit bele is fáradt az összeomló szupernóvákba a csillagászvilág. A felrobbanó, különösen az Ia típusú szupernóvák sokkal izgalmasabbnak tetszettek. Sok résztvevő úgy volt hát vele, hogy az első héten dolgoznak, a másodikon pedig kellemesen kikapcsolódnak.

A konferenciákon olykor a legfontosabb beszélgetések az előadások közti szünetekben, vagy este, egy sör mellett bonyolódnak. Suntzeffre ezen a konferencián egy öreg barát szavai hatottak leginkább. „A kozmológiában csak két számot kell mérni!” - dörögte Allan bácsi, és bár akkor elengedte a füle mellett, otthon, La Serenában újra eszébe ötlöttek ezek a szavak, amikor egy kezdő kolléga egy érdekes projekt ötletét vetette fel.

Mario Hamuy 1987. február 27-én, három nappal azután került tudományos segédmunkatársként a Cerro Tololo csillagvizsgálóba, hogy az SN 1987A felizzott a Nagy Magellán-felhőben. Az eredeti terv szerint, ha a történelmi szupernóva közbe nem szólt volna, úgy volt, hogy Hamuy friss húsként felmegy a hegyre, és pár napig csak ismerkedik a berendezésekkel. A csillagvizsgáló igazgatója azonban ehelyett azzal küldte fel, hogy kizárólag az SN 1987A-t figyelje meg. Mire egy hónappal később visszament La Serenába, ha nem is volt teljes értékű szupernóva-szakértő, nagyobb szupernóva-rajongó volt, mint azt egyébként is érdeklődő természete indokolta volna.

Suntzeffnek és Phillipsnek elmesélte, hogy a Santa Cruz-i konferencián hallotta a frissen doktorált svájci csillagász, Bruno Leibundgut előadását. Suntzeff és Phillips a ’80-as évek eleji chilei észlelésekről ismerték Leibundgutot, Gustav Tammann egyik egyetemista gyakornokát. Suntzeffék is ott voltak az előadásán, és Leibundgut hatszemközt elmesélte nekik, hogy az utolsó pillanatban került a konferencia programfüzetébe. Bob Kirshner nem sokkal korábban posztdoktori kutatóként alkalmazta Leibundgutot a Harvardon. Az őszi félévben kellett kezdenie, és Kirshner a felvételi beszélgetésen szinte félvállról megkérdezte, mikor van az előadása Santa Cruz-ban. Leibundgut azt felelte, hogy nem fog beszélni a konferencián. Kirshner közölte vele, hogy kezdhet felkészülni: a saját előadásáról mond le a javára. Így esett, hogy Leibundgut a világ legnagyobb szupernóva-szakértői előtt adhatta elő a doktori disszertációját: egy modellt állított fel, amely szerint az Ia típusú szupernóvák esetleg mégis standard gyertyák lehetnének.

Phillips és Suntzeff számára ez az előadás is csak újabb adalék volt a szupernóvavilágban már régóta húzódó vitához, amelyből az SN 1986G-vel kapcsolatos munkájukkal ők maguk is kivették a részüket. Hamuy számára azonban Leibundgut előadása a jövőt vetítette előre. Eszébe juttatta chilei egyetemi konzulensének, José Mazának a ’70-es évek végén - ’80-as évek elején folyó szupernóva-kutató programját, és úgy gondolta, talán itt az ideje feléleszteni a déli féltekén végzett szupernóva-keresés gondolatát, ezúttal a jóval fejlettebb CCD-technológia segítségével. Santa Cruz után kikérte Maza véleményét. Maza biztosította támogatásáról, de Hamuy Phillips és Suntzeff álláspontjára is kíváncsi volt.

Phillips azt mondta, az ötlet jó, de figyelmeztette Hamuyt, hogy egy déli féltekén indított szupernóva-keresés nem merülhet ki abban, hogy a déli féltekéről keresik a szupernóvákat.

Suntzeffnek ekkor jutottak eszébe Sandage szavai: „A kozmológiában csak két számot kell mérni!” Talán rosszul látták a dolgot, és az Ia típusú szupernóvák mégis standard gyertyák lehettek. Talán Leibundgutnak volt igaza, aki végül is végig az Ia típussal foglalkozott, míg őket lekötötte a II típusú SN 1987A. Ha pedig igaza volt, akkor esetleg közeli Ia típusú szupernóvák segítségével kiszámíthatnák Sandage első számát, a Hubble-paramétert, azaz az univerzum tágulásának jelenlegi sebességét. Ha ez sikerül, továbbléphetnének a távolabbi szupernóvákra, hogy kiszámíthassák a lassulási paramétert - Sandage második számát, a világegyetem tágulási ütemének fokozatos lassulását megadó értéket.

Hamuy tervezte meg az alakuló szupernóvaprojekt logisztikai hátterét. A felmérésben két csillagvizsgáló vett részt: a Cerro Calán, az egyetem Santiago belvárosában álló obszervatóriuma, és a Cerro Tololo, Hamuy munkahelye - innen a program neve: Calán/Tololo-felmérés. A szupernóva-kereséshez egy lehető legnagyobb látómezejű, a legmodernebb CCD-vel szerelt fényképezőgép lenne az ideális, de ezt az opciót nem engedhette meg magának a chilei-amerikai munkacsoport. Eldönthették, hogy egy CCD-képalkotóval csatlakoztatható, de kis látómezejű, vagy egy CCD-vel nem szerelhető nagy látómezejű távcsövet használnak-e. Végül a nagy látómezejű CCD-mentes Cerro Tololó-i 24 hüvelykes (61 centiméteres) Curtis-Schmidt-távcsövet választották. Ha az ember olyan ritka és ravasz vadra hajt, mint a szupernóvák, minél több galaxist kutat végig egyszerre, annál nagyobb eséllyel talál akár csak egyet is; a szupernóvajelöltek azonosításakor a mennyiség a minőségnél fontosabb szempont volt. A nagy, 20 x 20 centiméteres fotólemezek száz telihold méretének megfelelő égboltrészletet fedtek le. A megerősítő észlelésekhez a Cerro Calán egyik kis látómezejű CCD-s távcsövét használták, amely csak egy teliholdnyi eget engedett látni, de egy ismert helyzetű szupernóva fotometriai és spektroszkópos elemzéséhez ez is épp elegendő volt.

A Calán/Tololo-együttműködés egy jellemző munkanapja naplementekor indult, a Curtis-Schmidt-távcsőnél; a Cerro Tololo legénysége elkészítette a felvételeket és előhívta a fotólemezeket. Napfelkeltekor a lemezeket teherautóra tették, amely a part menti főúton hét-nyolc órával később Santiagóba megérkező távolsági buszhoz vitte a képeket. A Cerro Calán kutatói már a buszpályaudvaron vártak, és a csillagvizsgálóban összevetették az előző esti felvételeket a pár héttel korábbi referencialemezekkel. Mire a nap újra a horizont mögé bukott és felnyílt a Cerro Tololo kupolája, Hamuy, Phillips és Suntzeff pontosan tudták, aznap éjjel hová irányítsák a CCD-t.

A projekt azonban nem csak szupernóvák felfedezésére koncentrált. A szupernóva-diszciplína általános észlelési és elemzési színvonalát is szerették volna emelni azzal, hogy más, profi és amatőrcsillagászok által felfedezett szupernóvák megerősítő észlelését is elvégezték. A csapat a két szabálytalan 1991-es szupernóvát is megfigyelte - a meglepően fényes 1991T-t és a meglepően halvány 1991bg-t; Phillips egy, az SN 1991T-t elemző, az Astronomical Journalban megjelent cikk első helyen kiemelt szerzője lett. Ez a két szupernóva csak megerősítette Phillips és Suntzeff sejtését, hogy szupernóvából nem lehet standard gyertya. Első ránézésre lehetett látni az eltérést - két fénygörbe nem is különbözhetett volna jobban egymástól. A meglepően fényes SN 1991T fénygörbéje az átlagos Ia típusú szupernóváénál sokkal fokozatosabban emelkedett és esett. A meglepően halvány SN 1991bg fénygörbéje pedig sokkal sebesebben ugrott meg és esett vissza, mint a tipikus Ia típusúaké.

A fényes görbéje fokozatosan esett. A halvány görbéje hirtelen esett.

Fényes... fokozatos ereszkedés. Halvány... hirtelen zuhanás.

Az együttjárás szöget ütött Phillips fejébe. Vajon egy egész sor szupernóva fénygörbéjének összevetése is ugyanezt az együttjárást mutatná ki? Ha igen, akkor talán az Ia típusú szupernóvák anélkül is használhatók volnának távolságmérésre, hogy egyformák lennének. Lehet, hogy a fénygörbe púpjainak és horpadásainak szöge - a többi Ia típusú szupernóva görbéjével összehasonlítva - segíthet meghatározni az adott szupernóva relatív fényességét. Ha pedig ismert a szupernóvák viszonylagos fényessége, relatív távolságukat a távolságtörvény alapján már ki lehetne számolni. Egyszóval a szupernóvák végre kozmológiai mérésekre alkalmassá válnának.

Phillipsnek eszébe jutott, hogy amikor az SN 1986G-n, az első CCD-vel felvett fénygörbéjű szupernóván dolgozott, Jurij Pszkovszkij egy 1977-es és egy 1984-es cikke is a kezébe került, amelyekben összefüggést feltételez a szupernóvák fénygörbéje és abszolút fényessége közt. A változó minőségű fotólemezekkel azonban sem cáfolni, sem bizonyítani nem lehetett Pszkovszkij elméletét. Phillips viszont a digitális képalkotás segítségével most eldönthetné a kérdést.

1992-ben egész évben olyan szupernóva-fénygörbéket gyűjtött, köztük néhány saját készítésűt is, amelyekről úgy érezte, a legszőrszálhasogatóhb észlelési követelményeknek is megfelelnek, és hónapokig elemezte a grafikonok minden apró részletét. Az év vége felé egyszer csak úgy érezte, készen áll: itt az idő, hogy mind a kilenc fénygörbét egy koordináta-rendszerben ábrázolja.

Phillips mindig is értékelte, hogy olyan viszonylag kis városban lakott, mint a chilei La Serena - gyalog járhatott haza és a feleségével ebédelhetett. Nejének általában nem beszélt a munkájáról - az asszonyt nem érdekelte különösebben a csillagászat, és Phillipsnek sem volt kedve otthon is ilyesmiről beszélgetni. Ez a délután azonban más volt. „Azt hiszem - szólalt meg ebéd közben -, felfedeztem valami fontosat.”

Isteni előjelként a nagy Bob Kirshner az elsők között gratulált és küldte jókívánságát Phillipsnek. A dán-angol és a berkeleyi munkacsoport is ugyanarra a kérdésre kereste a választ: lehetséges-e kozmológiailag releváns távolságokban szupernóvákat találni? 1988-as, illetve 1992-es válaszuk: igen, lehetséges. Viszont Kirshner szerint csak a Calán/Tololo-csapat indult el a felelős tudományosság irányába, azzal, hogy kiderítette, lehetnek-e standard gyertyák az Ia típusú szupernóvák: Nem, nem lehetnek. Viszont azt is kiderítették, hogy ha nem is standard, de standardizálható gyertyák még lehetnek. Összefüggés áll fenn a fénygörbe ereszkedésének üteme és a szupernóva abszolút fényessége között.

Adta magát a következő kérdés: lehetséges-e megfelelő rendszerességgel elég távoli Ia szupernóvákat találni? 1994 márciusában a berkeleyi munkacsoport mindenki számára teljesen váratlanul egyszer s mindenkorra eldöntötte a kérdést: igen, lehetséges. Lélegzetelállító bejelentést tettek: 1993 decembere és 1994 februárja között hat távoli szupernóvát fedeztek fel ugyanennyi észleléssel töltött éjszaka alatt.

Amikor Schmidt és Suntzeff március végén leültek beszélgetni La Serenában, és felmerült, hogy megpróbálják utolérni Saulékat, a szupernóvavilág még mindig Perlmutterék bejelentése felett próbált napirendre térni, ahogy a gyakori chilei földrengések utórezgései is még sokáig érezhetők az országban. Schmidt és Suntzeff viszont már egy másik, iszonyú felismerés hatása alatt állt. 1989 óta a Calán/Tololo-együttműködés ötven közeli szupernóvát talált, amelyek közül huszonkilenc volt Ia típusú. A projekt nemsokára publikálja a Hubble-paraméter számításaik szerint eddigi legpontosabb értékét, és onnantól fogva az adat mindenki számára szabadon hozzáférhető lesz. Előbb-utóbb pedig a berkeleyi csapatnak is szüksége lesz a közeli Ia típusú szupernóvákra, hogy a módosítandó Hubble-görbe bal alsó sarkát is megfelelő pontossággal vehessék fel.

Saul Perlmutter a saját pályájukon, ráadásul saját adataikkal fogja megverni őket.

Eredetileg is szerepelt a tervek között, hogy a közeli szupernóvák felmérését követően nagyobb vöröseltolódású Ia típusú szupernóvákra is kiterjesztik a projekt kereteit, de a terv hirtelen rendkívül sürgetővé vált. Minél előbb a tettek mezejére kellett lépniük, hogy nekik is elegendő saját felfedezésű távoli szupernóvájuk legyen.

Brian Schmidt az olajnak köszönhette az oktatását: Alaszkában olyan középiskolába járt, ahol PhD-sek voltak a tanárai. Nem Schmidt volt a legjobb fizikás az osztályban; két másik osztálytársának is jobban ment a tantárgy, mégis ő választotta hivatásául, mert saját bevallása szerint benne „megvolt a tűz”. Ha Schmidt azt mondta, két hónap alatt meg tudja írni a nagy vöröseltolódású szupernóvák kereséséhez szükséges szoftvert, meg is írja ennyi idő alatt. Ha úgy vesszük, meg is írta. Írt új részprogramokat is, és átemelt részprogramokat abból a szoftverből, amelyet Phillips és Suntzeff az SN 1986G CCD-s megfigyeléséhez használt. A programmal generált tesztértékek alapján Schmidt és csapata háromszor két éjszaka távcsőidőt kapott a 4 méteres Cerro Tololó-i teleszkópra a rákövetkező év elején, 1995 februárjában és márciusában. Schmidt a megadott időpontban éppen Ausztráliába költözködött feleségével és három hónapos gyermekével - Canberrába, ahonnan a Stromlo-hegyi és a Siding Spring csillagvizsgálókba kellett volna dolgozni járnia -, és nem volt pénze rendszeresen Chilébe repülni. Úgy érezte, ez nem akadály - majd helyszíni munkatársai és az internet segítségével irányítja az észleléseket.

Ekkor jött az első felismerése: a szoftverrel generált tesztértékek nem feltétlenül egyeznek az észlelt értékekkel.

1995 februárjában a csapat elkezdte a referenciaképek felvételét - azokét, amelyek fényét a későbbi felvételekből majd kivonják. Olykor lefagyott a szoftver. Amikor mégis futott, Schmidtnek egy 100 byte per szekundum sebességű internetkapcsolaton keresztül kellett kijavítania a programhibákat és letöltenie a felvételeket. Sokszor tipp alapján kellett itt-ott kiigazítania a szoftvert, amelyet aztán a chilei munkatársak próbáltak ki, és a munka óhatatlanul éjszakába nyúló Cambridge-La Serena-Canberra konferenciahívásba torkollott, Schmidt kisdedjükre vigyázó feleségével a háttérben. Schmidt végül megkérte a kollégákat, hogy küldjék át az anyagot adatkazettán, hogy a saját szemével is megvizsgálhassa a képeket. A szalag sohasem érkezett meg. Valahol Santiago és Siding Spring között elnyelte a föld.

Ezen a ponton érte a második felismerés: mostantól Chilébe fog járni.

Persze csak akkor volt értelme ennek a „mostantól”-nak, ha találnak is la típusú szupernóvát. A megerősítő észlelések első éjszakáján, február 25-ére virradóra tiszta volt az ég, de az „átlátszóság”, ahogy a csillagászok utalnak a légköri viszonyokra, gyatra volt. (A földi légkör a csillagok fényét nem teljes intenzitással engedi át, hanem aktuális állapotától (portartalom, páratartalom stb.) függő mértékben - ezt jellemzi az átlátszóság.) A március 7-ére virradó második éjszaka kiváló átlátszóságot és hat szupernóvajelöltet hozott, amelyek azonban mind vaklármának bizonyultak. A március 25-ére virradó harmadik éjszakán pedig egy nagyon rövid időszak kivételével végig felhős volt az ég.

Az észlelési pályázatban, amelyet a munkacsoport előző szeptemberben benyújtott, Schmidt és Suntzeff így fogalmazott: „A Calán/Tololo-SN-felmérés felfedezési statisztikáiból kiindulva nagyjából havi három új Ia szupernóva észlelésére lehet számítani.” Ezek után egyet sem találni elég kínos lett volna. Viszont már csak egy éjszakájuk maradt, és itt álltak üres kézzel. Valamit rosszul csináltak? Fel nem ismert hiba van a szoftverben? Vagy csak pechjük volt?

Az utolsó, március 30-ára virradó éjszakán egy 16x16 pixeles fénypaca furakodott át a Chile és Ausztrália közti internetes hajszáléren. Schmidt hiába hunyorgott a fényfoltra, nem lehetett biztos a dolgában. Felhívta hát Phillipset és Suntzeffet, hogy kikérje a véleményüket. A két csillagász megnézte a pacát, és kijelentette, végül is lehet akár szupernóva is. Viszont amíg a chilei La Sillában lévő 3,6 méteres New Technology Telescope nevet viselő távcsővel elvégzett létfontosságú megerősítő színképelemzést nem látják, lehetetlen biztosat mondaniuk.

Április másodika vasárnapra esett, és annak a Bruno Leibundgutnak volt a kezében a New Technology távcső, aki 1989-es előadásával tulajdonképpen az előző szupernóvaprojekt ötletadója volt. Aznap késő éjszaka rossz és jó híre egyaránt volt Mark Phillips számára.

A rossz hírrel kezdte: „Nagyon halvány.” A jó hír viszont az volt, hogy a paca még megvolt, azaz tényleg szupernóváról volt szó. Eddig tehát csak pechjük volt.

A munkacsoport folyamatosan dolgozta fel a márciusi észlelési adatokat, és szerdára kiderült, hogy a legutolsó éjszakán észlelt szupernóvajelölt már a harmadik éjjel utolsó felvételén is látszott, mielőtt a felhők minden további megfigyelést lehetetlenné tettek. „Ez biztató jel” - írta Phillips a csapat tagjainak küldött e-mailben.

Chilei idő szerint csütörtök délelőtt Schmidt a társulás minden résztvevőjének körbeküldött egy helyzetjelentést. Ebben felvetette, hogy tájékoztassák a Nemzetközi Csillagászati Unió körlevélkiadványát az észlelésről. Ebben nem volt semmi különös. Viszont azt is felvetette, hogy lassan ideje nevet választani a társulásnak - „valami ütős nevet (de legalább feleljen meg a valóságnak, ha nem is ütős)”. Közösen fogják jegyezni az eredményeket, írta, bár jobban örülne, tette hozzá, ha meglenne már a vöröseltolódás értéke is.

Aznap este meglett. Mario Hamuy megvizsgálta a Leibundgut által négy nappal korábban felvett spektrumokat, és értesítette Phillipset, aki továbbította az eredményt a többieknek: a szülőgalaxis, tehát a szupernóva vöröseltolódása z = 0,48 volt, ami egyrészt azt jelentette, hogy 4,9 milliárd fényév távolságra volt, másrészt azt, hogy új rekord született.

Még nem lehetett tudni, hogy Ia típusú-e, azaz használható lesz-e a lassulás ütemének megállapítására. Leibundgutnak még nyüstölnie kellett kicsit az adatokat, hogy a típus kiderüljön. De Leibundgut lelkesedett Schmidtnek írt e-mailjében: „Megint sínen vagyunk. Egyetlen szupernóva is mennyit jelent!”

Beelőzték Saulékat, és ők verték meg a berkeleyieket a saját pályájukon.

Az élboly

„Durr!”-szólt az SN 1994F.

„Durr!” - így az SN 1994G.

„Durr!” - kontrázott az SN 1994H.

A berkeleyi csapat 1-től 6-ig számozott cédulákat akasztott a pezsgősüvegek nyakára. Az üvegek az Isaac Newtonteleszkóppal a legutóbbi észlelési menetben, 1993 decembere és 1994 februárja között felfedezett hat szupernóvát jelképezték; egy „nulladik” üveg képviselte az 1992-es szupernóvát. A most már Szupernóva Kozmológiai Projekt (Supernova Cosmology Project, SCP) néven futó társaság Gerson Goldhaber Berkeley környéki hegyekben lévő házában gyűlt össze. Nevetgéltek, hogy amilyen kisivók, valószínűleg két üveget sem fognak tudni kiüríteni. De természetesen nem az üvegekben lévő pezsgő volt a lényeg, hanem a számuk. Négy évbe telt, mire felfedezték az első szupernóvájukat, most pedig röpke három hónap alatt sikerült még hattal megfejelni.

Nemcsak a szupernóvákat ünnepelték. A saját túlélésükre is ittak. Carl Pennypacker ekkorra már kiszállt. Hogy magától ment, vagy kigolyózták, nem lehetett tudni. A csapat legalább még egyben volt. 1994 őszén a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont (CfPA) és az LBL fizika részlege közösen felállított egy projektelbíráló bizottságot, hogy eldöntse, folytatódhat-e a szupernóva-keresés. Annak ellenére, hogy a bizottság a projekt javára döntött, Bemard Sadoulet felére csökkentette a CfPA szupernóvaprogramhoz való költségvetésbeli hozzájárulását, és a megtakarított pénzt a saját projektje költségvetésének adta; Robert Cahn, az LBL fizika részlegének igazgatója ekkor közölte Sadoulettel, hogy az LBL felére csökkenti Sadoulet LBL-es sötétanyag-projektjének költségvetési hozzájárulását, és a megtakarított pénzt a Szupernóva Kozmológiai Projekt kapja. A szupernóvaprojektnek indulása óta először lett így elegendő pénze, de még ennél is fontosabb volt, hogy kiderült, van egy védőangyaluk az LBL-nél; egy részlegvezető, aki átlátta, miért kell egy fizikai laboratóriumban távoli szupernóvákkal foglalkozni. Ráadásul begyűjtötték hat új szupernóvát. Nemhogy nem maradtak le a távoli szupernóvaverseny mezőnyétől, ők voltak az élboly.

Durr! SN 1994al. Durr! SN 1994am. Durr! SN 1994an.

Nem örülhettek sokáig.

Bob Kirshner a szupernóvaprogram külső felügyelőbizottságának tagjaként évek óta hajtogatta, hogy az LBL-együttműködésnek fogalma sincs, mit csinál - hogy a csapattagok nem foglalkoztak a csillagközi porral, fütyültek a fotometriára, és nem izgatták magukat amiatt, hogy az Ia típusú szupernóvák esetleg nem standard gyertyák. Kirshner nem értette meg, hogy az LBL számára ezek a szempontok lényegtelenek voltak - egyelőre legalábbis. A team azzal volt elfoglalva, hogy bebizonyítsa, sikerrel tudja venni az akadályt, amelyet kitűzött magának: kozmológiai mérésekhez hasznosítható távolságban lévő szupernóvákat akartak találni. Első nekifutásaikat a csapat egyes tagjai egymástól függetlenül egy „feltáró jellegű kutatási program” „úttörő kezdeményezése” „bemutatóköreinek” tekintették. Amikor végül 1992-ben szupernóvát találtak maguknak, Kirshner bírálói ellenállása miatt 1995-ig nem publikálhatták az eredményeiket - amikor a tanulmány egy megértőbb szakmai lektorhoz, Allan Sandage-hez került. A Berkeleyre a Harvardról átruccanó Kirshner, úgy tűnt, egyáltalán nem érezte, hogy az egyre fokozódó döbbent keserűség és düh már nem csupán az ellenvéleményének, hanem kifejezetten a személyének szólt. A külső felügyelőbizottság egy másik tagja így figurázta ki Kirshner jellemző bizottságbeli megnyilvánulásait: „Kizárt! Ez képtelenség! Lehetetlen, hogy ilyen nagy vöröseltolódású szupernóvákat találtak!”

Erre láss csodát, ekkor mintha már ő is azt mondta volna: „Talán mégis...”

Az LBL-es csapatnak volt hatévnyi előnye - azért az csak számított valamit. Végül kétségtelenül az a számításuk is hejött, hogy az Ia típusú szupernóvák standard gyertyaként használhatók. Először Mark Phillips megmutatta, hogy egy alapvetően halványabb szupernóva fénygörbéje meredekebben ereszkedik, mint egy alapvetően fényesebb szupernóva fénygörbéje. Később a berkeleyiek is előálltak a módszer egy változatával. Úgy egységesítették az Ia típusú szupernóvákat, ahogy a vidámparkok tükörlabirintusai torzítják az alakokat - hol dundira húzták, hol cingárrá préselték a fénygörbéket, hogy megfeleljenek az Ia típus alapgrafikonjának. (A csapat egy öntörvényű LBL-beli fénymásolót is sokszor segítségül hívott, amely jellegzetesen torzította a belehelyezett dokumentumokat.) Ha az Ia típus nem is annyira típus, mint inkább család, akkor a család tagjai sem standard kalibrált gyertyák, hanem kalibrált gyertyák.

Ráadásul három évvel azután, hogy bebizonyították, képesek távoli szupernóvákat találni, azt is kiokoskodták, hogyan lehet menetrendszerűen szállítani a szupernóvákat. Az Isaac Newtonteleszkóppal 1994 elején talált hármat még három követte, amelyeket az Arizona állambeli Tucson melletti hegyekben álló 4 méteres Kitt Peak-i távcsővel figyeltek meg. 1995 júniusára összesen tizenegy távoli Ia típusú szupernóvájuk volt, és készen álltak, hogy a spanyolországi Aiguablavában, a NATO Advanced Study Institute által szervezett Termonukleáris Szupernóva Konferencián négy nagy tanulmány bemutatásával először jelentsék be hivatalosan a csillagászszakma nyilvánossága előtt: rájöttek, hogyan fedezhetnek fel Ia típusú szupernóvákat, amikor csak kedvük tartja.

A módszert kötegelésnek nevezték. Az újholdat követően több száz felvételt készítettek, és mindegyik képen több száz galaxist, sőt lehetőleg galaxishalmazt rögzítettek. Egyetlen pár éjszakás menetben több tízezer galaxist gyűjtöttek össze így. Két és fél, három héttel később aztán, a következő újhold előtt újra szemügyre vették ugyanezt a több tízezer galaxist. Az eredeti mechanikus komparátor szoftveresen továbbfejlesztett változatával elvonták az újonnan felvett képekről az eredeti referenciafelvételek fényét, hátha a több száz galaxis közül valamelyik egy új fénypöttyel bővült. További saját szoftver bevetésével a csillagászok még ugyanazon éjjel megállapították, szupernóva-e a fel fénylő pötty. Ha az volt, koordinátáit továbbították más távcsövek mellett ülő kollégáiknak, akik a hónapokkal korábban lefoglalt teleszkópokon elvégezték a spektroszkópos és fotometriai elemzést. (A korábbi sikerek komoly meggyőzőerőt képviseltek a távcsőidőkérvényeket elbíráló bizottságoknál.) Azt még így sem lehetett tudni, pontosan hol fog robbanni a szupernóva, de az, hogy legalább egy lesz, garantált volt. A szó szoros értelmében „menetrendszerű szupernóva-robbanásokkal” dolgoztak - ehhez nem lehetett mit hozzátenni.

Durr! Durr! Durr!

Szóval a Berkeleynek volt hat év előnye. Na és aztán? Schmidt és Suntzeff csapata csillagászokból állt - csupa olyan szakmabeliből, akiknek nem kellett elmagyarázni sem a fotometriát, sem a színképelemzést; akiktől el lehetett várni, hogy színvonalas munkát végeznek mindkét területen, és maguktól megoldják a felmerülő problémákat.

Schmidt és Suntzeff munkacsoportjából is sokan részt vettek a NATO-konferencián. (Mégiscsak Kirshner egyik volt posztdoktori kutatója szervezte a találkozót.) Schmidték harvardi/chilei csapatának voltak fenntartásai a berkeleyieket illetően. „Tegnap nagyon megtetszett a dolog, úgyhogy mától ezt fogom csinálni!” - gúnyolódott Kirshner az SCP szupernóva-kutatáshoz való hozzáállásán. Az SCP arról tartott előadást, hogy az újholdhoz igazították az észleléseket - mintha a csillagászok nem fedezték volna már fel a módszert évezredekkel korábban. Hogy kötegelik a galaxisokat? Azt már a ’60-as években is csinálták a rádiócsillagászok. Szupernóvák parancsra? Ugyan, José Maza ezt már a 70-es években hozni tudta.

Lévén, hogy ennyi azonos szakterületű tudós gyűlt össze egy helyen, természetesen felmerült az együttműködés lehetősége. Schmidt és Suntzeff csapatából azonban többeknek is az volt a benyomásuk, hogy, ahogy Kirshner fogalmaz, „ha velük dolgozunk, nekik dolgozunk”. Miért akarna a világ egyik legkiválóbb szupernóva-szakértője a nála tíz évvel fiatalabb amatőr szupernóvavadász Saul Perimutter beosztottja lenni? Sőt: miért akarná bármelyik vérbeli csillagász olyan kínos helyzetbe hozni magát, hogy adott esetben vérbeli fizikusoknak kelljen jelentenie? Perl mutter azt hajtogatta, milyen „ritkák, illékonyak és véletlenszerűek” voltak a szupernóvák, és igaza is volt, de a Schmidt-Suntzeff-csapat inkább a „halványság-távolság-szennyezettség” hármasságot szerette hangsúlyozni - hogy hogyan kell eldönteni, egy szupernóva a jellegéből fakadóan, esetleg a távolsága miatt, vagy talán a csillagközi portól látszik-e halványnak. Amíg a fizikusok azon izgultak, találnak-e távoli szupernóvákat, a csillagászokat az érdekelte, mit csinálnak a távoli szupernóvákkal, ha már megtalálták őket.

Hiszen már meg is találták őket (illetve csak egyet). Viszont az még nem volt biztos, milyen típusú is a szupernóvájuk. Ez a probléma a szupernóva felfedezése óta kísértette a társaságot. Már abban az április 6-i e-mailben, amelyben Leibundgut lelkendezett, hogy egyetlen szupernóva is mennyit számít, mintegy mellékesen megjegyezte, hogy „a szupernóva spektrumában még mindig túl sok a galaxis” - azaz a szupernóvának tetsző pötty fényét nehéz leválasztani a szülőgalaxisáról. A spektrumból kiderülhetne a galaxis, egyúttal a benne lévő szupernóva vöröseltolódása, viszont a szupernóva spektrumának felvételéhez előbb el kell tudni különíteni a csillag fényét.

Először Mark Phillips próbálkozott. Egy héttel azután, hogy tájékoztatta a társaságot arról, hogy a szupernóvájuk minden eddiginél távolibb, bedobta a törülközőt. „Az utóbbi pár napban már így is túl sok időmet elvette ez a dolog - írta a csapatnak. - Arra jutottam, hogy az SN-spektrumon olyan rossz a jel/zaj viszony, hogy lehetetlen megmondani, milyen típusú.” (A szupernóva hasznos fényének aránya a galaxisból érkező fényhez képest.)

Másodiknak Leibundgut futott neki. Újra és újra. „Még mindig semmi a spektrummal - írta május végén. - Több kivonási módszerrel is próbálkoztam, de semmi foganatja.”

Az aigublavai konferencián kijelentette, hogy neki is teli a hócipője. „Fogalmam sincs, mit kezdjek - mondta. - Nem állíthatom teljes bizonyossággal, hogy Ia típusú.”

„A fenébe is! - fakadt ki Suntzeff. - Saul már azt sem tudja, hova tegye a rengeteg szupernóváját, mi meg erről az egyről sem tudjuk megmondani, milyen!”

Leibundguttal a hoteljük halijában is ezt a kérdést feszegették. Nézték a Földközi-tenger habjait odakint, amikor egyszer csak Phillips megszólalt: „Miért nem vonod el a galaxist?”

A „galaxiselvonás” talán a szupernóvaspektrum felvételének legelemibb lépése. Ha az ember el szeretné különíteni a szupernóva fényét, először felveszi a galaxis azon részének spektrumát, ahol a szupernóva elhelyezkedik. A galaxis fénye nyilván túltelíti a spektrumot, de aztán a galaxis szupernóvától távoli részének spektrumát is felveszi, és ezt a második értéket kivonja az elsőből. Ha minden jól megy, a végén a szupernóva spektruma jön ki.

Ennek a szupernóvának a fénye azonban annyira eltörpült a galaxisé mellett, hogy Leibundgutnak ez a nyilvánvaló megoldás eszébe sem jutott. De másnak sem. Aigublavából egy másik konferenciára utazott, Hawaiira, majd onnan haza Münchenbe. Kicsit belepiszkált a galaxis összfényességébe; elosztotta tízzel. Miért éppen tízzel? Nem volt rá különösebb oka. A galaxis spektruma így is ugyanúgy nézett ki; az adatok lényegén nem változtatott ezzel. Csak a fényességet csavarta lejjebb. Ezt a spektrumot aztán kivonta a szupernóva spektrumából (amely ezen a ponton nyilván a galaxis spektrumát is tartalmazta), és kész is volt a gyönyörű szupernóvaspektrum.

„Csodás a spektruma ennek a 95K-nak! - írta augusztus 1-jei válaszüzenetében Phillips. - Most már egészen biztos, hogy hamisítatlan Ia volt.”

Újra versenyben voltak. Megérett az idő arra, hogy hivatalossá tegyék a team működését.

Schmidt és Suntzeff a kezdet kezdete óta - amióta csak 1994 elején elkezdtek beszélgetni a dologról La Serenában - tudták, milyen csapatot szeretnének. Olyat biztos nem, mint a részecskefizikai projekteké: náluk nem lesz merev felülről irányított hierarchia, sem idegölő bürokratikus adminisztráció, sem futószalagmentalitás. A csillagász-együttműködések hagyományait szerették volna továbbvinni: olyan független és fürge csapatot akartak, mint Hubble-é volt a Wilson-hegyen, vagy Sandage-é a Palomaron.

Számításuk rögtön be is vált. Profi csillagászok lévén az általuk legsarkalatosabbnak tartott kérdéssel kezdték: lehetnek-e az Ia típusú szupernóvák standard gyertyák? Csak azután kezdtek el távoli szupernóvákat keresni, hogy kiderült, az Ia típusú szupernóvák kalibrál hatók. Kis híján egyet sem találtak, de végül meglett a nagy vöröseltolódású szupernóvájuk, amelyről végül is kiderült, hogy Ia típusú. A projekt tehát megmenekült, és talán a szakmai hitelük is sértetlen maradt, annak ellenére, hogy a felfedezést Schmidt szavaival „egyetlen lukas garassal és tébolyult összevisszaságban” tették. Nem volt kifejezetten elegáns a művelet - Suntzeff az „anarchia” szót használta -, de legalább csillagászat volt.

Csakhogy maga a csillagászat diszciplínája változóban volt. A hagyományos „magányos farkas” filozófia eltűnőben volt. A tudományos háttér változatossága és a technika összetettsége miatt a szakma egyre nagyobb mértékű specializációt igényelt. Többé nem az eget tanulmányozta az ember, hanem vagy a bolygókat, vagy a csillagokat, vagy a galaxisokat, vagy a Napot. Viszont nem csak úgy általában tanulmányozták a csillagokat; kizárólag a felrobbanó csillagokra koncentráltak. Sőt a szupernóvákon belül is csak egy típusra voltak kíváncsiak. De az Ia típus sem nagy általánosságban érdekelte a csillagászokat; vagy a termonukleáris robbanáshoz vezető folyamat kutatására specializálódtak, vagy a robbanás által kivetett fémek kutatására, vagy arra, hogy a robbanás fénye alapján hogyan volna lehetséges kiszámítani az univerzum tágulásának lassulását - sőt, azon belül is vagy a fotometriai, vagy a színképelemzési, vagy a szoftveres feldolgozásra. Egy szupernóvaprojekt tehát egyik pillanatról a másikra kezelhetetlenül nagyra is duzzadhatott.

Suntzeff és Schmidt is belátta, hogy a csapat összeállításakor figyelembe kell venni a fokozódó specializálódást. Ahogy a projekt elindult, és egy 1994-es beszélgetés nyomán egy használt nyomtatópapír hátoldalára firkantott gondolatból távcsövek mellett ülő, savlekötő tablettákat szopogató hús-vér csillagászokká nőtte ki magát, és nemcsak azt kellett folyamatosan átgondolni, ki dolgozzon, hanem azt is, hogy kinek mi volt a szakterülete, és ki milyen csillagvizsgálóba tud távcsőidőt szerezni. A munkacsoport első hivatalos megnyilvánulása - az 1994 szeptemberében beadott pályázat, amelyben 1995 tavaszára igényeltek távcsőidőt a Cerro Tololo csillagvizsgálóba - három kontinens öt intézetében dolgozó tizenkét közreműködőt sorolt fel. Miután 1995 áprilisában bebizonyosodott, hogy megtalálták az első távoli szupernóvát, Schmidt mindenkinek körbeküldött egy hivatalos névsort: a lista hat intézet tizennégy csillagászát sorolta fel. Az év őszén az ESO Messengerben, az Európai Déli Obszervatórium közlönyében megjelenő, a felfedezésről szóló cikk fejlécén pedig már hét intézet tizenhét csillagásza volt szerzőként feltüntetve.

Schmidt és Suntzeff azonban a létszám növekedésének ellenére is meg szerette volna őrizni a régimódi csillagászati módszertan adta rugalmasságot, hogy a csillagászhagyományokat illető személyes tapasztalataikat a csapat javára fordíthassák, hiszen volt mit behozniuk.

„Csak akkor sikerülhet, ha gyorsak vagyunk. Csak akkor van esélyünk végigcsinálni, ha minél több fiatalt veszünk be” - jelentette ki Suntzeff. Fiatal csillagászokat, posztdoktori kutatókat, egyetemistákat.

Az igazságosság volt a másik fontos szempont. „Unom már, hogy a rendszer folyton kiszúrhat a kezdőkkel” - mondta Suntzeff. Arra a rendszerre gondolt, amelyikben a posztdoktori kutató végezte a munka oroszlánrészét, mégis a már állandósított státusú vezető csillagász lett a kutatás eredményeképpen megírt tanulmány kiemelt szerzője, tehát övé lett a dicsőség, őt hívták meg a konferenciákra, a posztdoktori kutató pedig mehetett isten hírével.

Amikor 1995 nyarának vége felé Schmidt és Suntzeff a Harvardon egybehívta a közreműködőket, már kitalálták, hogyan lehet úgy megosztani a felelősséget, hogy közben gyorsan és mindenki számára igazságosan haladjon a munka. Minden egyes szemeszterben másik támogató intézmény - azaz a Harvard, a Cerro Tololo, az Európai Déli Obszervatórium vagy a Washington Egyetem - felel majd az adatok összegyűjtéséért, és tanulmányként való megjelentetéséért. A kiemelt szerző pedig mindig az lesz, aki a legtöbb munkát tette a cikkbe.

Az anarchiával ellentétben egy demokráciának, még ha forradalmi demokrácia is, szüksége van vezetőre. Bizonyos szempontból Kirshner lett volna az egyértelmű választás. Viszont Kirshner egyúttal megtestesítette mindazt, amit Schmidt és Suntzeff el szerettek volna kerülni; a „Legyünk gyorsak!” és a „Legyünk igazságosak!” alapszabályok mellett ugyanis a következő alszabályban is megegyeztek: „Potentátok kíméljenek!” Azon a bizonyos La Serena-i első beszélgetésen 1994 tavaszán Kirshner neve fel sem merült. Doktori disszertációjában Schmidt II típusú szupernóvákkal számolva 60-ra hozta ki a Hubble-állandó értékét, Kirshner mégis a neve említése nélkül hangoztatta a számot a konferenciákon. Bár idővel mind Schmidt, mind Suntzeff belátta, hogy a szupernóva-kutatás világhírű szakértőjét sem tudományos, sem diplomáciai szempontból nem volna jó félreállítani, igyekeztek kerülni a nagymenőket.

Meg is volt rá az okuk. 1994 januárjában az Amerikai Csillagászati Társaság (AAS) Washingtonban tartott gyűlésén Mario Hamuy a Calán/Tololo-felmérésről tartott előadást, amelyben a szupernóvák fénygörbéje és abszolút fényessége közti Mark Phillips által felfedezett összefüggést taglalta. Kirshner meghívására Hamuy a cambridge-i Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központban is előadott a témáról. Az előadás után egy egyetemista diák az irodájába invitálta Hamuyt. Adam Riessben, aki ekkor még huszonöt éves sem volt, olyan önbizalom munkált, amelyet csak a két szerető nővér kisöccseként felnőtt férfiak ismernek. Amikor beszállt a szupernóvaversenybe, magától értetődőnek tartotta, hogy a lehető legnehezebb problémával fog foglalkozni - az Ia szupernóvák standardizálásával. Mindenáron meg akarta mutatni Hamuynak a módszert, amelyen éppen dolgozott. Phillips módszeréhez hasonlóan Riess fénygörbealak-módszere (light-curve shape, LCS) is meghatározta a szupernóva jellegzetes fényességét, viszont azzal ellentétben statisztikailag mérhető számadatot is generált - számszerűsítette az eredmény helytállóságának mértékét, azaz finomítani lehetett vele a hibahatárt.

Miután megnézte, Hamuy elismerően annyit mondott, az elmélet „izmos”, ami tudósok közt dicséretnek számít. Riess viszont elpanaszolta, hogy van egy kis gondja. Valódi adatokkal még nem próbálta ki az LCS-módszert. Láthatná-e esetleg Hamuy eredményeit?

Hamuy habozott. Amíg nem publikálja őket, mindenki szeme fényeként óvja az adatait, és senkinek semmi köze hozzájuk. De Riess nem tágított, Hamuy vendégségben volt (a nagy Kirshner vendége a nagynevű Harvardon), és végül ráállt az alkura. Megmutatta Riessnek az első tizenhárom fénygörbéjét, egy feltétellel: Riess csak arra használhatja őket, hogy kipróbálja a módszerét, a módszerről írott tanulmányában már nem utalhat rájuk.

Riess pár héttel később e-mailben jelentkezett. A módszer működött, ami nagyon feldobta, és megkérdezte, nem publikálhatná-e mégis az adatokat?

Hamuy emlékeztette Riesst, hogy nem erről volt szó, és bár belement a dologba, újabb feltételt szabott: Riess nem publikálhatja a tanulmányát, amíg Hamuy ki nem adja a saját cikkét a tizenhárom szupernóváról. Riessnek meg kell várnia, hogy az Astronomical Journal bírálója elfogadja Hamuy dolgozatát. Amikor a laptól pozitív visszajelzést kapott, Hamuy értesítette a Harvardot - azaz Riesst és Kirshnert, valamint William Presst, aki a matematikai szakmai lektorálást végezte -, hogy beadhatják a saját tanulmányukat.

Be is adták. Viszont az Astrophysical Journal Lettersnek nyújtották be, amely nevéhez méltón jellemzően rövidebb cikkeket jelentetett meg - értelemszerűen rövidebb átfutási idővel.

Hamuynak nem kis erőfeszítésébe telt kijárni, hogy az Astronomical Journal gyorsítsa meg a folyamatot, és végül mindkét dolgozat 1995 januárjában jelent meg. Mindkét tanulmány a Hubble-állandó kiszámítására használta fel az adatokat. Mindkét tanulmányban 60 körüli értéket mutattak ki: Hamuy „62-67”-re, Riess „67±7”-re tette az állandó értékét. Hamuy elszörnyedve vette tudomásul, hogy mindezek tetejébe a szakma a két tanulmányt egyidejű eredményként fogja elkönyvelni.

„Hogy lehettem ilyen ostoba?” - sopánkodott Hamuy chilei kollégáinak. „Mario! Mario! Mario!” - jajongta, egyszerre kigúnyolva Riess könyörgő szavait és ostorozva magát könnyelműségéért.

Nick Suntzeff számára egyértelmű volt, hogy Kirshner a felelős a Riess-féle dolgozat szerencsétlen időzítéséért. Ekkorra már saját bőrén is tapasztalta, milyen veszélyes, ha az ember túl közel merészkedik a félistenként csodált csillagászokhoz. Maga Allan Sandage biztatta Suntzeffet, hogy CCD-technológiával kutassa az Ia típusú szupernóvákat, és Suntzeff hozzá is járult ezzel a csoport munkájához, de a Calán/Tololo-együttműködés a Hubble-állandót a 60-as határérték „túloldalára” hozta ki. A csillagászok egy-egy gömbhalmaz legidősebb csillagainak életkorát nagyjából 16-18 milliárd évre tették. Ha a Hubble-állandó értéke 50, a világegyetem életkora nagyjából húszmilliárd év; ha a Hubble-állandó értéke 60, a világegyetem tízmilliárd éve létezik - azaz fiatalabb, mint a benne lévő legidősebb csillagok.

Suntzeff már azelőtt hallott Sandage rigolyáiról, mielőtt a ’80-as években barátkozni kezdett vele. Minden csillagász tudott Sandage rögeszméjéről, még maga Sandage is tisztában volt vele, de nem tehetett róla; képtelen volt nem személyes kérdésként kezelni a Hubble-paraméter értékét. Maga Hubble hagyta rá a problémát, ő pedig négy évtizeden át nem tágított a nyomából, és saját kezűleg gyömöszölte össze a paramétert abszurd háromjegyű számból elfogadható kétjegyű értékké. A ’70-es években Gérard de Vaucouleurs Sandage kiindulópontját és metodológiáját is megkérdőjelezte, és 100-ra hozta ki a Hubble-állandó értékét. Más csillagászok eredményei 50 és 100 közt nagyjából félúton szóródtak. Sandage azonban hajthatatlan maradt. Kötötte az ebet a karóhoz, hogy a világegyetem életkora miatt az állandó értéke 60 alatt kell legyen. „Majd kiderül az igazság - fortyant fel egyszer -, ha végre felelősségteljes emberek állnak a távcső mögé!”

Most pedig Suntzeff is beállt hát a felelőtlenek sorába? Suntzeff nem sokkal később elmarasztaló üzenetet kapott Sandage-től, amelyben a neves csillagász azzal vádolta, hogy kétes elemek befolyása alá került. Suntzeff ezután hiába próbált kapcsolatba lépni Sandage-dzsel, ahogy aztán Phillips sem járt sikerrel. Sandage végzett mindkettejükkel.

Suntzeff azonban még távolról sem végzett Sandage-dzsel. Azután, hogy személyesen vette ki a részét a kozmológia egyik fontos számának meghatározásában, a másodiknak is nekiveselkedett. Azzal vigasztalta magát, hogy „versengése” Sandage-dzsel kizárólag Sandage fejében létezik; Allan bácsi csak kicsit túlzásba vitte az atyáskodást. Mindig benne volt a levegőben, hogy Sandage ellene fordul, ahogy a neves csillagász korábban már más tanítványaival és kollégáival is szakított, amikor úgy érezte, azok fordultak ellene.

Kirshner és Hamuy ellentéte viszont egész más tészta volt: már nem csupán személyes csalódást, hanem szakmai fenyegetést is jelentett. Suntzeff véleménye szerint egyébként Kirshner nem is konkrétan Hamuyjal akasztotta össze a bajszát, hanem az egész Calán/Tololo-projekttel. Riess feltehetően maga is ártatlan áldozat volt - fiatal egyetemista, aki úgy táncolt, ahogy nagy hatalmú pártfogója fütyült. Kirshner viszont tudhatta volna, hogy ilyet nem szabad. Tudta is, csak nem foglalkozott vele. José Maza, a Chilei Egyetem csillagásza, aki korábban Hamuy konzulense volt, úgy reagált Kirshner húzására, hogy még a legelső, 1995. februári észlelési menet előtt kilépett a projektből. A megsértett és elkeseredett Hamuy úgy döntött, ez égi jel arra, hogy nekiálljon a doktori disszertációjának, és a teamből kilépve 1995 őszén az Arizona Egyetemre ment. Mark Phillips, Suntzeff Cerro Tololó-i kollégája megpróbálta minél előbb túltenni magát az afféron. Kirshner régebben mégiscsak a Cerro Tololo tanácsadó bizottságának tagja volt, ráadásul ő hívta fel Phillips figyelmét az SN 1986G-re, arra a szupernóvára, amely Phillips és Suntzeff karrierjét elindította. Mindazonáltal még Phillips is úgy érezte, Kirshner „inkorrekt” volt.

De a feketeleves, legalábbis ami az együttműködés chilei felét illeti, csak ezután jött: még mielőtt Hamuy és Riess tanulmányai 1995 januárjában megjelentek, Riess és Kirshner újabb cikkben hasznosították Hamuy adatait - egy, a galaxisok lokális mozgásait kutató dolgozatban. A Calán/Tololo-együttműködésben Suntzeff szavaival mindenki úgy érezte magát, „mint akinek az összes ere megpattant az agyában, és már a szemeiből is spriccel a vér”. Hát nem tudták a Harvardon, hogy Hamuy is ilyen irányba szeretett volna kutatni? Arra sem vették a fáradságot, hogy megkérdezzék, volna-e kedve a közös publikáláshoz?

Suntzeffnek mindössze egy hónappal azután, hogy ez a második sérelem megjelent az Astrophysical Journalben, kellett eldöntenie, hogy akarja-e Kirshnert a Schmidttel közösen felállított projektje élére.

Maga Suntzeff nem lehetett a vezető; ezt a kezdet kezdete óta tudta. Mindenképpen el akarta ismertetni a chilei részleg munkáját is, de tisztában volt a helyzete korlátaival.

„Főállású csillagászként alkalmaznak Chilében” - magyarázta Schmidtnek. Egy ilyen projekt százszázalékos elköteleződést kívánt, amit Suntzeff a munkája mellett képtelen lett volna vállalni - ráadásul ez a munka „igencsak elszigetelt” helyre szólította. Ennél azonban fontosabb szempont volt, hogy olyan embert tegyenek a projekt élére, aki mindkét világban, de legalábbis mindkét féltekén otthon érezte magát. Azaz Schmidtet.

Schmidt egyedül hírnév tekintetében maradt el Kirshner mögött, már ami a csoportvezetői tisztség szempontjait illette. Schmidt alapítótag volt. Személyesen vezette a chilei kutatást. Ráadásul, ami még talán ennél is fontosabb szempont volt, már nem tartozott a Harvardhoz; 1995 elején Ausztráliába költözött (ezzel négyre emelve a projektben részt vevő kontinensek számát). Az utóbbi pár évben pedig posztdoktori kutatóként és újabban önálló csillagászként egyaránt eleget dolgozott Chilében ahhoz, hogy mindenkit megismerjen, és mindenkinek elnyerje a bizalmát.

Schmidt nehezen állt kötélnek. Ugyanakkor ő volt az, aki korábban mindössze két hónapot kért a szupernóva-kereső szoftver kifejlesztésére.

,Jól van - adta be végül a derekát -, vállalom.”

Suntzeff csendben kampányolt Schmidt mellett. Azzal érvelt, hogy Brian megfelelő vezető személyiség, és hogy messzemenőkig elkötelezte magát a feladat mellett. A társulás minden egyes tagját megpróbálta megkörnyékezni. Kirshnert kivéve.

Kirshner saját maga kampányok. Legnyomósabb érve az volt, hogy nála jobban senki sincs otthon a szupernóvaversenyben. Sőt, tette hozzá, az ő negyedszázados munkája nyomán lett a szupernóvavilág olyan, amilyen. Nagy tapasztalata volt már pályázati anyagok összeállításában, támogatások megszerzésében és a közreműködők közti feszültségek elsimításában. Kirshner arra is felhívta a figyelmet, hogy az, hogy így egy helyen - a Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központban - tömörül a tehetséges fiatal csillagászok színe-java, „nem véletlen”. Saját kezűleg válogatta össze az ígéretes egyetemistákat, és ő vette fel a posztdoktori kutatókat. „Ezt kell csinálni - mondta a munkacsoportnak -, ha az ember olyan intézetet akar létrehozni, ahol lehető legmagasabb szinten foglalkoznak a szakterülettel.”

Minél többet beszélt, annál jobban hasonlított egy nagyágyú potentátra.

A team a Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központ egy alagsori termében gyűlt össze szavazni. Kirshner és Schmidt a folyosón várakoztak. Rövid idő múlva nyílt az ajtó. A Nagyágyú ment. Az Ifjú Titán maradt.

Schmidt tanult a korábbiakból, és ezúttal elutazott Chilébe. Viszont nem az 1995 őszére előirányzott észlelésre érkezett Chilébe; egy héttel korábban ott volt, hogy kipróbálja az új szoftvert, amelyet írt. Rögtön kiderült, hogy a program használhatatlan. A csillagvizsgáló számítógépeitől is függött; ha bármit megváltoztattak rajtuk, mióta ő otthon Ausztráliában megírta a programját, kezdhette elölről az egészet. Az első Chilében töltött nap tíz órát dolgozott a programon. A második nap már tizenkettőt, talán tizennégyet is. A harmadik nap tizenhatot vagy tizennyolcat. A negyedik nap húsz órát ült a gép előtt, csakúgy, mint a rákövetkező és az azután következő napon. Amikor belázasodott és heves szívdobogása lett, Schmidt úgy döntött, talán le kéne feküdni.

A távcsövek általános logisztikai rendszerének megfelelően a csoportnak még az előző év tavaszán távcsőidőt kellett igényelnie a Cerro Tololo csillagvizsgálóba, mielőtt az első távoli szupernóvát egyáltalán megtalálták volna. Ha időközben nem fedezik fel az SN 1995K-t, ki tudja, kaptak volna-e egyáltalán lehetőséget? Ha nem bizonyosodott volna be nagy nehezen, hogy Ia típusú, ki tudja, kihasználnák-e most ezt az időt, vagy kutatnának-e távoli szupernóvák után a távcsővel? Ezeken a kérdéseken azonban már felülemelkedett a szorosan összekovácsolódott csapat; hivatalos nevükbe is felvették a távoli szupernóvákat: ők voltak a Nagy-z csoport (tudniillik a z a vöröseltolódás jele). Végül nem lett baj, bár amikor Schmidt e-mailben mindenkit megnyugtatott a távcsőidővel kapcsolatban, hozzátette: „a rossz hír viszont az, hogy Perlmutterék több éjszakát kaptak”.

A két konkurens csapat ugyanarra az észlelési szezonra igényelt távcsőidőt a Cerro Tololóba, és a csillagvizsgáló bizottsága azt a salamoni döntést hozta, hogy a két csoport az egymást követő éjszakákon felváltva dolgozzon. Csak fokozta a helyzet kínosságát, hogy a Cerro Tololo főállású csillagászaként Nick Suntzeff egyik munkaköri feladata volt a vendégészlelők technikai támogatása. Amikor tehát nem a saját teamjével vadászta a távoli szupernóvákat, nagy komoran Saulék ugyanilyen irányú tevékenységét felügyelte. Az elfogulatlan csillagász énje „meggyőződnek tartotta a berkeleyi csapat munkáját, de munkatársainak fejcsóválva osztotta meg személyes álláspontját: „jóval előttünk járnak”.

A berkeleyi kutatócsapat háza táján a szupernóvákat ünneplő pezsgők továbbra is folyamatosan durrogtak, de az ital nagy része most már a lefolyóban végezte.

Ezen a Cerro Tololó-i észlelési meneten 1995 őszén az SCP-munkacsoport tizenegy további szupernóvát fedezett fel - ugyanannyit, mint az előző három év alatt összesen. Belejöttek a dologba. A csillagászok Chilében gyűjtötték az adatokat, amelyeket a berkeleyi kollégáiknak továbbítottak, akik pedig a hawaii W. M. Keck Obszervatórium új 10 méteres teleszkópja előtt ülő munkatársakat értesítették. Hawaiion a csapat már jó előre igényelt távcsőidőt, hisz már hónapokkal előre tudták, hogy az adott napon lesz lencsevégre kapható szupernóvájuk. A távcsöveknél dolgozó csillagászok számára azért nem volt teljesen stresszmentes a folyamat: olykor ki kellett igazítani a szoftvert, az időjárás nem mindig volt kedvező, el kellett dönteni, melyik galaxisokat vizsgálják, illetve el kellett viselni az időnkénti hasmenést, és Chilében néha földrengéseket is. A Berkeleyn azonban már szinte automatikussá vált az adatok éjszakánkénti továbbítása. Ha egy univerzum galaxisok milliárdjait öleli fel, valahol mindig fel kell robbannia egy csillagnak. Több ezer, sőt több millió szupernóva várta minden éjjel a szüretelő szempárokat. A berkeleyi csapat olyan hatékonyságra tett szert, hogy futószalagon termelte ki a szupernóvákat, ahogy azt Alvarez és Muller majdnem két évtizeddel korábban megjósolta. Megvalósították, ami nem sokkal korábban még nemcsak ellentmondott a józan észnek, hanem egyenesen elképzelhetetlennek tűnt: a „parancsra gyártott szupernóvákat”.

Valahol a világegyetem mélyén talán épp elpusztult egy egész civilizáció. A Berkeleyn ásítottak egyet.

1996 januárjában egy San Antonió-i AAS-konferencián Saul Perimutter megkereste Robert Williamst, az Űrtávcső Tudományos Intézet igazgatóját. Ő mondta ki a végső szót a Hubble-űrtávcsőre (HST) bejelentett megfigyelési igényekre. Perl mutter a kötegelt szupernóva-keresésről akart vele elbeszélgetni.

„Az a véleményem, hogy ezzel a technikával most először nyílik arra esély - magyarázta -, hogy a nagyon nagy vöröseltolódású szupernóvák követőészlelését is elvégezhessük a HST-n.” Elbüszkélkedett, hogy az SCP-csapat már huszonkét távoli szupernóvát - nagyrészt Ia típusút - fedezett fel a módszer segítségével. Bebizonyították, hogy előre meg tudják mondani, mikor fognak szupernóvát találni: mindig aznap éjjel, amikorra távcsőidőt kapnak. Sőt azt is meg tudták előre mondani, hol lesznek a szupernóvák: pontosan a között a pár ezer galaxis között, amelyek között aznap éjjel éppen kutakodnak. Garantálni tudták a szupernóvákat. Ők maguk döntötték el, hol és mikor, nem a csillagos ég.

Ez a fajta bizonyosság elengedhetetlen feltétele volt a HST-re való távcsőidő igénylésének. A Hubble-űrtávcsőnél korántsem ment minden olyan egyszerűen, mint a földi teleszkópoknál, hogy az ember az igénylés leadása után keresőtérképpel a kezében megjelent a csillagvizsgálóban, és már kezdhette is a munkát. A csillagászati műhold elképesztően bonyolult programozást igényelt: annak a bizonyos képzeletbeli keresőtérképnek már hónapokkal az észlelés előtt teljes részletességben rendelkezésre kellett állnia. Az utolsó pillanatban (bár a Hubble esetében ez inkább az utolsó heteket jelentette) már aligha volt mód korrigálni. Perimutter úgy érvelt, hogy a kötegelés módszere pontosan ilyen részletes előzetes adatokkal szolgált. A konkrét bizonyosság, amelyet a módszerrel elértek, még az űrtávcsőhöz való hozzáférés kacifántos követelményrendszerének is meg tudott felelni.

A gyakorlati részletek kidolgozása még így sem ígérkezett gyerekjátéknak, de megérte volna a fáradságot. A Hubble-űrtávcső nem látott valami sokat; látómezejének szélessége mind a régi 200 hüvelykes (5 méteres), mind az új 10 méteres földfelszíni behemótok mellett eltörpült. Amit azonban látott, azt semmi máshoz nem fogható élességgel mutatta. Egy CCD-vel felszerelt földi távcsövön keresztül egy igen távoli galaxis pár pixelnyi légypiszok volt csupán, ezért gyűlhetett meg a csillagászok baja a galaxis és a benne lévő szupernóva fényének elkülönítésével; Leibundgutéknak is négy hónapjukba telt megállapítani, hogy a „nagyon halvány” SN 1995K Ia típusú volt. A HST roppant felbontásával azonban a szupernóva szinte kilógott szülőgalaxisából. Nemcsak egyszerűbb lenne vele kivonni a galaxis fényét a szupernóva mögül, de az érték is pontosabb volna.

A megnövekedett fotometriai pontosság döntő fontosságú érv volt. Akkoriban talán ez az egyetlen elfogadható érv szólt a HST szupernóva-vadászatban való bevetése mellett. Csillagász körökben magától értetődött, hogy az űrtávcső olyan észlelésekre való, amelyeket a földfelszínről nem lehet elvégezni. A két távoli szupernóvavadász-alakulat megmutatta, hogy bizony lehet szupernóvákat találni az atmoszféra alól is - persze, nem olyan jól, mint a HST-vel lehetett volna, de a dolog működött. Perimutter tehát csak a mindenkori igazgató saját belátására bízott rendkívüli távcsőidőre apellálhatott Williamsnél.

Williams érdekesnek tartotta az ötletet, és azt javasolta Perimutternek, pályázza meg a távcsőidőt. Egy hónappal később meg is érkezett Perimutter hivatalos igénylése.

Williams azonban nem volt szaktekintély a távoli szupernóvák kutatása terén. Nem sok ilyen szakértő volt, és pár dán csillagász kivételével gyakorlatilag valamennyien a két konkurens csoport valamelyikének tagjai voltak. Három hónappal később, az Intézet éves májusi ülésén nyílt vita keretében merült fel az SCP távcsőidő-igénylése. Bob Kirshner is jelen volt. Korábban a HST távcsőidejéről rendelkező bizottság tagjaként már az SCP egy hasonló pályázata ellen szavazott, arra hivatkozva, hogy a HST a kizárólag az űrből elvégezhető észlelésekre van fenntartva. Kirshner most is tiltakozásának adott hangot, mire Williams jelezte, hogy zárt körben fogják folytatni a kérdés megvitatását. A szünetben Williams Kirshner mellett Mark Phillipset és Nick Suntzeffet is behívta az irodájába.

„Szerintetek ez jó ötlet?” - szegezte nekik a kérdést.

„Nem - vágta rá Kirshner gondolkodás nélkül -, kifejezetten rossz ötlet!”

Az űrtávcső lényege, emlékeztette Williamst, hogy olyasmire használják, ami a bolygó felszínéről nem megoldható. Ez feketén-fehéren benne állt az Észlelési Pályázatok Szabályzatában, és az Űrtávcső Tudományos Intézet előző igazgatója szigorúan tartotta is magát ehhez.

Williams végighallgatta, de visszavágott: „Persze, de most én vagyok az igazgató, és azt teszek, amit jónak látok. Ez igazán színvonalas kutatás, és szerintem az űrtávcsőnek támogatnia kell a színvonalas tudományos munkát.”

Kirshner továbbra is ellenkezett, és egy darabig ment kettejük közt a huzavona. Olykor Phillips és Suntzeff is megszólalt, természetesen Kirshner pártját fogva. A Nagy-z csoport három tagja pontosan tudta, mekkora a tét: ha Saul távcsőidőt kap a HST-n, azzal behozhatatlan előnyt szerez, és tisztán látszott, hogy Williams szeretne Saulnak távcsőidőt adni. Williams elengedte a füle mellett azt az érvet, hogy senkinek nem volna szabad távoli szupernóvák megerősítő észlelésére pazarolnia a HST-t. Ő csak azt akarta, hogy a HST a lehető legszínvonalasabb projektekhez adja a nevét. Az ő távcsöve volt, és öregbíteni akarta a hírnevét.

Lehet, hogy mindhármójuknak egyszerre esett le a tantusz, talán egymás után jöttek rá, mindenesetre egy idő után a Nagy-z három tagja megértette, tulajdonképpen mire is akar Williams kilyukadni. Arra, hogy ha most rögtön, személyesen ők is távcsőidőt kérnek a HST-re, megkapják. Kértek is.

„Te jó ég, mekkora marha vagyok! - korholta magát Suntzeff, miután kijöttek Williamstől. - Ahelyett, hogy megpróbálnám kijárni, hogy olyan kutatást végezhessek, amilyet szeretnék, erkölcsi érveket próbálok amellett felsorakoztatni, hogy miért nem volna helyes megkapnunk a hőn áhított észlelési eredményeinket! Elképesztő!”

Az SCP visszafojtott lélegzettel várta a fejleményeket. A helyzet elég nyilvánvalónak tűnt. Bob Williams a ’80-as évek közepétől 1993-ig a Cerro Tololo Obszervatórium igazgatója volt. Mark Phillips és Nick Suntzeff is Williams irányítása alatt dolgoztak a Cerro Tololónál. Bob Kirshner szintén ez alatt az idő alatt volt a Cerro Tololo külső tanácsadója. Nem kellett túl sok rosszindulat ahhoz, hogy az ember részrehajlást feltételezzen.

Bob Cahn, az LBL fizika részlegének igazgatója telefonon üvöltözött egy sort Kirshnerrel, aztán Williamst is felhívta, és őt is kiosztotta.

Williams nyugodtan reagált; elmondta a döntést indokló szempontjait. A HST jelentős berendezés, a nagy vöröseltolódású szupernóvák keresése pedig még új terület; biztosan megbízhatóbb eredmények születnek majd, ha a közel ugyanolyan kísérleteket két munkacsoport is elvégzi vele.

Cahn azt felelte, nagyon is jól ismeri a jelentős berendezéseket. Felhívta Williams figyelmét, hogy az asztrofizikában is használatos egy bizonyos jelentős berendezés, amelynek feltalálásából saját anyaintézete is kivette a részét: az óriás részecskegyorsító. És ha egy ilyen óriás részecskegyorsító használatára ad be valaki pályázatot, azt általában bizalmasan kezelik. A csillagászatban talán más a helyzet?

Williams elismerte, hogy a csillagászatban sem szokott más lenni a helyzet, és kompromisszumot ajánlott: mindkét projekt kap a rendkívüli igazgatói távcsőidőből, de az SCP használhatja fel elsőként.

Sem Cahnnak, sem Perimutternek nem volt választása. Az eset után azonban, valahányszor az SCP-tagok között versenytársaikra terelődött a szó, egyértelmű volt, mennyire tartanak tőlük. A részecskefizika csak nagy létszámú, hosszú távon megmaradó munkatársi szövetségekkel képes működni. Ilyen körökben az ember nem engedhette meg magának, hogy elidegenítse a versenytársait, hiszen könnyen előfordulhatott, hogy később velük kellett együttműködnie. A csillagászok ezzel szemben még mindig a tudományos megismerés vadnyugati kalandorai voltak egy olyan világban, ahol ádáz küzdelem folyt a véges erőforrásokért, és a túlélés érdekében is csak pár fős szövetségek köttettek, amelyek egy-egy cikk publikálása után gyakran fel is bomlottak. Csillagászkörökben nem babra ment a játék.

A részecskefizikusokból sem hiányzott a versenyszellem, de nekik előbb-utóbb ki kellett jönniük egymással, ha értékelhető munkát akartak letenni az asztalra. Ők is he tudtak keményíteni, ha kellett, de a csillagászok mellett - egy SCP-tag szavaival élve -a részecskefizikusok „nyúlbélák” voltak.

1997 őszére mindkét team elegendő adatot gyűjtött össze ahhoz, hogy legalább egy előzetes beszámoló erejéig már megkísérelhették meghatározni, milyen ütemben lassul a világegyetem tágulása, azaz a „nagy reccs” vagy a „nagy fagy” felé tart-e az univerzum.

A Nagy-z csoport „gyors és korrekt” hozzáállásának megfelelően Schmidt a feladatok kiosztásánál nemcsak minden részt vevő intézet, hanem minden egyes fiatal csillagász egyenlő mértékű terhelésére is odafigyelt. Az elinduló fogócskában az Ausztrál Nemzeti Egyetem Stromlo-hegyi és Siding Spring csillagvizsgálóinak munkatársaként Schmidt volt az első „hunyó”. Egy tanulmányban nagy vonalakban megfogalmazta a projekt módszertanát és céljait. A következő hunyó Peter Garnavich lett, a Harvardon; az ő feladata volt a HST-vel 1997 tavaszán fotometriailag elemzett három szupernóva és az SN 1995K adatai alapján kihozni valamilyen értéket a Hubble-állandóra. Az elkészülő tanulmány nem mellékesen később a Hubble-űrtávcsőre való további pályázatok során is jól jönne.

Az SCP részéről senki nem foglalkozott kizárólag az állandó kérdésével. Jó részecskefizikus-szokás szerint a csapat egy emberként haladt előre, és máris sikerült eredményt felmutatniuk: egy évvel korábban bejelentették, hogy az első hét Ia típusú szupernóva elemzése alapján a világegyetem „sík” - sem nem fog örökké tágulni, sem nem omlik össze idővel. A széles hibahatárok és a minta kis elemszáma miatt azonban ez az eredmény távolról sem volt véglegesnek tekinthető.

Sőt az alapján az egy szupernóva alapján, amelynek megbízható fotometriai elemzését a HST-vel el tudták végezni, kifejezetten tévesnek tűnt a korábbi adat. Ez a „fickó” ugyanis, ahogy a csillagászok az egyes bizonyítékokat becézték, nyílt szerkezetű, örökké táguló világegyetemet sejtetett.

Ekkor merült fel a hisztogram, mint a kérdés eldöntésének esetlegesen járható útja. A grafikonokkal ellentétben a hisztogram nem ábrázol minden egyes adatot külön a görbén, hanem valamilyen változó különböző tartományait jelölő oszlopokba csoportosítja őket. Szeptember 24-én reggel Gerson Goldhaber LBL-beli irodájában készült fel a heti csoportgyűlésre, és az SCP addig felfedezett harmincnyolc szupernóváját abszolút fényesség és vöröseltolódás alapján csoportosítgatta oszlopokba. Az egyes oszlopok azt a százalékarányt jelölték, amennyi anyag a beléjük sorolt szupernóvák adatai alapján a világegyetem tágulásának megállításához szükséges tömegsűrűséghez (a „kritikus sűrűséghez”) képest az univerzumban ténylegesen jelen van. Az első oszlopba azok a szupernóvák kerültek, amelyek alapján a szükséges anyagsűrűség 0-20 százaléka van jelen, a másodikba a tágulás leállásához szükséges anyagsűrűség 20-40 százalékára utaló szupernóvák, és így tovább egészen 100 százalékig. Amikor végzett, a két legmagasabb, egyenként tíz, illetve kilenc szupernóvától dagadó oszlop - amelyek így ketten a teljes minta felét kitették - arra utalt, hogy nincs elég anyag az univerzumban ahhoz, hogy leálljon a tágulás: 0 és -40 százalék az anyagsűrűség.

„Nézzenek oda!” - dünnyögte Goldhaber.

A Nagy-z csoportban Adam Riess statisztikai módszerrel közelítette meg a kérdést. Azt a feladatot kapta, hogy szedje össze az összes, szupernóvákról begyűjtött adatot - a színképelemzés és a fotometria valamennyi fotonját, az összes galaxisfény-kivonást, a fénygörbéket, még a hibahatárokat is -, és írjon egy olyan programot, amely ezt az adathalmazt az univerzum többmillió különböző modelljével összeveti. Sok ilyen modell persze eleve abszurd volt: némelyik olyan összefüggést feltételezett az abszolút fényesség és a vöröseltolódás közt, hogy az grafikonon ábrázolva a 45 fokos egyenes vonal helyett lement a lapról valahová. Más modellek viszont csupán apró eltéréseket mutattak Hubble egyenes grafikonjához képest. Riess ez utóbbiak közül is a „normától” minél kevésbé eltérő modelleket válogatta ki. Valamelyik modell univerzumnak muszáj volt egyeznie az adatokkal.

Így is lett. Az adathalmaznak megfelelő univerzummodellben jelen lévő anyagmennyiség közel sem lett volna elegendő a tágulás megállításához, ugyanis mínusz 36 százalék volt benne az anyag aránya. Anyag nélküli univerzumot kapott. Nem létező univerzumot.

„Nézzenek oda!” - mormolta Riess.

Mindkét munkacsoport azzal a meggyőződéssel végezte a dolgát, hogy a világegyetem tele van anyaggal, és anyagon kívül semmi más nincs is benne. Tudták, hogy az anyag egy része láthatatlan sötét anyag, de a hiányzó részt is alapvetően anyagnak tételezték fel. Kiindulópontjuk szerint a világegyetem tágulására egyedül az anyag lehet hatással.

Ha azonban elvetik ezt a feltevést, azonnal értelmezhetők lesznek ezek az értelmetlennek tűnő eredmények. Ha felteszik, hogy valami más is befolyásolja a tágulást - azaz ha a világegyetem nem csupán anyagból áll -, akkor az anyag mennyiségének nem kell negatívnak lennie. A hibasávok figyelembevételével a látható és a sötét anyag együttesen nagyjából 20, 30 vagy 40 százalékra tehető. Tehát az univerzum 60, vagy 70, vagy 80 százalékban valami egyébből áll.

Választ kaptak tehát a világegyetem végső sorsának kérdésére. Számszerűsíthető választ: örökké tágulni fog.

Egyúttal felmerült azonban egy újabb kérdés is: tulajdonképpen mi is ez a láthatatlan sötét anyag és az elképzelhetetlen új energia alkotta világegyetem egyáltalán?

III.

A távoli űr ábrázata

A Sík Világegyetem Társaság

Az Illinois állambeli DuPage Megyei Tudományos Művelődési Központban a ’80-as évek közepén hétfő esténként tartották az egyetlen olyan foglalkozást, amely szerepelt volna a Központ kurzuskatalógusában, ha létezett volna kurzuskatalógus. Az osztály-termet egy szinteltolásos kertvárosi lakóház alagsorában rendezték be. Nem volt túl sok tanuló: pár főállású és posztdoktori kutató, és egyetemisták a közeli Chicago Egyetemről vagy a Fermi Nemzeti Részecskegyorsító Laboratóriumból (Fermi National Accelerator Laboratory, Fermilab). A létszám gyakran egy-egy különleges vendéggel egészült ki. A diákok egyben oktatók is voltak. A tandíj heti öt dollár volt, amiért cserébe a tanulnivágyók kaptak pizzát (vagy néha a fagyasztóból kibányászott grillezett tartalékhamburgert), sört, és előadási lehetőséget a táblánál.

A téma hétről hétre, sőt percről percre változott. A foglalkozás ugyanúgy indulhatott valamilyen nemrég publikált cikk megvitatásával, amely teljesen félreértett mindent, bármi is volt éppen ez a „minden”, mint egy olyan vadiúj, radikális elmélet kivesézésével, amelyet valamelyik résztvevő akart próbára tenni. Akármivel indult is azonban, sohasem lehetett előre látni, hová lyukad ki a megbeszélés. A kréta lázasan járt kézről kézre hangos helyeslések, bírálatok, illetve a hirtelen felismeréseket és az azonnal megbánt kijelentéseket kísérő üvöltözés közepette. Az óra végére a résztvevők szent esküvéssel fogadták, hogy írásban fogják ízekre szedni a friss tanulmányt, amely teljesen félreértett mindent, akármi is volt éppen az a „minden”, vagy hogy cikkben fejtik ki azt az új elméletet, amellyel valamelyik résztvevő az órára érkezett, vagy amely éppen a vita során fogant, és már túl van a közös ízekre szedés első próbáján. (A Központ később életbe léptette azt a házi szabályt, hogy legalább két-három napnak el kell telnie az egyes foglalkozások után, mielőtt a túlfűtötten távozó diákok belekezdhetnek a hétfő este fogant tanulmányuk megírásába.) Akármilyen kacskaringós irányokat vett is a megbeszélés, és akármilyen féktelen volt is a vita azonban, a téma tulajdonképpen mindig ugyanaz volt: hogyan tovább a nagybumm-alapú világegyetemmel?

Ekkor már húsz éve bevett elmélet volt a „nagy bumm”, és miközben az észlelőcsillagászok a kozmológia két legfontosabb számát próbálták kideríteni - a világegyetem tágulásának jelenlegi ütemét, illetve a tágulás lassulásának ütemét megadó két értéket-, az elméleti fizikusok magát a tágulást szerették volna jobban megérteni. Olyasmit szerettek volna elérni, amit Jim Peebles sikerkönyvével, a Fizikai kozmológiával konkrét összefüggést akartak találni a korai univerzum és a Földet jelenleg körbevevő univerzum fizikája között.

Ez az összefüggés tulajdonképpen már a diszciplína kezdete, Lemaítre ősatomfeltevése óta a levegőben volt. Az azóta eltelt évtizedekben más gondolkodók már megpróbálták számszerűsíteni, hogy jutott el a világegyetem onnan ide - az ősi tűzgömb elméletétől a jelenben észlelt galaxistengerig. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése azonban egyenesen nélkülözhetetlenné tette a részecskefizikusok és a csillagászok közti párbeszédet.

Amikor a princetoni fizikusok 1965 elején Holmdelbe látogattak, hogy megvitassák a „3 kelvines sugárzást”, a Bell Labs csillagászai pontról pontra elmagyarázták nekik, milyen hullámhossz-tartományra tervezték a rádióantennájukat, és hogyan számoltak a műszerekben zörgő elektronokkal is - a fizikusok pedig pontosan tudták, miről beszélnek. Jim Peebles kollégájuk papíron már kiszámolta az ősi tűzgömb maradványsugárzásának hőmérsékletét, sőt a Bell-laborbeli kísérletben használt műszerek némelyikét éppen Bob Dicke találta fel. Ekkor a princetoni fizikusok magyarázták el a „nagy bumm” és az „állandó állapot” elméletét, és azt, hogy Dicke saját „lüktető világegyetem” modelljét alátámasztó felfedezéseket remél - a csillagászok pedig pontosan tudták, miről beszélnek. A legtöbb csillagászhoz hasonlóan Arno Penzias és Bob Wilson sem kötelezte el magát egyik elmélet mellett sem, bár mivel Wilsont Fred Hoyle is tanította, ő inkább az „állandó állapot” modell felé húzott. Ettől függetlenül ez a Crawford Hill-i csúcstalálkozó úgy vonult be a tudománytörténetbe, mint az első olyan alkalom, amikor a részecskefizikusok és a csillagászok megfelelő komolysággal, és főleg azzal a meggyőződéssel ültek le egymással beszélgetni, hogy el is jutnak közösen valahová, mégpedig innen oda: a világegyetem jelenlegi felépítésétől a másodperc újabb és újabb tört részével közelebb jutni a keletkezéséhez.

Ugyanez a cél fűtötte a kitalált DuPage Megyei Tudományos Művelődési Központ nagyon is létező hétfő esti összejöveteleit, amelyeket ezért érthető módon Őspizzának becéztek. A foglalkozások anyaintézete valójában nem a művelődési központ, hanem az alagsori helyszíntől öt percre lévő NASA/Fermilab Asztrofizikai Központ volt, amely azért alkalmazta Edward „Rocky” Kolbot és Michael Turnert, a foglalkozások szervezőit, mert ők a legformabontóbb ötletet is hajlandók voltak átgondolni.

Az Őspizza-foglalkozások mindig hétfőn voltak, ezért előfordult, hogy nemzeti ünnepre esett a gyűlés. Na és. A különleges vendégek, akik egy szeminárium megtartására kaptak felkérést, törhették a fejüket, vajon miért éppen Memorial Dayre (Május utolsó hétfőjén az Egyesült Államokban a háborúkban elesett amerikai katonákra emlékeznek) hívták őket a Fermilabba, illetve vajon miért kellett a Fermilab valamelyik illusztris nagyelőadója után egy agglegénylakás „eleganciát nélkülöző környezetében” üldögélniük, és náluk több évtizeddel fiatalabb diákok kitartó kérdésözönére felelgetniük.

Kolbnak felesége és három gyereke volt, ezért Turnernek jutott a megtiszteltetés, hogy a foglalkozások házigazdája lehetett. A felejthetetlen komikusduókhoz hasonlóan - Stan és Pan, Abbott és Costello vagy Cheech és Chong (az utóbbiak egyébként Turner személyes kedvencei) - stílusukban kiegészítették egymást, de egyazon komikus és kozmikus érzékenység hatotta át mindkettőjüket. Kolb nagy lakli alkatával és sűrű bajuszával hozta a merev viktoriánus családapát, Turner pedig a robbanékony forradalmár szerepét kapta, akinek a haja hosszú, türelme azonban folyton fogytán volt.

Mind Kolb, mind Turner első kézből tapasztalta meg a Caltech rendszerét, Turner főiskolásként, Kolb posztdoktori kutatóként. Mindkettejüknek az volt a benyomása, hogy ott még a kötetlen megbeszélések is komoly felkészülést kívántak, mivel a felvetett elméletekkel kapcsolatban a létező összes ellenvetésre számítani lehetett. Az ember félt, hogy tévedésen kapják. A Caltechtől északabbra Luis Alvarez tartotta híres csokis kekszes-sörös tudományos szeánszait a „Kastélyban”, a Berkeley melletti hegyekben elterülő birtokán. Itt minden héten egy egyetemista vagy posztdoktori kutató mutatta be a fizikusvilág valamilyen publikálás küszöbén álló újdonságát. „Kötve hiszem” - csattant fel Alvarez gyakran rögtön az első mondat után, és aztán lépten-nyomon. „Ennek semmi értelme.” „Annak a grafikonnak nem stimmel a hibasávja.” Szegény előadónak sajátjaként kellett kiállnia a kutatás mellett akkor is, ha csak hosszas könyörgés után lökte oda neki valaki a Columbián vagy a Harvardon a hírt arról a dologról. A Stanford pedig, ahová Turner egyetemre járt, „elevenen zabálja fel a saját kölykeit”. Ezekben az intézményekben az előzetes felkészülés minden megszólalás alapvető része volt.

A DuPage Megyei Tudományos Művelődési Központban azonban nem számított az előzetes felkészülés. Egy őspizzabeli bemutatóra való felkészülés annyiból állt, hogy az előadó az egyetemek legfőbb, kőbe vésett törvényeinek ellentétét sulykolta magába: Ne félj a tévedéstől! Ez az előírás ugyanúgy vonatkozott egyetemistára és Nobel-díjas meghívott előadóra egyaránt. A dallam fontosabb volt a hangszerelésnél. A résztvevők állandóan improvizáltak. Örömzene folyt itt. Mindenki dzsesszes lazasággal csapott a kozmológia húrjai közé.

Turner ezt a hozzáállást minden bizonnyal Richard Feynmantól, a Caltech szabadidejében bongódobon játszó elméleti kvantumfizikusától örökölte - annak ellenére, hogy mint azt Turner ekkorra felismerte, Feynman „a lehető legrosszabb” szakmai konzulense volt. Feynman néha olyan témákat ajánlott az irányításával szakdolgozatot író egyetemistáknak, amelyekbe, bár őt magát izgatták, a hallgatóknak beletört a bicskájuk, és nem tudták befejezni a diplomamunkát. Előfordult, hogy a nála doktoráló doktoranduszoknak olyan témát ajánlott, amellyel, bár őt magát megint csak izgatta a dolog, olyan kevesen foglalkoztak, hogy az illető nem kapott posztdoktori kutatóhelyet. Feynman tanácsára Turner a Stanfordra jelentkezett, és csak amikor már az egyetemnek otthont adó Palo Altón lakott, értette meg, miért: a Stanfordon működő lineáris gyorsító Feynmant érdeklő részecskefizikai kísérleteket végzett. „Feynmant csak az érdekli, ami Feynmant érdekli - futott át Turner agyán -, ilyen egyszerű.”

Hát Turnert mi érdekelte? Halvány fogalma sem volt. Orvostanhallgatókkal lakott együtt, és elbizonytalanodott, hogy az egyenletek megoldogatásának fontossága egy lapon sem említhető az emberéletek megmentésével. Hamar abba is hagyta az egyetemet, és beállt autószerelőnek. Ötszáz dolláros bérért vett részt a helyi hadirokkantkórház marihuána-és Valium-kísérleteiben. Hétvégente a Stanford kutatóintézetében a nagyjából ezer kísérleti állat ketrecét takarította. Az ilyen élmények nyomán azonban csak felértékelődött szemében az az életforma, amelyet hátrahagyott - a gondolkodásalapú életforma. Turner tehát nem sokkal később szabadidejében elkezdett bejárogatni egy általános relativitásról szóló egyetemi előadásra.

Az általános relativitás sem igazán volt neki való, de legalább visszatért az iskolába, és újra fizikával foglalkozott. Amikor aztán 1978-ban Turner megírta doktori disszertációját, David Schramm a Chicago Egyetemre hívta posztdoktori kutatónak. Schrammot pár évvel korábban nagyon megfogta a Fizikai kozmológia, és azóta folyamatosan azt a két területet szerette volna valahogy egy kalap alá venni, amelyek egyesével Turnert eddig nem igazán érdekelték: a részecskefizikát és a kozmológiát. Schramm ugyanolyan fesztelen stílusban ajánlotta fel a témát Turnernek, ahogy annak idején Bob Dicke megkérte Jim Peeblest, hogy ugyan számolja már ki a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérsékletét: „Nincs kedved gondolkodni erről?”

Turner megkonzultálta a kérdést stanfordi doktori témavezetőjével, Robert Wagoner fizikussal. „Az a korai világegyetemmel foglalkozó kozmológiai izé? Nem ajánlom” - hangzott Wagoner tanácsa. Wagoner maga is kivette a részét a „nagy bumm”-forradalomból. Közvetlenül a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezését követően stanfordi posztdoktori kutatóként két évig pontosan olyan részecskefizikai kísérleteken dolgozott, mint egy évtizeddel később Schramm. Nem is volt rossz a tanácsa. A ’70-es évek végére kipukkadt a „nagy bumm”-buborék. Hiányzott hozzá az a valami ugyanis, ami megakadályozhatta volna, hogy megítélése megint a metafizika-fizika kontinuum mágikus végére lendüljön vissza; az a valami, ami nélkül egyetlen elmélet sem lehet tudományos igényű: nem volt igazolható vagy elvethető jóslata.

Feynman tanácsadói gyarlóságai ellenére Turner hálás volt neki, amiért az eszébe véste: addig semmilyen problémába ne vágjon bele, amíg nem lát rá megoldást. Ez a hozzáállás a részecskefizikában szokásos munkamódszer szöges ellentéte volt. Itt ugyanis a matematikával kezdődött minden. Ha a számításokból következett, hogy egy bizonyos részecskének léteznie kell, és hogy ezt a feltételezett részecskét bizonyos létező részecskékből elő lehet állítani, akkor az ember több ezer kollégájával nekiállt egy részecskegyorsítóban fénysebességhez közeli sebességekkel egymásnak csapdosni ezeket a bizonyos létező részecskéket, aztán várta, hogy előkerüljön a feltételezett részecske.

Ez a munkamódszer remekül működött is, de Feynman azt tanította Turnernek, hogy néha később is ráér elkezdeni a számításokat. Néha az ösztöneinkre kell hallgatni; néha elhamarkodott következtetéseket kell levonni. El kell képzelni, milyen lehetne az univerzum, és aztán nekiülni a matematikának - kis szerencsével egy idő után az elképzelés és a számítás megegyezik.

„Ne kezdjen azzal a koraiuniverzum-izével!” - mondta Turner stanfordi témavezetője.

„Gyere Chicagóba; itt nagy dolgokkal foglalkozhatsz!” - mennydörögte Schramm.

Schrammnak az ember el is hitte, hogy nagy dolgokkal foglalkozik. Ő maga volt a két lábon járó kozmológia: nagyszabású, merész és tántoríthatatlan. Kollégái Schrambónak, vagy Benga Dave-nek becézték. 193 centiméteres magasságával és 104 kilogrammjával kiöregedett birkózóra emlékeztetett (az is volt), és olyan nagy teherbírású volt, mint egy amatőr pilóta (ez is stimmelt): saját világának koronázatlan királya volt. Amikor úgy döntött, a korai világegyetem fizikájával fog foglalkozni, pedig a „nagy bumm” éppen túlhaladott elméletnek számított, nemhogy nem szégyellte magát érte, inkább azonnal kisajátította a szakterületet. Nagy Bumm Légitársaságnak keresztelte a magángépét üzemelő céget, amelynek kizárólagos tulajdonosa volt, és tűzpiros Porschéjének egyedi rendszámtábláján is ez állt: nagy bumm.

Turnert önmagában talán sem a részecskefizika, sem a kozmológia nem hozta volna lázba, de a kettő házasításának, a szertelenül elrugaszkodott és a nyugodt, „letisztult és elegáns” elméletek tökéletes egyensúlyának nem tudott ellenállni. Turner a részecske-asztrofizikában mindkét ellentétes irányba húzó énjét szabadon kiélhette: az egyetemről kiugró bohémet csakúgy, mint az értelmiségit, aki mégis visszament tanulni. Egyszerre lehetett felelőtlen és óvatos.

Michael Turner tehát Chicagóba ment, ahol talán nagy dolgokat is véghezvihet - feltéve, ha a kozmológiának végre sikerül jóslattal szolgálnia.

1981 októberében szerte a világban bizonyos kozmológusok aranybilétákat találtak a postaládájukban, viszont a meghívón szereplő napon ezúttal nem Vonka Vilmos Csokoládégyárába, hanem a Stephen Hawking által szervezett Nuffield Workshop konferencia csodavilágába nyertek bebocsátást. A Cambridge Egyetem Nuffield College nevű posztgraduális képzőintézetét is irányító Nuffield Alapítvány nevű közhasznú társaság úgy döntött, három éven át pénzel egy évente megrendezett workshopot. A második évben azonban Hawking és a szintén Cambridge-ben dolgozó Gary W. Gibbons elhatározták, hogy összevonják a fennmaradó tőkét, és radikálisan megemelik a téteket: a kozmológia legkülső határvidékét fogják bevenni, „az univerzum nagyon korai időszakát”, amelyet a meghívók „< 1 másodperc"-ben határoztak meg.

Turner is a háromtucatnyi meghívott között volt. Feltette, azért gondoltak rá, mert egyik chicagói kollégája gyakran működött együtt Hawkinggal. Persze nem túl sok elméleti szakember dolgozott éppen ezen a kozmológiai területen, és egy jó konferencián elegendő mennyiségű fiatal elmére is szükség volt, hogy megelőzzék a begyepesedést és az átörökített dogmák szajkózását. Turnernek ennek ellenére ki kellett érdemelnie az aranybilétát. Tőle nemcsak szóbeli előadást, hanem tanulmányt is vártak a szervezők.

Amikor 1982-ben a nyár első napján megérkezett Cambridge-be, Turner átnyújtotta Hawkingnak cikke első vázlatát. Hawking megköszönte, és intett egy asszisztensének, aki Hawking tanulmányát nyújtotta át Turnernek. Pár másik cikk is kézről kézre járt a résztvevők között. Megérett az idő, hogy végre szembenézzenek azzal a kínzó kérdéssel, ami azóta kísértette a kozmológiát, amióta Einstein a világegyetemre is kiterjesztette az általános relativitáselmélet érvényességét: hogyan nem bonyolult az univerzum?

Hawking és Gibbons körlevele is említést tett a nagybumm-alapú kozmológia „bizonyos önkényes kiindulási alapjaidról. Ezek a feltevések viszont hírhedten ad hoc jellegűek voltak, ami latinul annyit tesz: „csak azért”. Lásd: csak azért, hogy az általános relativitáselméletből kozmológiai modell válhasson, Einstein feltette, hogy az univerzum homogén, azaz kozmikus átlagban mindenütt ugyanolyan. Csak azért, hogy ne legyen statikus ez a modell, más elméleti fizikusok feltették, hogy izotróp is, azaz minden irányban ugyanolyan.

A világegyetem pedig homogénnek és izotrópnak is tűnt. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tizenhét évvel korábban történő felfedezése a legtöbb kozmológus számára eldöntötte, hogy az univerzum tényleg nem összetett. Kozmikus léptékben vizsgálva mindenütt ugyanolyan. Sőt arra a kérdésre is választ kaptak, mennyire egyszerű az univerzum: nagyon egyszerű. Az elméleti számítások előrejelzésének megfelelően a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás rendkívül egyenletes volt.

Viszont egy dolog elfogadni, hogy valami olyan, amilyen (még akkor is, ha ezzel feltevéseink beigazolódnak, ahogy ezzel a „nagy bumm” beigazolódni látszott), és megint más meg is érteni, hogyan is lett olyan. A lehetséges univerzumváltozatok közül miért pont kevéssé összetett volt az univerzumunk - ráadásul nemcsak simán egyszerű felépítésű, hanem ilyen elképesztően egyszerű felépítésű? Talán nem a megnyugtató „nagyon egyszerű”, hanem a jóval nyugtalanítóbb „túlságosan egyszerű” lett volna a helyes válasz arra a kérdésre, mennyire egyszerű a világegyetem szerkezete.

Ekkor viszont a kozmológiának már volt egy lehetséges megoldása az univerzum egyszerűségének rejtélyére. 1979. december 6-án késő este egy már nem egészen fiatal, de kisfiús frizurájú és kisfiús mosolyú tudós, akinek viszont nagyon is felnőttes problémái, lakbérgondjai voltak, leült az íróasztalához, ahogy ilyentájt szokása volt. Aznap éjjel azonban Alan Gutht homlokon csókolta a matematika múzsája. Másnap reggel biciklin száguldott a munkahelyére, a Stanford Lineáris Gyorsító Központba (mellesleg kilenc perc harminckét másodperces idővel új egyéni csúcsot felállítva), és azonnal elkezdte jegyzetfüzetében összegezni éjszakai gondolatmenetét.

„Elképesztő felismerés” - írta a füzet egyik üres oldalának a tetejére, és aztán valami olyasmit tett, amit még jegyzetlapon soha: kétszer is bekeretezte a két szót.

A két és fél évvel később rendezett Nuffield Workshop idején tudományos körökben már legendák keringtek Guthról és a nagy „Heuréka!’’-élményéről. Az a fajta felismerés volt ugyanis, amelynek hallatán a kollégák jellemzően egy emberként, hangos „Hát persze!”-sóhajtás kíséretében csapnak a homlokukra. 1980 januárjában, elképesztő felismeréséről tartott legelső előadásának másnapján hét különböző intézettől keresték meg Gutht: némelyik fel szerette volna kérni, hogy tartsa meg előadását náluk is, mások rögtön véglegesített tanári állást ajánlottak. Ekkorra Guth már el is nevezte elméletét: inflációnak hívta, amellyel egyszerre utalt felfedezésének legfontosabb fizikai jellegzetességére és a korszak gazdasági nehézségeire. (Egy folyamatosan a csőd szélét kerülgető New Jersey-i szatócsból lett vegytisztítós fia lévén, Gutht érthetően anyagi megfontolások is foglalkoztatták. Felismerése nem csupán a kozmológiát hozta vissza a szakadék széléről, hanem saját tetszhalott szakmai karrierjét is feltámasztotta, mivel akkor már negyedik posztdoktori kutatói állását taposta.)

Guth számításai szerint az univerzum létezésének legelső pillanatában hihetetlen méretű táguláson ment keresztül. Amikor életéből még csak 10-35 másodperc telt el - azaz a keletkezését követő első 1/100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 másodpercben - a világegyetem 10 kvadrilliószorosára, azaz korábbi méretének 10 000 000 000 000 000 000 000 000-szorosára fúvódott fel.

Az elmélet Edward P. Tryon fizikus pár évvel korábban, 1973-ban a Nature-ben megjelent cikkét gondolta tovább. Csakúgy, mint Gamow a Forog a világegyetem? című Nature-beli írásában - amely, emlékszünk, Vera Rubin szakdolgozatának egyik ötletgazdája volt -, Tryon is kérdés formájában fogalmazta meg valószínűtlennek hangzó feltevését: „Az univerzum mint kvantumfluktuáció?” A kvantummechanika törvényszerűségei megengedik, hogy virtuális részecskék keletkezzenek az űr semmijéből - és a huszadik század közepétől fogva egyre több kísérlet bizonyította, hogy ez a gyakorlatban is lezajlik. Tryon úgy gondolta, esetleg maga a világegyetem is egy ilyen kvantum ingadozás eredménye lehet.

Mindjárt kevésbé tűnik puszta szenzációhajhászásnak a gondolat, ha figyelembe vesszük, hogy a kvantumelméletben minden a valószínűségekről szól. Egy szó, mint száz, minden lehetséges. Természetesen egyes konkrét események - például, hogy a vákuum semmijéből kipattan a világegyetem - ettől még lehetnek roppant valószínűtlenek, de semmi nem eleve lehetetlen. Ha pedig egy egész örökkévalóság állt rendelkezésünkre, miért ne következhetett volna be valamelyik roppant valószínűtlen esemény? A világegyetem Tryon szerint „egyike azoknak a dolgoknak, amik néha csak úgy előfordulnak”. Vagy, ahogy Guth mondogatta előszeretettel, „az univerzum az a potyaebéd netovábbja”.

Tryon elképzelésével csak az volt a baj, hogy nem tudta megmagyarázni a világegyetem méretét. Az infláció viszont erre is meg tudott felelni. Guth rájött, hogy az újszülött világegyetem valami olyasmin mehetett keresztül, amelyet a fizikusok a „fázisátmenet” összetétellel fogalmaznak meg; a többi halandó számára ez halmazállapot-változás, mint amikor a vízből jég lesz, vagy fordítva. Amikor a víz hőmérséklete megváltozik, akkor sem azonnali az átalakulás: nem arról van szó, hogy egyszer csak a tóban lévő összes H_2O-molekula haptákba vágja magát, és folyékonnyá olvad vagy jéggé keményedik. Az átalakulás fokozatos. Még a tó egy-egy kisebb részén belül sem egységesen megy végbe a fagyás vagy olvadás. Itt-ott repedések, hajszálerek tűnnek elő, amelyek megkeményedve erezett megjelenést kölcsönöznek a befagyott felszínnek. Guth kimutatta, hogy ha egy ilyen átalakulási folyamat matematikai modelljét a korai univerzum viszonyaira alkalmazzuk, a fázisátmenetnek időleges vákuumot kellett létrehoznia. A vákuumban elképzelése szerint negatív nyomás - nagy erejű gravitációs taszítás - keletkezett, amely exponenciális mértékben vetette szét az űrt. A világegyetem mérete gyors egymásutánban újra és újra megkétszereződött; legalább százszor, és mindezt csupán 10-35 másodperc (vagy 1/10^35 másodperc, ha úgy jobban tetszik) alatt. A vákuum ez után elenyészhetett, leállítva az exponenciális mértékű tágulást - ekkor vette kezdetét a modell szerint a világegyetem standard tágulása, amelyet a „nagy bumm” elmélet ír le, és amely a távoli galaxisok vöröseltolódásában tetten is érhető.

Guthnak ezen a ponton eszébe ötlött Bob Dicke egy előadása, amelyet egy évvel korábban hallott, amikor Dicke Peeblesszel közösen szemináriumsorozatot tartott az általuk „laposságproblémá”-nak nevezett jelenségről. Az előadásból kiderült, hogy a világegyetem sorsa attól függ, mennyi anyag van benne: vagy elegendő lesz ez a mennyiség ahhoz, hogy visszájára fordítsa a tágulást, vagy nem, vagy esetleg éppen annyi az anyag, amennyi egy egyensúlyi állapothoz kell. A tudósok ezt az univerzum végső sorsát meghatározó arányszámot találóan a görög ábécé utolsó betűjéről nevezték el ómegának. Ha az univerzumban meglévő anyag fele annak, amely a tágulás megállításához szükséges, ómega értéke 0,5 volna, ha a szükséges anyagmennyiség háromnegyede, akkor 0,75. Ha a világegyetemben lévő anyag mennyisége elegendő volna ahhoz, hogy megállítsa a tágulást, ómega értéke 1-nél nagyobb volna: 1,5, 2 vagy akár 100. Ha pedig az anyag mennyisége éppen megegyezik azzal a kritikus sűrűséggel, amekkora anyagmennyiség a tágulást is megállítja és az összeomlást is megakadályozza, ómega értéke pontosan 1 volna.

A csillagászok akár meg is mérhették volna az ómegát, ha elég messze lévő standard gyertyát találnak, de Dicke szerint talán észlelési eredmények nélkül is, pusztán elméleti úton is kiszámítható az értéke.

Dicke érvelése szerint, ha ómega értéke az univerzum keletkezésekor jelentősen eltért volna 1-től, az a világegyetem visszavonhatatlan és szinte azonnali pusztulásához vezetett volna: vagy végtelenbe tartó exponenciális tágulás, vagy összeomlás következett volna be. Ahogy visszafelé számolva minél közelebb kerülünk a nagy bummhoz, ómegának annál közelebb kell lennie 1-hez. A nagy bumm után három perccel ómega értéke százbilliomod résszel térhetett csak el 1-től. Egy másodperccel a nagy bumm után ómega mindössze egy ezerbilliomodnyival tért el 1-től, azaz értéke 0,999999999999999 és 1,000000000000001 között volt. Minél korábbi univerzumra számította ki az ember, annál több tizedesjegyet kellett a becsléshez hozzáírnia, a számolgatás egy pontján pedig akárhogy csűrte-csavarta az ember, ómega gyakorlatilag l-gyel volt egyenlő.

Ha azonban ómega akkor 1 volt, ma is 1-nek kell lennie, hiszen értéke az anyagmennyiségtől függ, és amennyi anyag akkor volt az univerzumban, annyi van most, és annyi is marad mindörökké.

A sík világegyetem lehetősége azonban a „nagy bumm” Dické-hez és Peebleshez hasonló teoretikusai számára ugyanazt a problémát vetette fel, amely annak idején Newtonnak és Einsteinnek is gondot okozott: ha az univerzum tele van anyaggal, miért nem roppantja össze a gravitáció? Newton egy egységes távolságra lévő csillagokból felépülő világegyetemmel oldotta fel a problémát - és Isten hathatós jelenlétével. Einstein egy véletlenszerűen szétszórt csillagokból álló univerzumban gondolkodott - és a lambdával kerülte ki a kérdést. A „táguló világegyetem” modell elterjedésével egyrészt Einstein kiiktatta a lambdát az egyenleteiből, másrészt a csillagászok új meg új nemzedéke törte a fejét, hogyan lehetne kiszámítani, hogyan lassul a világegyetem tágulása. Erre jött Dicke és Peebles, és érvelésük, hogy ha volt nagy bumm, akkor ómega értéke szükségszerűen 1. A tágulás valamikor szükségszerűen megállt, és úgy is maradt. A világegyetemben jelen lévő összes anyag gravitációs egyensúlyban kell legyen - amire körülbelül annyi az esély, mint hogy egy ceruza megálljon a hegyén, és soha de soha ne boruljon fel. A hagyományos fizika törvényei szerint nem lehetetlen ugyan a dolog, de nem is túl valószínű.

Viszont azon a bizonyos decemberi éjszakán 1979-ben Guth ráeszmélt, hogy ha tényleg volt infláció, és az univerzum térfogata valójában tíz kvadrilliószor annyi, mint amennyit látunk belőle, akkor nem a világegyetem lapos, csak a minket körülvevő részlete - az, amiről eddig úgy hittük, hogy a teljes egész. A mi kis univerzumszeletünk minden további nélkül laposnak tűnhet, ahogy egy focipálya is laposnak látszik, bár a Föld gömbölyű. A teljes univerzumban bármilyen kicsi vagy nagy lehet az ómega; viszont abban az univerzumban, amelyet látunk, ómega értéke annyira megközelíti 1-et, hogy gyakorlatilag egyenlő vele.

Ennyit a „laposságproblémá”-ról.

Pár héttel az infláció feltalálása után Guth egy kollégákkal elköltött ebéd közben értesült a homogén és izotróp univerzum egy másik kétségtelen ellentmondásáról, a „horizontproblémá”-ról. Hogy megértsük a dolgot, képzeljük el, ahogy a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást mérő antennát előbb egyik, aztán az elsővel ellentétes másik irányba forgatjuk. Az egyik irányból érkező fény a méréssel egy időben ér el hozzánk, a másik irányból érkező fény is csak abban a pillanatban ér el hozzánk, de az első forrásból érkező fénynek nem volt még ideje eljutni a második forrásig, és fordítva. Ennek ellenére a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás mindenütt annyira egységes, hogy hőmérséklete csupán egy százezred résznyit ingadozik. Honnan „tudja” az univerzum egyik része pontosan eltalálni egy másik részének hőmérsékletét, ha a két oldal még sosem „kommunikált”?

„Aha - gondolta Guth -, az infláció erre is tud megoldást.”

Ha valóban volt infláció, akkor az univerzum két egymástól bármilyen távoli részlete is érintkezett, 10-35 másodperccel a keletkezésük után. Guth még egyszer átgondolta a dolgot, és úgy döntött, tulajdonképpen nem is olyan rossz ötlet ez az infláció.

Guth A felfúvódó világegyetem: a horizont-és a laposságprobléma egy lehetséges megoldása című cikke 1981 elején jelent meg, és bár a Nuffield Workshop hivatalosan a „nagyon korai világegyetemről” szólt, egy csapásra az inflációs modellről tartott népszavazássá alakult. A programfüzetben szereplő harminchat szemináriumból tizenhét kifejezetten ezzel foglalkozott, és közvetve sok másik is érintette.

Elsősorban nem az volt a kérdés, van-e értelme az inflációnak, hiszen két ad hoc feltevésre is magyarázatot adott: a homogenitásra és az izotrópiára. Ráadásul két problémát is megoldott: a laposság-és a horizontproblémát. Az inflációs elmélet túl szép volt ahhoz, hogy ne legyen igaz - a konferencián részt vevő legtöbb elméleti gondolkodó legalábbis így gondolta. A kérdés az volt, kikalapálhatók-e az elmélet hiányosságai.

Az eredeti felvetéssel volt egy alapvető probléma, amelybe Guth bele sem gondolt, nevezetesen, hogy ha az elgondolt formában elindul a felfúvódás, semmi nem tudná megállítani. Más elméletalkotók - Andrej Linde a moszkvai Lebegyev Fizikai Intézetben, és tőle függetlenül Paul Steinhardt és Andreas Albrecht a Pennsylvania Egyetemen - felismerték ezt a problémát, és megoldást is találtak rá. Nem forrásban lévő vízben keletkező buborékokként gondoltak a felfúvódási szakaszra, ahogy Guth képzelte a dolgot, hanem egyetlen lassan megdermedő zselébuborékra asszociáltak. Az „egybuborékos felfúvódási szakasz” modell sem tudta azonban megmagyarázni, hogy a homogén és izotróp látható univerzum miért nem annyira homogén és izotróp, hogy mi előbb-utóbb ne születhessünk bele.

Hawking egy korábbi elmélete oldotta fel a dilemmát. Hawking 1973-ban egy fekete lyukakról szóló munkájában egy csapásra újraértelmezte a korai világegyetem tanulmányozásának diszciplínáját; felfedezte ugyanis, hogy bizonyos gravitációs és kvantummechanikai hatások kölcsönhatása miatt a fekete lyukak mégsem vezetnek elkerülhetetlenül szingularitáshoz. Az eseményhorizont szélén, a fekete lyukat körülölelő határfelületen, amelynek túloldaláról már nincs visszatérés, a kvantummechanika törvényei szerint részecske-antirészecske pároknak (A részecske és az antirészecske tömege és spinje megegyezik, töltésük azonban ellentétes előjelű) kellene születniük, a gravitációs hatásoknak köszönhetően viszont a párnak csak az egyik tagja tűnne el a fekete lyukban, a másik kilökődne az űrbe, az általunk is ismert univerzumba. Hawking álláspontja szerint a fekete lyukak egyáltalán nem is feketék. Sugárzás szivárog belőlük: az ún. Hawking-sugárzás.

Hawking ezzel tulajdonképpen a huszadik század két, látszólag összeférhetetlen elméletét, a kvantummechanikát és az általános relativitáselméletet kezdte összefésülni, ami szükségszerű lépés, ha valaha le szeretnénk írni tudományosan a szingularitást közvetlenül követő legmozgalmasabb időszakot, netán magát a szingularitást is. Két évvel később Hawking és Gibbons a kvantumgravitáció fogalmát az egész világegyetemre alkalmazták, és kiderítették, hogy az az elmélet alapján hőingadozásokkal (termikus fluktuációkkal) telítődne. 1982 elején, a Nuffield Workshop előtt pár hónappal pedig Turner és Paul Steinhardt azzal az alapfeltevéssel fogott bele a közös munkába, hogy ezek a fluktuációk a felfúvódási szakaszban is fennállhattak.

Guth, Turner és még néhány jelenlévő számára a Nuffield College-beli találkozó csak újabb állomás volt az egymás közt csak a kozmológusok „vándorcirkuszá”-nak nevezett programsorozatban. 1982 elején Londonban, a francia Alpokban és Svájcban is volt már egy konferencia. Áprilisban Steinhardt és Hawking véletlenül épp egy időben látogattak a Chicago Egyetemre, és, mint az várható volt, a találkozás Turnerrel hármasban végzett elmélyült fejtörésbe torkollott. Májusban Steinhardt a Harvardra látogatott, Guth pedig átkerekezett hozzá az MIT-ről. Júniusban, két héttel a Nuffield Workshop előtt, Hawking a Princetonon adott elő; Steinhardt átautózott Philadelphiából, és az előadás után telefonon tájékoztatta Gutht és Turnert az átdolgozott felfúvódási elmélet legújabb eredményeiről.

A Cambridge Egyetem Nuffield College-beli workshopján ugyanez az eszmecsere folytatódott, jóval töményebb, intenzívebb formában. Gibbons és Hawking a legtöbb napon kettőben maximálta a szemináriumok számát; a fennmaradó időt „kötetlen vitá”-nak szánták. Volt is vita bőven. A résztvevők beszélgettek a Londonba tett kiruccanások alatt, beszélgettek a Hawking-ház pázsitján elköltött uzsonnák és lejátszott krokettjátszmák közben, és egy-egy ötlettel egymás szobájába takarodó után bekopogtatva az eszmecserét éjszaka sem hagyták abba. A beszélgetések nyomán a felfúvódás elmélete újabb és újabb változásokon ment át, és Turner egyre biztosabb lett abban, hogy a Nuffield College-beli találkozó ritkaságszámba menő kozmológiai esemény lesz: „olyan műhely, ahol konkrét műhelymunka is folyik”.

Turner saját előadásában az ötletbörze viharos sebességét azzal próbálta érzékeltetni, hogy egy televíziós hírolvasó modorában, „most kaptuk a hírt” szavakkal indítva, élő tudósítás formájában foglalta össze a műhelymunka addigi fejleményeit. Nemcsak megnevettette kollégáit, hanem fontos tanulsággal is szolgált: már az is egyfajta előrelépést jelentett, hogy körbe tudták járni a problémát. Sikerült működőképes elméletté tenniük a felfúvódást? Nem. Abban viszont sikerült megegyezniük, hogyan lehetne működőképessé tenni. Abban már biztosak lehettek, hogy egyenleteik helyesek, ha megoldani még nem is tudták őket. Fáradságos munkával megmutatták, hogy a világegyetem nem túlságosan egyszerű - nem csak úgy, ad hoc módon egyszerű -, hanem csupán nagyon egyszerű. Sőt még arról is meggyőzték magukat, hogy a kozmológia tudományos jóslattal is képes szolgálni, miszerint a világegyetem sík.

„Gyerekjáték” - gondolta Turner. A munka neheze - és egyben legizgalmasabb része - csak ezután következett.

Hiszen mi más volt az inflációs elmélet és az egész Nuffield Workshop, mint a Feynman-féle tudományos vakhit megnyilvánulása? A kozmológusok a ’80-as évek elején elhamarkodott következtetéseket vontak le: magukévá tették a felfúvódás elméletét, mivel az annyi mindenre választ adott, és az elképzelést csak utólag próbálták matematikailag is alátámasztani. A számítás bejött: a Nuffield College-beli konferenciát követő hetekben Turner és a többi résztvevő konszenzusra jutott az átdolgozott inflációs elmélet egyenleteivel kapcsolatban, és a kozmológiának hirtelen új standard modellje lett: a „nagy bumm”-ot felváltotta a „nagy bumm plusz felfúvódás” modell.

A konszenzus azonban édeskevés a tudományban. A munka - az elmélet folyamatos piszkálása és újragondolása, amelyet a Feynman-féle vakhit megkövetelt - még korántsem fejeződött be. Turner és Kolb a tudományág összes képviselőjével együtt szintén nekifogott a babrálásnak és latolgatásnak, csakhogy ők Schramm-féle formában, sőt már Schramm-féle tartalommal vághattak bele a feladatba.

1981 nyarán, egy Dolomitokba tett kiránduláson vetődött fel az ötlet, Schramm és Leon Lederman, a Fermilab igazgatójának beszélgetése során, hogy alakulnia kellene egy intézetnek, amely kifejezetten a Schramm által a korábbi évtizedben felkarolt tudományos metszéspontban, a részecskefizika és a kozmológia átfedésében tevékenykedik. Az elképzelés elég meghökkentőnek tűnt, hiszen, Turner szavaival „a két diszciplína közös vonásai kimerültek abban, hogy egyik sem foglalkozott a másikkal”. A NASA viszont (talán kárpótlásképpen, amiért az Űrtávcső Tudományos Intézetet a Fermilab helyett a Johns Hopkins Egyetemnek adta) vállalta a létesítmény felállításának költségeit, Lederman és Schramm pedig Turnert és Kolbot bízta meg a NASA/Fermilab Asztrofizikai Központ elnevezésű intézet vezetésével.

„A nagy bumm - mondogatta Schramm, Jakov Zeldovics orosz elméleti fizikust idézve - a szegény ember részecskegyorsítója.” A földi részecskegyorsítókban ugyan meg tudták közelíteni a világegyetem legkorábbi szakaszában jelen lévő - minél korábbi szakaszról beszélünk, annál nagyobb - energiákat, de a legeslegkorábbi, kirobbanóan energiadús időszaktól messze elmaradtak. Viszont ha az ember a gyorsítók által elérhető energiájú időszakkal akart is foglalkozni, egy részecskegyorsítót nem lehetett csak úgy kölcsönkérni egy-egy délutánra. Ki lehetett viszont számítani, hogy bizonyos részecskék bizonyos hőmérsékleti viszonyok között hogyan viselkednének, és az eredményt össze lehetett vetni az univerzumban jelenleg megtalálható elemek eloszlásával.

Ilyen számításokat korábban is végeztek. Gamow, Ralph Alpher és Robert Herman a ’40-es évek végén egy ősrobbanásban született világegyetem gondolatából, Fred Hoyle pedig egy állandó állapotú világegyetem feltevéséből kiindulva számolt utána a legkorábbi időszaknak. A „nagy bumm”-hívők számításai meg tudták magyarázni a világegyetemben nagyjából háromnegyed részben jelen lévő hidrogén és a nagyjából a fennmaradó egynegyed részben jelen lévő hélium kialakulását, viszont nem tudtak magyarázatot adni az 1 százalékban jelen lévő nehezebb elemekre. Az „állandó állapot” bajnokának épp az ellenkezője okozott fejtörést - számításai magyarázatot adtak a nehezebb elemek jelenlétére, a hidrogén és hélium elterjedtségére viszont nem. Ez a kettős holtpont nem tett túl jót a kozmológia közvéleménybei i megítélésének.

1957-ben viszont Geoffrey és Margaret Burbidge, Willy Fowler fizikusok és Fred Hoyle egy, a Review of Modern Physicsben (Modern Fizikai Szemle) megjelent 104 oldalas lehengerlő mestermunkájukban olyasmivel járultak hozzá a kémiai elemek eredetének megértéséhez, mint amilyen horderejű áttörést majdnem száz évvel előttük Darwin hozott a fajok eredetével kapcsolatban. A B^2FH, ahogy a tudósok a négyesfogatot elnevezték, tizennyolc hónapig dolgozott a caltechi Kellogg Sugárzáskutató Laboratórium egy ablaktalan szobájában: egy táblára egyenleteket firkálva gondolták tovább Baade és Zwicky a ’30-as években a szupernóvák belső működéséről írt tanulmányait és vonták le a logikus következtetést arról, hogy az egymás után következő csillagnemzedékekben lezajló nukleáris kölcsönhatások hogyan zúzták szét és rendezték új, összetettebb alakzatokba az anyag legalapvetőbb építőkockáit. Ahogy Darwin megmagyarázta, hogy az egysejtű organizmusokból hogyan alakulhatott ki az evolúció során az a sok-sok új és új faj, a B^2FH levezette, hogyan alakulhattak ki a periódusos rendszer elemei az egyetlen protont tartalmazó atomokból. Tanulmányuk összefoglalásában egyértelműen utalnak is A fajok eredetének legutolsó mondatára: „Az elemek kibontakoztak, és ezt teszik ma is.” (A fajok eredete utolsó félmondata Kampis György fordításában: „...ebből az egyszerű kezdetből kiindulva végtelenül sokféle, csodálatos és gyönyörű forma bontakozott ki - és teszi ma is.”)

Gamownak, Alphernek és Hermannak tehát nem is kellett elszámolnia a nehezebb elemekkel: számításaik rengeteg hidrogén és hélium jelenlétét meg tudták magyarázni, a B^2FH számításai szerint pedig a szupernóvák ebből a két elemből az összes többit létre tudták hozni. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezését követően, amikor újra megnőtt a „nagy bumm” iránti érdeklődés, a fizikusok, többek közt Fowler, Hoyle és Wagoner nekifogott a számítások pontosításának. Schramm számára és a Fermilab Asztrofizikai Központ számára, amelynek gyeplőjét Turnerre és Kolbra bízta, ez a feladat azzal egészült ki, hogy az igen kiesi dolgokkal és az igen nagy dolgokkal foglalkozó fizikusokat rávegyék, hogy úgy működjenek együtt, mintha azonos tudományos diszciplína képviselői lennének - azaz, hogy teremtsék meg ezt az új tudományos diszciplínát.

Turner és Kolb legelső intézkedése a Schramm-féle víziót Schramm-féle szellemben népszerűsítő „Belső tér/Külső tér” (Inner Space/Outer Space) konferencia megszervezése volt 1984-ben.

Logójukon buborékkamrában húzott részecskeröppályákat montíroztak egy galaxis fotójára, és a logókkal ellátott pólókat szuvenírként osztogatták. Futóversenyt rendeztek a részecskegyorsító nyomvonala körül; a kétszáz vállalkozó kedvű kocogó bölénycsordaként dübörögve kerülte meg a nyolcast, de Turnerék a programsorozaton belül a Fermilab prérijén élő saját bölényeikkel is elbüszkélkedtek. „Bölényburger*-pikniket (*vagy azzal egyenértékű fehérjealapú összetevő)” rendeztek, ahol a hirdetmény szerint egy bizonyos „J. Fonda* (Vagy vele egyenértékű fehérjealapú összetevő)” tart majd előadást. A konferencia eredményeiről beszámoló kiadványba Turner néhány, az eseményre készített hóbortos rajza mellett ez a reklámposzter is belekerült, a füzet utószava pedig a szervezők kiáltványául is szolgált.

„A huszadik századi kozmológia a kozmológusok elszalasztott lehetőségek sorához vezető önbizalomhiányát nyögi” - írták. Einsteinből hiányzott egyenleteinek merészsége, és lemaradt a táguló világegyetem megjósolásáról. Egy későbbi nemzedék számára Gamow egyenletei bizonyultak túl merésznek, ezért elszalasztották a kozmikus háttérsugárzás megjósolásának lehetőségét. A saját nemzedékük viszont, jelentette ki Kolb és Turner szent esküvéssel, nem fog ebbe a hibába esni. „Akármit is írjanak majd a jövő kozmológusai a ’80-as évek kozmológusairól, azt biztosan nem róhatják majd fel nekünk, hogy nem mertük legelvadultabb elképzeléseinket is komolyan venni - állt a zárszóban. - Örök optimisták vagyunk!”

A hittérítő munkának (Turner egyszer „anyaszentegyház”-nak titulálta az asztrofizikai központot) ezzel korántsem volt vége. Kolb és Turner 1989-ben kiadta a The Early Universe (A korai világegyetem) című munkát, azzal a céllal, hogy olyan asztrofizika-kozmológiai alapművet tegyenek le az asztalra, amilyen fontos Peebles tankönyve volt a fizikai kozmológia számára, sőt ha lehet, még annál is megkerülhetetlenebbet. „A jövő kozmológusai talán majd megmosolyogják naivitásunkat - írták könyvük »Finálé«-jában -, de ha így is lesz, reméljük, azt a bátorságunkat is értékelni fogják majd, amellyel a valaha az emberi értelmet meghaladónak gondolt problémák megoldásától sem riadtunk vissza.” „Nem tudhatjuk, mi lesz bátorságunk jutalma, de szeretnénk leszögezni - írták végül -, hogy jelen szerzők örök optimisták maradnak!” A későbbi puhafedeles kiadás számára új előszót írtak: „Bár négy évvel öregebbek lettünk, egy cseppet sem vagyunk kevésbé optimisták; sőt még optimistábbak lettünk!” Az új bevezetést pedig, kozmológus körökben kivívott már-már legendás státusukra reflektálva „Rocky és Mike” néven írták alá.

Jól van: hangoskodjatok csak! Kiabáljátok világgá az ötleteiteket! Nem baj, ha féleszűek, sőt minél féleszűbbek, annál jobb. Kapdossátok csak ki egymás kezéből a krétát a tábla előtt! Ahogy a lambériás pincehelyiségben a pultnak dőlve a háttérből figyelte az eseményeket, Schrammnak biztosan tetszettek a szellemi tortacsatákkal felérő Őspizza-foglalkozások.

De tudjatok csendben is maradni! Nyugodjatok le szépen! Reggel szép nyugodtan menjetek be az irodátokba, vegyétek elő a jegyzetfüzetet, és addig piszkáljátok a kerge elképzeléseiteket, amíg meg nincs a sziklaszilárd matematikai alapjuk! Ja, és lehetőleg jóslat is legyen abban a végeredményben, amelyet aztán valaki be is bizonyíthat! Kollégái „Schramm borotvájá”-nak becézték a bizonyítható jóslatot tartalmazó eredményekhez való kérlelhetetlen ragaszkodását. De ekkorra a kozmológiának már volt is konkrét jóslata: az univerzum sík.

Na és a bizonyíték?

Az a bizonyos „belső tér” jócskán megváltozott az évek során. Schramm eredeti elgondolásában a belső tér a részecskefizikára utalt, amelyben ő és kollégái fel tudták mutatni a „nukleoszintézis korszaká"-nak meghatározását - a világegyetem kezdetétől számított első és századik másodperc közé eső szakaszt, amikor a kozmikus köd már eléggé lehűlt ahhoz, hogy kialakuljanak a kémiai elemek. Azt is tudták, minek kellett történnie a másodperc ezt megelőző törtrészében, amikor protonok, neutronok és elektronok rohangáltak egymásnak. Hawking és Guth azonban átírta a szabályokat; ők az ellentétes irányból közelítették meg a világegyetemet - nem a jelenből visszafelé, hanem a kezdetektől haladva előre. Ráadásul nemcsak a részecskefizikát, hanem a kvantum-fizikát is segítségül hívták. Ha az inflációs elmélet helyes, akkor a felfúvódási szakaszban - annak mind a 10-35 másodpercében - végbemenő kvantumszintű ugrabugrálás a kozmikus tó jegének repedéseivé dermedve teremtette meg azokat az alakzatokat, amelyek körül az anyag (sötét és látható egyaránt) a világegyetem ma is megfigyelhető struktúráiba rendeződött.

Viszont a „külső tér” is változóban volt. Már rég elmúltak azok az idők, amikor a tudósok még vitatkoztak a Rubin-Ford-hatás létezésén - azaz, hogy igaza volt-e Vera Rubinnak és W. Kent Fordnak, amikor a ’70-es évek közepén gyűjtött adataik alapján kijelentették, hogy a lokális galaxisok nemcsak az univerzum tágulása miatt távolodnak tőlünk, hanem mindannyian egy konkrét irányba haladnak. 1976-ban, a Rubin-Ford-hatást tárgyaló cikk publikálásának évében Richard Muller és George Smoot az LBL-en (a Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratóriumban) elhatározták, hogy Peebles Fizikai kozmológiájának egy felvetését kísérletileg is kipróbálják, és egy U-2 nagy magasságban repülő felderítőgép fedélzetén elhelyezett Dicke-féle radiométerrel megpróbálták megmérni saját galaxisunknak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshoz viszonyított sebességét, hogy kiderüljön, forog-e a világegyetem egésze. Ehelyett azonban azt találták, hogy galaxisunk több mint 640 kilométer per szekundum sebességgel szalad a világűrben. Smoot 1977 áprilisában jelentette be az eredményt, az Amerikai Fizikai Társaság egy ülésén, ahol Peebles saját előadásának idejéből engedett át neki erre a célra. A jelenség Peebles szavaival „komoly fejtörést okoz az elméleti fizika számára”, és Smoot gyanította, hogy kettejükön kívül senki nem fogta fel a bejelentés horderejét: ahhoz, hogy ilyen helyi szintű képlékenység ellenére a világegyetem nagy léptékben homogénnek és izotrópnak tűnhessen, annak a bizonyos nagy léptéknek sokkal nagyobbnak kellett lennie, mint valaha gondoltuk.

Peebles még ugyanebben az évben egységes csillagtérképen ábrázolta a Lick Obszervatóriumban megfigyelt több millió galaxist, és felfedezte, hogy nemcsak a galaxisok tömörülnek halmazokba, azaz viselkednek egymással gravitációs kölcsönhatásban lévő galaxisok módjára, hanem a halmazok maguk is egymásra gravitációsan kölcsönható galaxishalmazok módjára szuperhalmazokba tömörülnek. Allan Sandage és Gustav Tammann 1981-ben bejelentette, hogy Gérard de Vaucouleurs-nek (tehát Rubinnak is) igaza volt: a Tejútrendszer maga is egy lokális szuperhalmaz - Vaucouleurs nemes egyszerűséggel Lokális Szuperhalmaznak nevezte - része. Még mindig 1981-ben egy Robert Kirshnert is magában foglaló csapat felfedezte az ez által a nagy egymáshoz húzó galaxishalmaz által hátrahagyott űrt, a „nagy üreg”-et (Great Void). A rákövetkező évben egy másik kutatócsoport felfedezte, hogy a „nagy üreg” nem is olyan nagy, sőt egészen mindennapos jelenség: „a szuperhalmazokba rendeződés általános jelenség, és nagy lyukak kísérik, melyekben jellemzően nincsenek galaxisok”. A Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központ egy átfogóbb és részletesebb galaxisfelmérése azzal hozta lázba a csillagászvilágot, hogy felfedezte a Nagy Fal szuperhalmazt, amelyben szálas szerkezetbe tömörülnek a tejútrendszerek. Azonban később, ahogy egyre nagyobb vöröseltolódású galaxisokat is észlelni tudtak, a Nagy Falról is kiderült, hogy egészen átlagos jelenség. Minden irányban ugyanolyan alakzatokat találtak: a világűr minél nagyobb szeletét vizsgálják, annál hosszabb szálakat, úgynevezett filamenteket találnak, és minél hosszabbak a filamentek, annál nagyobbak a környező lyukak.

Az efféle struktúrák puszta léptéke is kihívást jelentett a sötét anyagról gondolkodók számára. Szimulációik és számításaik azt mutatták, hogy a galaxisok és galaxishalmazok a távoli múltban kialakulhattak ugyan a megfelelő arányokban, viszont ez esetben a szuperhalmazoknak nem lett volna elég idejük összeállni az újonnan megfigyelt alakzatokká. Más modellekkel viszont azt tudták levezetni, hogy hogyan alakulhattak ki a szuperhalmazok a nem túl távoli múltban, viszont ez esetben a galaxisoknak és galaxishalmazoknak korábban, és nagyobb számban kellett volna összeállniuk, mint azt a megfigyelések mutatták. Turner és Kolb szempontjából az egyetlen biztató jelnek az tűnt, hogy - legalábbis az ekkoriban megjelent egyik tanulmány szerint - a galaxisok eloszlása „habszerű”.

Vajon a „külső tér” galaktikus habja megfeleltethető-e a „belső tér” kvantumos ugrabugrálásának? 1965 óta, amikor felfedezték a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást, a „nagy bumm” elmélet sorsa azon állt vagy bukott, hogy találnak-e anomáliákat a sugárzás egyelőre hullámtalannak tetsző tengerén - apró ingadozásokat, amelyek nélkül nem alakulhatott volna ki az élet.

Vajon sík volt az univerzum? 1979, az inflációs elmélet feltalálása óta az apró ingadozások kvantumos értelmezésének sorsa azon állt vagy bukott, hogy találnak-e bizonyítékot a világegyetem sík voltára.

A ’90-es évek elején Turner és Kolb az összes többi kozmológussal együtt több év várakozás után megkapta a választ a fenti két kérdésre - meg nem is. A kozmikus háttérsugárzást felderítő műholdat (Cosmic Background Explorer, COBE) 1989-ben azzal a céllal lőtték fel, hogy addig soha nem látott pontossággal végezze el ezt a két mérést - a műszerek tervezett érzékenysége olyan nagy volt, hogy sok tudós (köztük Turner is) nem hitte, hogy a kísérlet sikerrel járhat.

1990-ben John Mather bejelentette, hogy a COBE megmérte a mikrohullámú háttérsugárzás spektrumát, és azt Penzias és Wilson több mint két évtizeddel korábbi méréseivel megegyezőnek találta: 2,735 (plusz-mínusz 0,06) kelvinre pontosította az 1965-ös mérési eredményt. 1992-ben Smoot jelentette be,* hogy a COBE által az addig egyöntetűnek tapasztalt háttérsugárzásban felfedezett egyenetlenségek aránya az inflációs elmélet jóslatát támasztja alá. Azaz a világegyetem sík. (Smoot ekkorra már rájött, hogy az inflációs elmélet magyarázatot adhat arra, miért nem sikerült meghatározni az univerzum forgását az 1977-es U-2 felderítőgépes kísérletben: ha a világegyetem egésze forog is, saját kis felfúvódott buborékunkon belülről ezt aligha állapíthatjuk meg.)

Vagy talán mégsem. Többek között Ruth Daly eredményei mondtak ennek ellent, aki a Princetonon rádiógalaxisokat - a középpontjukból ellentétes irányokba plazmanyúlványokat kilövellő, ezért leginkább kézi súlyzókhoz hasonlító csillagvárosokat - tanulmányozott, azokat standard mérőrudakként alkalmazva. Pontosan úgy, ahogy sok csillagász annak reményében tanulmányozta a standard gyertyaként használt szupernóvákat, hogy azokat fényesebbnek (tehát közelibbnek) találja, mint amilyen fényesnek az adott kozmológiai távolságban lenniük „kellene”, más csillagászokkal együtt Daly azt remélte, hogy a tanulmányozott rádiógalaxisok csóváit hosszabbnak találja, mint amilyen hosszúnak lenniük „kellene”, ezzel megint csak azt bizonyítva, hogy az adott galaxisok a vártnál közelebb vannak. Első észlelései 0,1 értékű ómegára utaltak, azaz arra, hogy csak tizedannyi anyag létezik a világegyetemben, mint amennyi ahhoz kellene, hogy az saját tömegvonzása miatt előbb-utóbb önmagába roskadjon. A szintén princetoni Neta Bahcall galaxishalmazokat tanulmányozott, anyagsűrűségükből és eloszlásukból kiindulva szerette volna az egész világegyetemet „mérlegre tenni”. Az ő előzetes észlelései 0,2 értékű ómegára utaltak, azaz ezek szerint csak ötödannyi anyag van az univerzumban, mint amennyi ahhoz kellene, hogy az előbb-utóbb önmagába záruljon. A világegyetem tehát Daly és Bahcall szerint nyílt szerkezetű.

A világegyetem sík. A világegyetem nyílt.

Erről a holtpontról a kozmológiának még a ’90-es évek derekán sem sikerült elmozdulnia: állandó bizonytalanságban lebegett, további észlelésekre várva, amelyek eldöntenék sorsát - egy kozmikus léptékű pinteri szünet.

Ez a dilemma David Schrammot akkor kezdte a pusztán szakmai szempontokon túl is izgatni, amikor 1997 végén meghívást kapott egy, a Smithsonian Intézet Nemzeti Természettudományi Múzeumában, Washingtonban rendezendő programra. A meghívó 1998 áprilisára szólt, amikor egy „nagy vita” keretében Schramm és Jim Peebles a világegyetem sík voltáról kellett disputáljon. Az ilyen rendezvényeken nem feltétlenül kell, hogy a vitapartnerek személyes meggyőződése valóban ellentétes legyen; ezek a nyilvános viták inkább retorikai jellegűek. Schrammot azonban fűtötte a versenyszellem, és nem csupán hathatós érveket akart felsorakoztatni. Azt akarta, hogy tényleg neki legyen igaza. Tudni akarta, mekkora az ómega.

Saul Perimutter fejébe akart látni.

Perimutter csapata ekkor már évek óta ígérte, hogy a standard gyertyaként használt Ia típusú szupernóvák segítségével pontosan meg fogják mérni az ómegát. Már több, meglévő eredményeket sejtető tanulmányt is publikáltak, és az a pletyka járta, hogy tucatjával gyűjtik a szupernóvákat, sőt hogy a Hubble-űrtávcsőre is felengedték őket, és hogy csak hetek, hónapok kérdése, és elhangzik az univerzum sorsát illető végső ítéletük.

„Hogy áll Saul?” - érdeklődött Schramm, ahogy elviharzott Turner irodája előtt. Pár nappal később megint megkérdezte: „Hogy áll Saul?”

Turner azt felelte, nemsokára, a januári AAS-ülésen minden kiderül. Saul bemutatóval készül. A másik szupernóvacsapat is bemutatóra készül. Jobb, ha Schramm is hazamegy az ünnepekre, és vár, mint mindenki más.

December 19-én késő este Michael Turnert telefonon kereste Judith, Schramm felesége. Aspeni otthonukba várta haza a férjét; a Swearingen SW-3-as kisgépnek már órákkal korábban meg kellett volna érkeznie. Most mondták be a rádióban, hogy lezuhant egy kisgép.

Turner motyogott valamit Judith megnyugtatására, és kölcsönösen megígérték egymásnak, hogy akármilyen új információval jelentkezni fognak. Az asszony később újra hívta, de Turner képtelen volt elhinni, hogy David Schramm nem élte túl a szerencsétlenséget; úgy képzelte, valahogy kiszabadíthatta izmos tagjait a roncsok közül, és egyedül kóborolt a hófödte, fagyos tájon az éjszakában.

Jó reggelt, Lambda!

1998. január 8-án a Washington Hilton hotel konferenciatermében, az Amerikai Csillagászati Társaság gyűlésén négy csillagász várta, hogy kinyilatkoztassa a tudomány végső ítéletét. Ruth Daly a rádiógalaxis-adataival, Neta Bahcall a galaxishalmaz-kutatási eredményeivel, és egy-egy küldött a két távoliszupernóva-kutató csapatból - Peter Garnavich a Nagy-z csoportból, és Saul Perimutter az SCP-től. A különböző intézmények sajtónyilatkozatai megtették hatásukat: több tucat újságíró volt jelen, köztük a The New York Times és a The Washington Post munkatársai, a teremben körben mindenütt kameraállványok álltak, és fotósok lámpái forrósították fel maguk körül a levegőt. A négy csillagász négy, egymástól független kutatást képviselt, álláspontjuk azonban egybehangzott: a világegyetem az örökkévalóságig tágulni fog.

Egyikük hangja mintha ennek ellenére kitűnt volna a többi közül. Perl mutter egyenesen egy hawaii megfigyelésről érkezett a fővárosba. A Honoluluból San Franciscóba tartó gépen életében először használt fedélzeti telefont, amelyen keresztül berkeleyi kollégáinak bediktálta a legfrissebb adatokat, amelyeket az utóbbi napokban a Mauna Kea hegy tetején lévő Keck-távcsővel gyűjtött. Berkeleyben épp csak annyi időre szakította meg az utazását, hogy összefoglaló poszter formájában ki is nyomtassa ezeket az eredményeket. Az SCP eddig hét szupernóva adatait hozta nyilvánosságra, egy héttel korábban, egy Nature-ben megjelent cikkben. A csapatnak azonban negyvennél is több további szupernóva volt a tarsolyában - a tudományos közösség számára a mennyiség már önmagában is jelzésértékű volt: egyértelmű, hogy a módszer működik, és hogy az SCP-seknek a kisujjukban van.

Perimutter ráadásul ezekben az eredményekben beteljesülni látta dédelgetett álmát, hogy egyszer a fizika fogja megoldani a nagy rejtélyeket. „Először fordul elő, hogy konkrét adat van a kezünkben - jelentette be az AAS-gyűlésen. - Már nemcsak filozófusoktól, hanem kísérleti tudósoktól is érdeklődhetünk a világegyetem geometriája felől.”

Perimutter a találkozó után még egy óra hosszat a teremben maradt, a riportereknek tartott rögtönzött fejtágítást. Azok körbesereglették, Perimutter pedig csak mondta és mondta. Amikor a sajtosok később visszanézték a felvételeket, azt hitték, véletlenül megnyomták a gyorslejátszás gombot, pedig csak Saul Perimutter hadart teljes beleéléssel, ahogy megpróbálta meggyőzni az újságírókat, hogy nem pusztán a világegyetem sorsa képvisel hírértéket, hanem maga a tény, hogy az univerzum sorsa kísérleti úton, tudományosan megismerhető.

Másnap Michael Turner a konferenciához tartozó kiállítóterembe beszélt meg találkát Perimutterrel. Az SCP is megjelent az AAS-gyűlés aznapi plakátkiállításán - ami alatt hosszú sorokban felállított parafa táblákon több tucat, kutatásokat bemutató posztert kellett érteni, a kiállítási standok szomszédságában, ahol a fegyvergyártó cégek megbízottjai fehér vászonterítős asztalok mellől bizonygatták, hogy az ő cégük távcsöve a legkiválóbb. Perimutter egy olyan eredményt akart megmutatni Turnernek, amelyről a sajtótájékoztatón nem beszélt.

Turnernek szimpatikus volt Perimutter, és a projektje is; neki nem kellett elmagyarázni, miért fontos a szupernóva-kutatás, és miért kellene a távcsőidőről döntő bizottságok, a Nemzeti Tudományos Alap, de még az Energiaügyi Minisztérium támogatását is élveznie. Turner végignézte az SCP összesen nyolc tábláját. Az első néhány a szupernóva-kutatás metodológiáját mutatta be közérthetően. Az egyik a kutatás folyamatát ismertette: minden a Cerro Tololo 4 méteres távcsövével végzett észlelésekkel kezdődik, aztán ugyanitt három héttel később elvégzik a további megfigyeléseket, aztán következik a színképelemzés a Keck obszervatóriumban, végül a fotometriai elemzés a Kitt Peak és az Isaac Newton obszervatóriumokban, illetve a legnagyobb vöröseltolódású szupernóvák esetén a Hubble-űrtávcsővel. A második táblán huszonegy, az SCP által megfigyelt szupernóva fénygörbéje volt látható, a harmadikon néhány színképet, a negyediken vöröseltolódásokat mutattak be. Az ötödik plakát a fotometriai számítások hátterét magyarázta el, bemutatta, az SCP-csapat hogyan igazította ki és torzította el a fénygörbéket, hogy az la típusú szupernóvákat kalibrált gyertyákká alakíthassák, és az így kapott adatokat felvihessék a vöröseltolódást és magnitúdót ábrázoló Hubble-diagramra. A hatodik állványon a Nature-ben megjelent cikk illusztrációjaként használt Hubble-diagramot állították ki, amely alapján kijelenthették, hogy a világegyetem örökké tágulni fog. Turner számára egyik plakát sem mondott semmi újat.

A hetedik tábla azonban már érdekesebb volt. Két felülnézeti kontúrgrafikont ábrázolt - olyan domborzati térképhez hasonlatos diagramokat, amelyek nem pontokként jelenítik meg az egyes adatokat, hanem szintvonalak formájában szemléltetik az összesített statisztikai valószínűségeket, és amelyek jelen esetben a világegyetem jövőbeli sorsának valamennyi lehetséges változatát leképezték. Ha a szintvonalak a grafikonnak egy bizonyos részén mutatnak csökkenést, akkor soha nem volt nagy bumm. Ha egy másik részen, akkor a világegyetem örökké tágulni fog, ha pedig egy kicsit lejjebb, akkor az univerzum előbb-utóbb összeomlik.

A bal oldali grafikon a hatodik panelen láthatóhoz hasonlóan már megjelent a Nature-ben. A diagram hat szupernóvának, köztük annak az 1997-es szupernóvának az adatait összesítette, amelyeket az SCP-sek a Hubble-űrtávcsővel vizsgáltak meg. Az ábrán egyértelműen látszott, hogy az űrtávcsővel megfigyelt szupernóva felfelé, az örökké táguló világegyetemet valószínűsítő tartományba tolta el a szintvonalakat.

A jobb oldali grafikon azonban teljesen új volt. A több tucat, összesen negyven, addig publikálatlan SCP-s szupernóva adatait összegezte - ahogy várható volt, a rengeteg új adat ábrázolása szorosabbra húzta a kontúrvonalakat, szűkebbre szabta a hibahatárokat. Ha az ember a bal oldali diagramról pillantott a jobb oldalira, az lehetett a benyomása, hogy ugyanazt látja, csak időközben feltette a szemüvegét; a világegyetem elmosódó körvonalai hirtelen fókuszba kerültek.

A grafikon még nem végleges adatokat mutatott, az összhatás mindazonáltal megdöbbentően egyértelmű volt: ha az ember tudta, mit kell néznie, szinte fejbe kólintotta a felismerés. A világegyetem örökké tágulni fog, nem vitás. A bizonyítékok szerint azonban az univerzum puszta létéhez sem volt elegendő anyag, se sötét, se másmilyen. Feltétlenül szükség volt valamilyen további összetevőre.

Turner felegyenesedett. „Ez nagyon tetszett volna Dave-nek” -mondta. Turner azért jött az AAS-találkozóra, hogy levezényelje a David Schramm tiszteletére rendezett megemlékezést. Részt vett már egy hasonlón Aspenben, és őt kérték fel az egy hónappal később a Chicago Egyetem Rockefeller kápolnájában tartandó következő szertartás vezetésére is. Schrammot pontosan ezek a szupernóvák nem hagyták nyugodni, viszont ha Perlmutterék eredményei helytállók, az még tragikusabbá teszi David Schramm váratlan halálát. Schramm évtizedeken át próbálta új alapokra helyezni az univerzumról kialakult képet, hogy aztán az ígéret földjétől mindössze karnyújtásnyira haljon meg - Hubble is hasonló sorsra jutott a Palomar-hegyi csillagvizsgálónál, de Schramm esete talán még az övénél is szívszorítóbb. Amióta fél évszázaddal korábban a Palomar-hegyen megépült, a 200 hüvelykes teleszkóp nem váltotta be Hubble reményeit: nem mutatta meg azt a két számot, amelyet pártfogoltja, Alan Sandage egészen nyugdíjba menéséig hajszolt.

Ezzel szemben, ha az SCP eredményeinek helyessége beigazolódik, a tudomány valóban a Schramm által megjósolt új kozmológia korszakába lép.

1917-ben Einstein az általános relativitáselmélet következményeit végiggondolva arra jutott, hogy a világegyetem instabil. Ugyanúgy, ahogy Newton elméletében Isten akadályozta meg, hogy a világegyetem összeomoljon, egyenleteibe Einstein is beleírt egy új szimbólumot - minden különösebb ok nélkül a görög ábécé tizenegyedik betűjét, a lambdát (A) választotta. Akármi volt is ez a lambda, a gravitáció ellenében hatott, mivel Einstein felfogásában a világegyetem stabilizálása érdekében valaminek muszáj volt ellensúlyozni az összehúzódást. A lambda miatt nem omlott össze az önmagával gravitációs kölcsönhatásban lévő anyagból álló univerzum. Miután Hubble bizonyítékot talált arra, hogy az univerzum tágul, a lambdára többé nem volt szükség, Einstein elvetette. Istennel ellentétben a lambdát azonban nem lehetett teljes egészében figyelmen kívül hagyni, hiszen mégiscsak az egyenlet része volt.

Legfeljebb annyit lehetett tenni, hogy lambda értékét nullának tekintik. Több egymást követő elméleti fizikus és észlelőcsillagász pontosan így is tett. Előfordult, hogy hallgatólagosan elfogadták a feltételezést, és egyszerűen kihagyták az egyenletekből, de sokszor feketén-fehéren leírták: „feltéve, hogy Λ = 0”. A legtöbb elméleti fizikus és megfigyelőcsillagász számára lambda volt is, meg nem is. Egy párhuzamos világban létezett, mint a padláson kísértő szellem.

Mindazonáltal, csak mert nem volt rá szükség, hivatkozni még lehetett rá, és egy-egy elméletalkotó elő is vette olykor. 1948-ban, amikor Hermann Bondi és Thomas Gold, és tőlük függetlenül Fred Hoyle is egy olyan univerzum modelljét igyekezett megalkotni, amely annak ellenére, hogy nem egy végtelen sűrűségű kezdeti szingulárisból keletkezett, mégis folyamatosan tágul, erre a Bondi és Gold által csak „elméleti és sokat vitatott kozmológiai fogalom”-nak nevezett paraméterre apelláltak. Einsteinhez hasonlóan ők sem tudták, mi is volna ez a lambda, de az értékét nem nullának vették, hiszen valaminek muszáj volt hajtania a tágulást. Miután azonban a „nagy bumm” elmélet a mikrohullámú háttérsugárzás felfedésével igazolást nyert, nem volt többé szükség erre az egyesek által „kozmológiai állandó"-nak keresztelt valamire. Ha a lambda nem is múlt ki az „állandó állapot”-tal együtt, mindenesetre messzire illant, akár a halott testéből eltávozó lélek.

Lambda ezt követően a kvazárokban, ezekben a zavarba ejtően távoli, roppant mennyiségű energiát sugárzó, rejtélyes objektumokban telepedett meg. 1967-ben a Cornell Egyetem három elméleti fizikusának az Astrophysical Journalban. Csillagszerű rádióforrások helyzete a nem nulla kozmológiai állandóval rendelkező lehetséges világegyetemekben címmel jelent meg cikke, amelyben a kvazárok viselkedésének néhány lehetséges ellentmondását kísérelték meg feloldani. Ahogy azonban jobban megértettük a kvazárok kialakulásának folyamatát, a lambdára megint kevésbé lett szükség. 1975-ben viszont két elismert csillagász úgy érvelt a Nature-be írt cikkükben, hogy az elliptikus galaxisok standard gyertyákként való felhasználására irányuló kutatások szerint „a legelfogadhatóbb kozmológiai modellekben a kozmológiai állandó értéke pozitív”. Egy évvel később aztán egy másik cikkben kifejtették, hogy az elliptikus csillagvárosok miért nem lehetnek standard gyertyák, ezzel kimondatlanul is aláásva korábbi érvelésük hitelét.

Einsteint is beleértve tehát már negyedszer merészkedtek fel a kozmológusok a padlásra, de mind a négy alkalommal ugyanazzal a hírrel tértek vissza: csak a szél süvít odafent.

Ekkor azonban jött az inflációs elmélet. Megoldást hozott a laposság-és a horizontproblémára. Megmagyarázta az univerzum addig valószínűtlennek tartott nagy léptékű homogenitását és izotrópiáját. Sőt, bár az 1982-es cambridge-beli Nagyon korai világegyetem alcímű Nuffield Workshop résztvevői nem tudtak megegyezni egy mindenki számára elfogadható inflációs modellben, abban megegyeztek, hogy létezhet ilyen modell, és a találkozót követő hetekben és hónapokban konszenzusra jutottak egy konkrét modellel kapcsolatban, így a felfúvódásnak már szilárd matematikai alapja is lett. Túlélésének vagy a feledés homályába merülésének szempontjából azonban még fontosabb volt, hogy az infláció jóslattal is szolgált: az univerzum sík, állította. A világegyetemben jelen lévő anyag éppen annyi, amennyi megakadályozza az összeroppanását, jelentette ki az elmélet. Ómega értéke tehát 1.

Komoly fejtörést okozott azonban az inflációt elfogadó elméleti fizikusok számára, hogy a megfigyelések következetesen azt találták, hogy az univerzum ennek a kritikus anyagsűrűségnek csak a húsz százalékával rendelkezik - azaz, hogy ómega értéke 0,2.

A Nuffield legutolsó előadásán Frank Wilczek elméleti fizikus összefoglalta a konferencia eseményeit; zárszavának a Bevásárlólista kérdésekből címet adta. A lista egyik kérdése az volt, ómega értéke 1-e. „Ha nem így van - mondta -, el kell vetnünk az inflációt.”

Igen egyszerűen be lehetett látni, hogy ha ómega értéke 1, de a megfigyelések azt bizonyítják, hogy ómega értéke 0,2, a megfigyelők nem tudnak számot adni az univerzum 0,8 részéről, azaz 80 százalékáról.

Ez az eltérés nem volt annyira aggasztó, mint talán első ránézésre tűnik. Rögtön két lehetséges magyarázat is kínálkozott. Az anyag fennmaradó része esetleg a csillagászok által eddig észlelhetetlen formában van jelen. A diszciplína csak nem olyan régen ismerte el, hogy nagyon meggyőzőek a sötét anyag létére utaló bizonyítékok, és az elméleti kozmológusok még javában azon gondolkodtak, milyen következményekkel lenne a sötét anyag jelenléte a világegyetem struktúrájára és fejlődésére. Másrészt a megfigyelések egészen egyszerű tévedések is lehettek; fejlettebb műszerekkel végzett pontosabb mérések esetleg megnövelhetik ómega értékét, és kiküszöbölhetik az eltérést.

Volt azonban harmadik megoldás is, amely, ha a másik kettőhöz hasonlóan rögtön feltűnt is, csak a messzi távolból, ha nem egy egészen más dimenzióból integetett a tudósok felé. Mindenesetre könnyű volt figyelmen kívül hagyni, és úgy tűnt, ajánlatos is levegőnek nézni. Wilczek ezzel az utolsó „bevásárlólistás” kérdéssel zárta le a nuffieldi találkozót:

Na és a kozmológiai állandó?

„Amiről nem lehet beszélni, arról hallgatni kell.”

Wittgeinstein

„Maradjunk csendben!” - mondta volna Schramm? „Inkább hangoskodjunk!” - mondta Michael Turner. Amikor hazatért a Nuffieldről, megevett egy szelet Őspizzát, és Gary Steigman és Lawrence M. Krauss elméleti fizikusok segítségével fogta magát, és egy publikációban végigvette, hányféleképpen lehet ómega egyenlő 1-gyel. A dolgozat címe Sík világegyetem: az elméleti jóslatok és az észlelési eredmények összeegyeztetése volt. „Elméleti jóslatok” alatt a megjósolt sík világegyetemet értették, a cikkben pedig két lehetséges módszert vázoltak fel az előfeltevés és a konkrét adatok összhangba hozására. Az egyik lényege valamilyen részecske feltételezése volt, amely még az ősrobbanáskor lezajlott nukleoszintézis során keletkezhetett - egy olyan folyamatban, amelynek kutatását még Schramm indította el. A másik lehetőség a „kozmológiai állandó őskövülete”.

„A kozmológiai állandó - szokta mondogatni Turner - a végső menedék a sarlatán kozmológusok számára, Einstennel az élen!”

Turner maga „a szíve mélyén” úgy érezte, a kozmológiai állandónak nullának kell lennie. Viszont azt is tudta, hogy az állandónak „jog szerint ott a helye”. És ahogy Rocky Kolb kollégájával annyiszor hangsúlyozták, az ő nemzedékük nem akart Einstein és más huszadik századi kozmológusok hibájába esni, ezért még a legvalószínűtlenebb elképzeléseiket is végig akarták gondolni.

Bármennyire furcsának tűnt is, a saját magát szakmai szempontból bevallottan konzervatívnak mondó Jim Peebles még Turnernél is komolyabban vette az elképzelést - bár az is igaz, hogy Peebles arra is büszke volt, hogy a többi elméleti fizikusnál jobban megbízott az észlelési eredményekben.

„A legjobb megoldás az - vonta meg a vállát -, ami igaz is.”

Peebles számára az igazság egy 1983-ban Marc Davis berkeleyi csillagásszal közösen írt dolgozatból derült ki, amelyben legnaprakészebb és legkiterjedtebb felméréseket felhasználva mérték meg a galaxisok sebességét, számították ki a tömegüket, és becsülték meg a világegyetem anyagsűrűségét. Peebles az eredményeiket nézve azt gondolta, „a nagy anyagsűrűségnek befellegzett”. A dolgozat végkövetkeztetése: ómega értéke 0,2.

Peebles a rákövetkező évben Inflációsan korlátozott kozmológiai modellek vizsgálata címmel publikált, elméletileg is értelmezve a fenti adatokat. Ómega talán csakugyan 0,2, lambda pedig 0 - írta -, de ebben az esetben „búcsút kell mondanunk az inflációs elméletnek és az univerzum megfigyelt nagy léptékű homogenitására adott vonzó magyarázatának”. Peebles húzódozott a kozmológiai állandó bevezetésétől. Gyakran elmondta, hogy szerinte „ronda, és csak utólagos hozzátoldás”. Ha ő építene világegyetemet, gondolta, biztosan nem rakna bele kozmológiai állandót, „és semmi más extrát sem”. Mégis, talán azért, mert az infláció megoldotta a laposságproblémát, amelyet Dickével közösen terjesztettek elő, esetleg azért, mert alkatilag fenntartással kezelte egy nem összetett világegyetem lehetőségét, Peebles ellenkezés nélkül belement egy pozitív lambda lehetőségébe. „Figyelembe véve az észleléseket - mondta -, azt hiszem, a világegyetem talán mégis tartalmaz extrákat - egy kozmológiai állandót.”

Dolgozatát komoly ellenállás fogadta, ami Peeblesnek valahol még jól is esett. Azt tapasztalta, hogy amikor egy konferencián előadott a kérdésről, egyesek habzó szájjal szapulták érte, de aztán úgy tűnt, el is felejtették az egészet, mert pár hónappal később pontosan ugyanazon előadás végeztével pontosan ugyanazok az emberek szapulták, továbbra is habzó szájjal. Peebles rájött, hogy még csak új előadást sem kell írnia; akár ugyanazt a szöveget is előadhatja újra és újra. Ez így ment egy évtizeden át.

Az elméleti fizikusok mindig kirukkolnak valamivel. Ez a feladatuk. Nem muszáj el is hinniük, amit mondanak. Nem kell, hogy igazuk legyen - pusztán belső ellentmondásoktól mentes elméleteket várnak tőlük, amelyeket megfigyelésekkel igazolni vagy cáfolni lehet. Az észlelőcsillagászok a maguk részéről udvariasan leplezett bosszúsággal tekintenek az elméletalkotókra, mint a gazdik a kutyáikra, amikor azok mindenféle ajándékokat hordanak a lábuk elé: botokat, sípoló gumikacsákat, döglött kismadarakat. A teoretikusok ilyen kedves figyelmességeivel sokszor senki sem törődik, de néhanapján a megfigyelők csontot dobnak nekik. Hozd vissza!

1992-ben a megfigyelőcsillagászok a mikrohullámú háttérsugárzás huszonöt évvel korábbi felfedezése óta nem látott méretű csontot dobtak az elméleti embereknek: a kozmikus háttérsugárzást felderítő műhold (COBE) eredményeit - amelyek szerint a világegyetem sík. A rákövetkező évben Turner és Kolb új előszót írt a The Early Universe (A korai világegyetem) újabb kiadása elé, amelyben áttekintették a COBE adatait, és kijelentették, hogy úgy kellettek ezek az eredmények a sík világegyetem elméletének, „mint egy falat kenyér”.

Ahogy egyre több, a kis anyagsűrűséget alátámasztó észlelési eredmény került napvilágra - különösen, ha olyan rendkívül átfogó galaxisfelmérések eredményeiről volt szó, amelyek egy évtizeddel korábban Jim Peeblest is meggyőzték -, az elméleti fizikusok egyre kevésbé zárkóztak el a felvetéstől, az észlelőcsillagászok pedig egyre kevesebb ellenérzéssel voltak hajlandóak belegondolni, hogy a kozmológiai állandó esetleg mégis létezik. Miért tűnik elkerülhetetlennek a kozmológiai állandó bevezetése volt a címe az egyik jelentékeny dolgozatnak; Egy nullától eltérő kozmológiai állandóval rendelkező alacsony anyagsűrűségű világegyetem megfigyelési alapjai állt egy másik címoldalán. Sőt Turner is újra jelentkezett, megint Lawrence Krauss-szal közösen, cikkük címe: A kozmológiai állandó visszatér. A kozmológiai állandó továbbra sem volt egyéb, mint végső menedék, de annak remekül megfelelt.

Vera Rubin egy viccel jellemezte a helyzetet.

Volt egyszer egy bölcs rabbi, akit egy házastársi összezördülés megoldására kértek fel. A férj a feleségre panaszkodott. „Igazad van” - mondta neki a rabbi. A feleség a férjre panaszkodott. „Igazad van” - mondta neki a rabbi. Ekkor a rabbi felesége előbújt a függöny mögül, ahol eddig hallgatózott. „Hogy mondhattad mind a kettőnek, hogy igaza van?” - fordult a férjéhez. Mire a rabbi: „Neked is igazad van.”

Ezt a viccet Rubin a Kritikai dialógusok a kozmológiában elnevezésű konferencián mesélte el Princetonban, az egyetem fennállásának 250. évfordulójára rendezett programsorozat keretében, 1996 nyarán. A konferenciára a világ legjobb kozmológusait hívták össze, és a szakterület legnagyobb megoldatlan kérdéseivel kívántak foglalkozni. Ómega értékének problémáját okvetlen érinteni kellett tehát, és a rendezők úgy döntöttek, vita formájában dolgozzák fel a kérdést. Az egyik sarokban Avishai Dekel állt, aki nem sokkal korábban olyan mérési eredményeket kapott a galaxismozgások megfigyelésekor, amelyek 1 értékű ómegára utaltak. A másik sarokban Turner állt, aki azzal érvelt, hogy az univerzumban nincs elegendő anyag ahhoz, hogy ómega értékét 1-re tornássza fel. Turner azonban nem érte be ennyivel, és arról próbálta meggyőzni a hallgatóságot, hogy ómega értéke csakugyan 1, hiszen a kozmológiai állandó majd kiegyenlíti a hiányzó anyagmennyiség okozta eltérést.

A vitát maga Bob Kirshner vezette, aki a megbeszélés egy pontján Saul Perimutterhez fordult, aki az SCP első hét szupernóvájának előzetes eredményeivel érkezett Princetonba. Kirshner kíváncsi volt a véleményére.

Csakúgy, mint az ómegával foglalkozó többi kozmológus, az SCP tagjai is minden publikációjukban érintették a lambda értékét: „(amennyiben Λ = 0)”; „(amennyiben Λ = 0)”; „ha feltételezzük, hogy lambda értéke nulla”. 1995-ben, egy évvel korábban Perimutter és Ariel Goobar kiemelték a kozmológiai állandót a pusztán formai szellemiét purgatóriumából: az Astrophysical Journalben egy teljes cikket szántak a létének, jobban mondva a nemlétének, mivel a cikk írásakor úgy gondolták, az anyag mennyisége megfelelő. Álláspontjuk az volt, hogy a csillagászok a szupernóvák segítségével egyszer s mindenkorra bebizonyíthatják, hogy lambda értéke nulla.

Perimutter azért jött Princetonba, hogy erről beszélhessen, és elmondhassa, hogy igen, az SCP első hét szupernóvájának adatai olyan világegyetemre utalnak, amelyben ómega értéke 1, lambdáé pedig 0.

„Ez az eredmény lehet a lambda hóhérja” - nyilatkozta egy újságírónak Jim Peebles.

Lambdahóhér. Perl mutternek tetszett a kifejezés. Tegyük csak el láb alól a lambdát, ne rontsa itt tovább a levegőt.

Akárcsak mentora, David Schramm, Michael Turner sem szeretett vesztesen kikerülni egy vitából, és szintén Schrammhoz hasonlóan attól sem riadt vissza, hogy a fermilabbeli és a chicagói kozmológusok szavával élve „full-kontakt tudományos érvelés”-hez folyamodjon. A princetoni konferencia egyik szünetében, amikor a jelen lévő csillagászok és kozmológusok épp egy emeleti előadóterem felé mentek fel a lépcsőn, Turner üzent Perimutternek. Miközben látszólag egy, a tömegben mellette lépkedő csillagásszal társalgott, emelt hangon egyszercsak azt mondta: „Szerintem Saul sem ilyen ostoba.”

Perimutter nem reagált. „Mondom - ismételte meg Turner még hangosabban -, nem hiszem, hogy Saul ilyen ostoba lenne!”

A saját előadásán Turner kissé diplomatikusabban, de nem kevésbé irritáló módon fogalmazott. „Már alig várom a két távoliszupernóva-kutató csapat eredményeit - mondta. - Azt hiszem, nagyon fontos áttörést hozhatnak a kérdésben. Minden további találgatás csak az ő későbbi bejelentésük jelentőségéből venne el.”

Az SCP-csapat az év augusztusában nyújtotta be az első hét szupernóváról kapott adatokat az Astrophysical Journalnek. Amennyiben lambdát illetően a szokásos feltevéssel élnek - és a „Λ = 0” kozmológiát folytatják ómega értéke 0,88 lesz, ami a hibahatárok figyelembevételével minden további nélkül felfogható 1-nek. Ha azzal a kevésbé valószínű feltevéssel élnek, hogy a világegyetem sík, és esetleg lambda is szerepel benne, akkor ómega értéke 0,94 lenne, ami 1-hez még közelebb van, lambda pedig 0,06, ami elhanyagolható, és a hibahatár miatt gyakorlatilag úgyis 0.

A világegyetem sík lett. Az anyag önmagában is elegendő volt ahhoz, hogy ómega 1 legyen. Lambdára nem volt szükség. Legalábbis a cikk szerint ez az értelmezés „volt összhangban” az SCP eredményeivel.

Az SCP pechjére azonban ez az értelmezés nem volt összhangban saját későbbi eredményeikkel.

Az Astrophysical Journal 1997 februárjában fogadta el a publikációt, amely a július 10-i számban meg is jelent. Ebben az SCP-csapat már a Hubble-űrtávcsővel (HST) megvizsgált két másik szupernóva adatait elemezte. Mivel az űrtávcsövön végzett fotometriai vizsgálatok nagyságrendekkel jobbak földfelszíni megfelelőiknél, az SCP kiemelten kezelte az innen származó adatokat.

Peter Nugentet Perimutter egy évvel korábban vette fel posztdoktori kutatónak, részben azért, hogy csillagászokkal is bővüljön az SCP-csapat köre. Nugent az Ia típusú szupernóvákról írta a szakdolgozatát, Perimutter érthető módon a fotometriai elemzést bízta hát rá. Nugent habitusa elég erélyes volt. A Chicago Egyetemen sem rítt volna ki a többiek közül; magatartása és hozzáállása David Schrammot vagy Rocky Kolbot idézte: magabiztos, bevállalós ember volt, akit nehéz zavarba hozni. Június 30-án befejezte a két HST-s szupernóva fotometriai elemzését, és megállapította a magnitúdójukat, azaz elhelyezte őket az égitestek fényességének mérésére használt skálán. A színképelemzés során már korábban kiszámolták mindkét szupernóva vöröseltolódását. Nugent grafikonon ábrázolta az értékpárokat; a magnitúdót az egyik, a vöröseltolódást a másik tengelyen vette fel.

Az ilyen grafikonok egyes pontjai hagyományosan nagyjából egy 45 fokos egyenes vonalra esnek - a közeli galaxisok vöröseltolódása és a fényessége közti lineáris összefüggésnek megfelelően, amelyet Hubble 1929-ben fedezett fel. Ez az egyenes egy teljesen egységesen táguló világegyetemet jelképez, amelyben nincsen gravitációs kölcsönhatás - azaz egy anyagmentes, teljesen üres univerzumot. Ezért előbb-utóbb, roppant térbeli és időbeli távolságban, a grafikon pontjainak le kell térniük az egyenes vonalról, hogy az ábra egy tartalommal rendelkező világegyetem képe lehessen. A dolog eddig egyértelmű, de innen már több opció is lehetséges. Az egyenes vonaltól való eltérés rendkívül csekély lesz, de mértéke egyértelműen utal majd arra, mennyivel fényesebbek az adott égitestek, mint amilyennek az adott vöröseltolódáson lenniük kellene - és minél fényesebbek lesznek a vonalról letérő szupernóvák, ómega értéke annál magasabb lesz. Ez az érték pedig a világegyetem súlyát, alakját és végső sorsát adja meg: lehet nyílt, zárt vagy sík; nyereg, gömb vagy asztallap alakú; „nagy fagy”, „nagy reccs” vagy „Aranyfürtöcske”.

Nugent tehát elkezdte felvenni a grafikonon a két űrtávcsöves szupernóva értékeit. Arra számított, hogy az értékek arra az egyenes vonaltól lefelé elhajló egy bizonyos görbére esnek, ami egybevág az SCP legutóbbi tanulmányának következtetésével, hogy az univerzum sík, kitölti az anyag, és benne ómega értéke 1. A két szupernóva értékei azonban nem erre a görbére estek. A pontok a Hubble-féle egyenes arányosság nyílegyenes 45 fokos vonalának túloldalára kerültek, azaz az általuk meghatározott görbe felfelé kanyarodott. Nagyjából fél magnitúdó különbség volt a között, hogy az adott vöröseltolódáson mekkorának kellett volna lennie a fényességüknek, és a között, hogy valójában mekkora volt, ami azt jelentette, hogy a két csillag a vártnál 1,6-szer halványabb volt.

„Ennyit a világegyetemről” - írta Nugent a csapatnak küldött e-mailben. Persze nem akart semmilyen messzemenő kozmológiai következtetést levonni az eredményből, hiszen, ahogy írta, „két pont nem a világ”. Egyébként sem az ő feladata volt meghatározni ómega és lambda értékét. A feltételezett és a mért magnitúdó közti különbség mindazonáltal kínosan egyértelmű volt.

„Remélem, részemről nem kell már semmi más, hogy még a héten megjelenhessen a cikk - tette hozzá. - Mindenképpen ki kellene hozni minél előbb, mivel a másik csapat valószínűleg hamar (nagyon hamar) le fog adni valamit [a saját HST-s eredményükkel kapcsolatban]. Az adatok helytállóak - ha szokatlanok is. Azt mondom, tegyük le végre az asztalra!”

Mégsem tették le. A csapat nagyon hamar felismerte, hogy nem csak azt kellett eldönteniük, kiadják-e a cikket, hanem azt is, mit írnak bele.

A két HST-szupernóva tudományos köznyelven szólva „megtámadta” a korábbi, csak anyagból álló, 1-es ómegájú világegyetemképet. A nyáron az SCP-csapat az első, hétszupernóvás mintájából kettőt eltávolított - az egyikről a további elemzés megállapította, hogy nem la típusú, hanem összeroppanó magú szupernóva, a másik pedig egyértelműen nem jellemző kivétel volt. Ezeken kívül kiejtették az 1996-ban a HST-vel megfigyelt szupernóvát, mert a csapat úgy döntött, hogy bár az egyes mérési eredmények feltehetőleg helytállók, mivel nem volt túl sok észlelési eredményük (azaz viszonylag kevés pont adta ki a fénygörbét), a szupernóva elemzését így is, úgy is kirostálnák a kiadványok lektorai. Az 1996-os HST-szupernóva arra azonban mindenképp jó volt, hogy mivel eredményei nagyon hasonlóak voltak az 1997-es, másik HST-vel megfigyeltéhez, az SCP-csapat szemében visszamenőleg igazolta azokat. Szeptemberre megegyezés született az összesen hat szupernóvát számláló új minta és a létrejövő tanulmány végkövetkeztetése tekintetében is - ez a konklúzió azonban ellentmondott a csapat mindössze két hónappal korábban publikált előző cikkének.

Az egyik projekttag megírta Nugentnek, hogy „nagyon rossz fényt vetne ránk, ha minden egyes alkalommal, amikor egyetlen új SN kerül a mintába, csak úgy megváltoztatjuk a határértékeinket. Hogyan bízhat ezután bárki a szavunkban, ha pár hónappal később mindenféle magyarázat nélkül már valami mást fogunk mondani?” Hiszen végül is nem arról volt szó, hogy a két tanulmány két egymástól független mintára támaszkodott volna, és a minta elemszáma sem bővült jelentősen a két ellentmondó következtetés közötti időben. Sőt, a második tanulmány kettővel kevesebb szupernóvát vett figyelembe, mint az első. Mindössze egyetlen új, HST -vel megfigyelt szupernóva került a képbe.

Az volna a tanulmány lényege, vágott vissza Nugent, hogy bemutassák, mivel képes a HST hozzájárulni a távoli szupernóvák kutatásához, „nem az”, hogy megmondják, mennyi „az Isten által kinyilatkoztatott” ómega és lambda értéke a világegyetemben. Nem az számít, hány elemes a minta. „Ilyen hibasávok mellett személy szerint magasról teszek egyetlenegy adatpontra (vagy akármilyen egyjegyű számra, ha már itt tartunk).” Nugent szerint a módszer volt az érdekes, a dolgozatuknak azt kellene dokumentálnia.

Viszont azt még neki is el kellett ismernie, hogy némi szófacsarást muszáj bevetni, ha egy már kiadott eredményt akár implicit módon vitató szöveget akarnak publikálni. Csak 1997 szeptemberére lett kész az SCP a Nature-höz beküldendő cikk tervezetével, de addigra annyi bizonytalankodó jelzővel spékelték meg, hogy még egy Kirshner se találhasson fogást a szövegen.

„Csak úgy hemzseg a tanulmányban a sok »kezdeti«, »előzetes« és »feltéve, ha«” - biztosította Nugent egyik kollégáját egy szeptember 27-i e-mailben. Az ómegát és lambdát tárgyaló részben pedig egy mondatban rögtön kétféleképpen is megpróbálták elvenni a kijelentés élét: „az új mérések azt sugallják, hogy lehetséges, hogy világegyetemünk anyagsűrűsége kicsi”.

Az SCP 1997 októberének első hetében nyújtotta be a Hubble -űrtávcsővel vizsgált szupernóváról írt cikkét a Nature-nek. Nugent aggodalmaskodó június végi jóslatának megfelelően a Nagy-z csapat sem késlekedett a saját űrtávcsöves szupernóvájukat feldolgozó tanulmánnyal; Garnavich volt az első helyen kiemelt szerző, a szöveg pedig október 13-án vált hozzáférhetővé az interneten. A Nagy-z cikke szintén arról számolt be, hogy a mintájuk „arra enged következtetni, hogy az anyag mennyisége önmagában nem elégséges egy sík világegyetem létrehozásához”. A két konkurens csoport egyértelműen megegyezni látszott a kérdésben, amely mindkét szupernóva-kutatási programot életre hívta: a világegyetem sorsának kérdésében.

Kozmológiai állandó nélkül ómega értéke kicsi, a világegyetem pedig nyílt, azaz örökkön-örökké táguló kell hogy legyen. Ómega értéke kozmológiai állandóval kiegészítve sem lehet nagy, de a világegyetem így már sík - tágulása előbb-utóbb gyakorlatilag megáll, viszont össze sem roppan. Az univerzum tágulása egyik forgatókönyv alapján sem áll le soha. Az Amerikai Csillagászati Társaság (AAS) még azon az őszön mindkét kutatócsoportot felkérte, tartsanak sajtótájékoztatót az 1998 januárjában tartandó gyűlésükön. Az AAS sajtosai általában négy-öt sajtófogadást is szerveztek a Társaság félévente megrendezett egy-egy ilyen ötnapos konferenciájára, és a világegyetem jövőbeli sorsáról tartott kerekasztal-beszélgetés nagy érdeklődésre számot tartó eseménynek ígérkezett. A két kutatócsoport pedig szíves örömest állt az AAS rendelkezésére.

Egy kényesebb, és igazán csak vájtfülűek számára érdekes kérdésre azonban még mindig nem volt válasz: van kozmológiai állandó, vagy nincs?

Gerson Goldhaber szerint van. Szeptember 24-én megmutatta a csapatnak az összes szupernóvát összegző hisztogramokat: egy lambda nélküli univerzumra vonatkozót, és egy másikat, amely azt feltételezte, hogy az univerzum sík, és benne ómega és lambda összege 1. Persze, egy olyan kényes mérési eredmény esetében, amilyet a csapat ekkor hajszolt, a szupernóvákat tág kategóriákba csoportosító ábrázolási módszer közel sem lehetett annyira meggyőző, mintha minden egyes adatot külön-külön felvettek volna egy görbén, de így is világosan kirajzolódott egy általános tendencia. Minél több szupernóvát elemeztek, ómega értéke annál kisebbnek látszott. A csapat egy két héttel későbbi megbeszélésének jegyzőkönyve jól érzékelteti a trendet: „Talán az a legnyugtalanítóbb, hogy az első 7 [az az adag szupernóva, amelyre az SCP előző cikke épült] a saját mintáján belül ellentmondásmentes eredményt adott, viszont a többi 31 SN szintén egységesnek tűnő, de kisebb ómegára utaló eredményt adott.”

A ’30-as években Fritz Zwicky felfedezett néhány szupernóvát, és úgy gondolta, hogy arra, a csillag magjának összeroppanásával járó folyamatra talált bizonyítékot, amelyet Walter Baadéval közösen jósolt meg. Később kiderült azonban, hogy ezek a szupernóvák egy szétrobbanással járó folyamatban semmisültek meg, amelyet akkoriban még nem fedeztek fel. Az SCP-sek ekkor döbbentek rá, hogy velük is hasonló módon járatta a bolondját a statisztika. Még azután is, hogy az eredeti hételemes mintájukból kiejtették a látványosan egyedinek és a II típusúnak bizonyuló szupernóvákat, a maradék öt még mindig viszonylag fényesnek tűnt. Amikor tehát több tucat halványabb szupernóva került a mintába, ómega belőlük származtatott értéke jóval kisebbre jött ki. Az adatok hisztogramos elemzése kiugró csúcsot mutatott a 0,2-es ómegát jelző oszlopnál.

1997. december 14-én Goldhaber egy, a kaliforniai Santa Barbara Egyetem elméleti fizikai tanszékén tartott szemináriumon is bemutatta az eredményeit. Kirshner éppen vándorféléven volt itt a Harvardról, és Goldhaber szerint szokásához híven „ellenségesen” viselkedett. Közbe is szólt az előadás alatt, mondván, abban nincs semmi új, hogy 0,2-re hozza ki valaki ómega értékét. Goldhaber szerint azonban előadásának lényege az volt, hogy ómega csak akkor lehet 0,2, ha lambda sem nulla. Úgy tűnt, David Gross tanszékvezető Kirshnerrel ellentétben mintha nem értette volna félre, viszont amikor azt tudakolta Goldhabertől, miért ennyire biztos az eredmény helyességében, Goldhaber csak a hisztogramok értelmezésében szerzett nagy tapasztalatára tudott hivatkozni. „Engem meggyőzött” - volt az egyetlen érve.

Perimutter szintén nyilvános bemutatókat tartott az előzetes eredményeikről, egyik gyűlésről a másikra hordozva a kis ómegaértékre utaló pontdiagramokat - október 23-án a kaliforniai San Diego Egyetem, december 1-jén a Berkeley, december 11-én pedig a kaliforniai Santa Cruz Egyetem fizika tanszékén járt. A Nature-ben megjelent cikkhez hasonlóan most is igyekezett óvatosan kifejezni magát, de azt azért hangsúlyozta, hogy az eredmények „egészen rendkívüli áttörést” is hozhatnak a fizika számára, ahogy a Berkeleyn fogalmazott. „Különösen akkor, ha végiggondoljuk, hogy egy sík világegyetem esetében - és ez az a modell, amelyet a jelenlegi inflációs elmélet a legvalószínűbbnek tart - egy ekkora anyagmennyiség vagy anyagsűrűség azt jelenti, hogy a kozmológiai állandó energiasűrűsége 0,7 körüli kell legyen.” A kozmológiához nem értő jelenlévők kedvéért Joel Primack asztrofizikus Perl mutter Santa Cruz-beli előadásának végén kijelentette, hogy a bemutatott eredmények „eget rengető jelentőségűek”. De aztán a lehető legfontosabb kikötéssel élt: „amennyiben helytállóak”.

A Nagy-z csoport sajátos munkamegosztásában Adam Riess volt a soros. Riess tudta, hogy a szupernóváik számát tekintve le voltak maradva az SCP-hez képest - már csak azért is, mert Peter Nugent folyton az orra alá dörgölte. Riess és Nugent is tagja volt egy társaságnak, amely egy parkban hétvégente összejött a labdarúgás egy nyilvánvaló okokból sárfoci névre keresztelt változatát játszani. Előfordult, hogy az ellenfelek közti évődés egymás szupernóvakutató projektjeinek becsmérlésére is kiterjedt, és Riessnek egy nap elege lett abból, hogy folyton azt kell hallgatnia, hány tucat szupernóvát kaszált eddig az SCP és mennyire le van maradva a Nagy-z. Ha mennyiségben nem érhetjük utol az SCP-t, gondolta, majd lepipáljuk őket minőségben.

Riess egyetemi szakdolgozatát a halványság témájában írta; saját fénygörbealak-módszere fénygörbéjük hullámhegyeiből és -völgyeiből matematikai alapon határozza meg a szupernóvák fényességét. Doktori disszertációjában aztán a csillagközi por problémájával kezdett foglalkozni. Ahhoz, hogy vöröseltolódásának mértéke alapján meghatározhassuk egy szupernóva távolságát, nagyon pontosan kell tudnunk, mennyiben járul hozzá a csillag fényének vörösödéséhez a csillagközi por (ahogy például a naplemente vörös színét is az atmoszférában lévő por adja). Riess legújabb, többszínbeli fénygörbealak (multicolor light-curve shape, MLCS) névre keresztelt módszere ezt úgy igyekezett kiküszöbölni, hogy különböző színű szűrőkön keresztül mérte le a fénygörbéket, így a csillagközi por hatása mérhetővé vált, és lehetővé tette a távolság pontosabb kiszámítását.

Lévén, hogy Riess feladata volt a csapatban a megfigyelő és a szupernóva közti csillagközi por torzításait kiigazítani, úgy gondolta, talán egymaga is képes lesz úgy lefejteni a port a szupernóvákról, hogy az SCP-énél szorosabb hibahatárokkal dolgozhassanak majd. Ehhez nem feltétlenül volt szüksége még több távoli szupernóvára, bár természetesen minden további darabot szívesen vett volna. Közeli szupernóvákkal is át lehetett hidalni a problémát. Ha megfelelő megbízhatóságú adatokkal sikerülne bebetonoznia a Hubble-diagram alsó szakaszát, akkor a csapat nagy vöröseltolódású szupernóvái, bár számukat tekintve nem érnének fel a Szupernóva Kozmológiai Projekt (SCP) mintájával, szintén megbízhatóbbak lennének. Riess már azt is tudta, honnan fog közeli szupernóvákat szerezni: a szakdolgozatához folytatott kutatómunka részeként az Arizona állambeli Hopkins-hegyen lévő 1,2 méteres távcsövön végzett saját megfigyeléseit fogja felhasználni. Összesen huszonkét szupernóváról volt szó, amelyek közül hivatalosan még egyet sem publikált.

Ez a majd két tucat új szupernóva azonban váratlan új gondot szült. Már az is épp elég baj volt, hogy egyes számítások szerint nem volt elég anyag a világegyetemben, de Riess most olyan adatot kapott, hogy az anyag mennyisége egyenesen negatív. „Én csak egy posztdoktori kutató vagyok - nyugtatta magát Riess biztosan legalább tíz különböző szarvashibát vétettem.”

A számítógépeknek, gondolta, lövésük sincs a fizikáról. Csak azt tudják, amit beléjük programozunk. Nyilván fizikai képtelenségeket programozott a gépbe. Riess leellenőrizte hát a matematikai számításokat és a komputerprogramot is, amelyet írt, de egyikben sem talált hibát. Persze Einstein egyenletei szerint a tévedésen kívül lehetett más megoldás is - ha a világegyetem lambdája pozitív. Ha egy ilyen univerzummal számolta végig az adatait, Riess is pozitív anyagsűrűséget kapott, de azt is tudta, hogy a legtöbb csillagász gyomra nem vette volna be ezt a megoldást - köztük Brian Schmidté, a csoport vezetőjéé sem, akinek az volt a szavajárása, hogy az olyan csillagászoknak, akik a kozmológiai állandót emlegetik, nem akad túl sok barátjuk.

Riess elküldte az eredményeit Schmidtnek.

„Adam nem elég alapos - emlékeztette magát Schmidt, amikor meglátta a számokat. - Zseniális, de hajlamos elszámolni magát.”

Schmidt vállalta, hogy újra leellenőrzi az eredményeket. Íratlan szabály, hogy a matematikusok nem úgy vizsgálják felül egymás eredményeit, hogy pusztán leellenőrzik a másik számításait, hanem minden egyes eredményt újraszámolnak, nehogy ugyanazok a hibák kerüljék el a figyelmüket. Rövid időn belül meg is volt a menetrend. Riess e-mailben elküld Schmidtnek egy kérdést, amelyre az másnap reagál. „Ezzel a képpel kezdtem, és az elemzésem szerint ilyen és ilyen fényességű a szupernóva - neked mi jön ki?”, vagy „Ezzel a szűrővel végeztük a megfigyelést, és ennyire jött ki a vöröseltolódás - te mit kapsz?” E-mailjeiket Pons, illetve Fleischmann néven írták alá, annak a két fizikusnak a sorsára emlékeztetve magukat, akik 1989-ben „felfedezték” a hidegfúziót, és akikre már annak ellenére sem emlékezett szinte senki, hogy akkoriban hosszú ideig ujjal mutogattak rájuk. Ha az embert Stephen Hawkingnak hívják, és elkövet egy iszonyú baklövést, attól még Stephen Hawking marad; ha az ember harminc év alatti posztdoktori kutatóként követ el iszonyú baklövést, elnyeli a föld, mintha soha nem is létezett volna. Riess néha nem bírt várni Schmidt e-mailjére, és felhívta a lakásán. Schmidt felesége, akinek éjszakáit egy hat hónapos kisbaba is keserítette, ilyenkor felriadva azt mondta a telefonhoz induló férjének: „Ha Adam az, üzenem neki, hogy...”

Schmidt: „Szervusz, Adam''

Riess: „Ó...” (rövid szünet) „Nagyon korán van ott?”

Schmidt: „Hajnali négy óra van.”

Riess: „Ó...” (rövid szünet) „Szóval, hogy állsz?”

Schmidt pedig minden éjszaka ugyanazt mondta: eddig minden stimmel.

Riessnek eszébe jutott, hogy egyszer, még harvardi egyetemista korában Kirshner az irodájába hívta Mike Turnert és Alan Gutht, és addig noszogatta Riesst, míg az megmutatta nekik, min dolgozik épp. Riess éppen akkor volt túl a Nagy-z csapat legelső szupernóvájának, az Ia típusú 1995K-nak a Hubble-diagramon való ábrázolásán. A pont a 45 fokos egyenes „fényes” oldalára esett ugyan, de ez mit sem számított - egyetlen pont nem jelent semmit. A lényeg az volt, hogy egyáltalán volt grafikonon ábrázolható pontjuk. Turner mégsem tudta megállni, hogy ne tegye szóvá, hogy a pont a vonal „rossz” oldalán van.

„Hű, de kínos - gondolta Riess akkor. - Még sosem volt ekkora szürkeállomány-tartalék a P-306-ban [az akkori irodájában], mi meg olyasmivel büszkélkedünk nekik, amiből csak az derül ki, hogy az egészet rosszul csináljuk.”

Pár év távlatából visszagondolva azonban Riess ekkor úgy gondolta, annak a pontnak a helyzete a grafikonon esetleg sokkal jelentősebb volt, mint azt akkoriban bárki sejthette volna. A világegyetem sorsának kulcsa talán a legeslegelső szupernóva óta az orruk előtt csücsül.

Riess 1998 januárjában nősült, közvetlenül az AAS-gyűlést követő hétvégén. Amikor jövendőbelije a Berkeleyről pár héttel a ceremónia előtt hazarepült a családjához Connecticutba, hogy felügyelje az előkészületek utolsó fázisát, Riess bezárkózott Campbell Hall-i irodájába a Berkeley campusán, és belefogott egy, az eredményeket közzétevő tanulmányba - természetesen csak akkor, ha utóbb kiderül, hogy azok helytállóak.

Az egyetemről mindenki hazament a karácsonyi szünetre. Nem volt fűtés, és Riessnek jól be kellett bugyolálnia magát, mert decemberben még Kaliforniában is csípős tud lenni a levegő. Nem tántorította el a kényelmetlenség, a kivilágítatlan folyosók vagy a csupa kulcsra zárt irodaajtó: minden egyes nap bement az irodájába. December 22-én megírta a dolgozat vázlatát, és belefogott a szöveg első változatába. Garnavich cikke a Hubble-űrtávcsöves szupernóváról, a csoport első ilyen publikációja, rövid levélke terjedelmű volt, úgyhogy Riess úgy gondolta, a következőnek a „Háború és béke”-verziónak kellett lennie - ha valami meglepővel rukkol elő az ember, illik minden munkafázist bemutatni. Pár nappal később a Chilében karácsonyozó Nick Suntzeffet is utolérte, és megkérte, ellenőrizze le néhány fotometriai elemzését anélkül, hogy elmondta volna, miért kéri, nehogy befolyásolja az eredményt. A munka egy pontján Alex Filippenko kollégájának is megmutatta a készülő cikket.

Alex Filippenko, aki szintén munkabeli lemaradásainak pótlására használta fel a szünetet, szokásos széles és szájpadlásába is betekintést engedő, szögletes mosolyával köszöntötte Riesst. Senki nem lehetett folyton ennyire vidám, és Filippenko sem volt mindig ilyen boldog. Valaha az SCP tagja volt, és egy részecskefizikusi szemléletű csapat csillagász tagjaként feltehetően élesebben érzékelte a két hozzáállás különbségeit, mint a két kutatócsoport akármelyik másik tagja. Nem tetszett neki az az alá-fölé rendeltség, amelynek köszönhetően Perimuttert kellett minden fontos tanulmány kiemelt szerzőjeként megjelölni; amikor Filippenko csillagászati konferenciákon arról a „valami szupernóvafelmérés-féléről” hallott, amelyet Saul vezet, szabadkozva kellett megvallania, hogy ő is tagja annak a társulásnak. Végignézte, ahogy szupernóvákban utazó barátai - Kirshner, Riess, Schmidt, Suntzeff - saját együttműködést szerveznek. Nekik panaszkodott, hogy hiába figyelmezteti SCP-s kollégáit az Ia típusú szupernóvák esetleges nemstandard voltára, a csillagközi por figyelembevételére, a fotometriai elemzés és a színképelemzés nehézségeire - mindazokra a szempontokra, amelyeket a külső felügyelőbizottság tagjaként Kirshner is folyamatosan sulykolt. Filippenko szerint a Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratórium fizikusai számára ezek a megfontolások csupán „nyűg”-nek és „vesződség”-nek számítottak, nem pedig Damoklész a szupernóva-kutatás felett lebegő kardjának. Úgy érezte, az SCP-csapatban elhanyagolják és elnyomják őt, és élt a gyanúperrel, hogy csak „kötelező csillagász"-ként tartják, aki távcsőidőt tud szerezni a fizikusoknak.

A barátai viszont nem nagyon tudtak mit reagálni azon kívül, hogy ők ugyan szívesen bevennék a csapatukba, de Filippenko már a másik oldalt erősíti.

1996 elején Filippenko dezertált, és pár hónapra rá még egyfajta bosszút is tudott állni. Amikor Riess a Harvardon már a doktori disszertációja vége felé járt, Perimutter helyet ajánlott neki a Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratóriumban, és egyben az SCP-nél. Filippenko a hegy lábánál, a Berkeley Egyetemen egy Miller-ösztöndíj felajánlásával vágott vissza - ugyanazzal a kitüntetéssel, amelyet fiatal posztdoktori kutatóként maga Filippenko is megkapott.

Riess számára nem is volt kérdés, melyik felajánlott pozíciót válassza. Egy barátjával együtt végezhetne csillagászati munkát egy olyan csapatban, amelynek máris tagja volt. De legfőképpen: csillagászati munkát végezhetne.

Itt volt a kutya elásva. Filippenko Riess MLCS-módszerét pontosan olyan eszköznek tartotta, amely nélkül egyetlen csillagász sem kísérelné meg a szupernóvák részletesebb elemzését - amelyet, ha nem volna, fel kellene találnia. Filippenko úgy ítélte meg, hogy Riess most éppen ennek a részletesebb elemzésnek az eredményét akarja megmutatni neki.

Riess az asztalán kinyitott jegyzetfüzetéhez lépett. Részletesen átvette Filippenkóval a számításait, elmesélte, hogyan beszélt meg minden apróságot Schmidttel, és megvallotta, hogy a kezdeti eredmény sehogy sem akar tévesnek bizonyulni. Filippenko pár másodpercig nézegette a füzetet, aztán a fejét ingatva felegyenesedett.

„Vigyázz, ember - mondta -, a méréseknek nagyon pontosnak kell lenniük.”

Ettől Riess nem lett sokkal okosabb.

Január negyedikén Riess úgy érezte, a tanulmányt a maga részéről befejezettnek tekinti, elküldte Schmidtnek az anyagot még egy utolsó ellenőrző körre, és várt.

„Hát jó reggelt, Lambda!” - érkezett Schmidt válasza e-mail-ben január 8-án, az AAS sajtótájékoztató napján. A csoportvezető szúrópróbaszerűen végigment a számításokon, és mindent rendben talált. Schmidt szerint is pontosan annyi volt az eredmények statisztikai megbízhatósága, mint Riess számításai szerint: 99,7 százalék. Elérkezettnek látta az időt, hogy a csapat többi tagjával is megosszák a felfedezést.

Peter Garnavich már az AAS-találkozó előtt olvasta az SCP Nature-ben megjelent tanulmányát, és lévén, hogy ő volt a Nagy-z kutatócsoport Hubble-űrtávcsöves szupernóvájáról írt cikkének kiemelt szerzője - azé, amelyet az Astrophysical Journal február elsején tervezett megjelentetni saját szakállára is mindenképpen kiderítette volna, a cikk óta hol tart az SCP a kérdésben. Hallotta már azt is azonban, hogy a saját csoportja képtelen eredményeket kapott; Riess és Filippenko még a sajtótájékoztató előtt bizalmasan megsúgták neki a nagy hírt, de egyúttal titoktartásra is kérték. Január 9-én Garnavich elment az SCP posztereit bemutató beszélgetésre, hogy kiderítse, vajon a konkurens csoport is saját képtelen eredményük közelében jár-e.

A közelében jártak.

Az SCP szupernóvái elég egyértelműen a kis ómegaértékű tartományba estek. A világegyetem sorsa, hogy örökké tágulni fog. Nagy dolog.

Hát a kozmológiai állandó? Fel tud-e mutatni az SCP bármiféle bizonyítékot arra, hogy lambda értéke nem nulla? Ki merik-e jelenteni, hogy az univerzum anyagsűrűsége negatív volna - egy szó, mint száz, hogy nem létezhetne -, ha nem vezetünk be pozitív értékű lambdát az einsteini egyenletekbe?

Amennyire Garnavich meg tudta ítélni, egyik sem történt meg. A szupernóvákat jelölő grafikonpontok feletti és alatti hibasávok minden további nélkül megengedték, hogy akár ilyesmit állítson az SCP. Néhány felső hibahatár, sőt néhány szupernóva is a Hubble-diagram egyenese feletti, nullától eltérő lambdával rendelkező világegyetemet kijelölő tartományba esett. Viszont korántsem mindegyik. Garnavich megítélése szerint az SCP nem volt abban a helyzetben, hogy bármilyen egyértelmű, félreérthetetlen bejelentéssel álljon elő. A találkozóról adott beszámolójában biztosította kollégáit, hogy ami a lambda értékének meghatározását illeti, a Nagy-z csoport még simán versenyben van.

Riess január 10-én keletre utazott, az esküvőjére. Két nappal később tért vissza Berkeleybe, a nászútja előtti egyéjszakás pihenőre. Otthon megnézte a postafiókját. A vastagon szedett címsorú olvasatlan üzenetek sora számítógépe teljes képernyőjét betöltötte. Riess lejjebb görgetett, de az olvasatlan levelek csak nem akartak elfogyni. Amikor végre a lista legaljára ért, megnézte a küldés időpontját, hogy lássa, mennyi ideje folyik nélküle a beszélgetés. Negyvennyolc órája - „egy örökkévalóság”.

A legkorábbi levéllel kezdte - Schmidt kérdezett: „Mennyire vagyunk biztosak ebben az eredményben?”

„A szívedben érzed, hogy ez tévedés kell legyen, még akkor is, ha a fejed azt mondja, ne foglalkozz ezzel, hiszen csak a megfigyeléseidről tájékoztatsz” - írta válaszában Kirshner.

Erre reagálva a nap folyamán a következőt írta egy másik csapattag: „Csak a magam nevében beszélhetek, de az én szívem nem érez semmit a kozmológiai állandóval kapcsolatban.”

Kézzelfogható, közel százszázalékos megbízhatóságú eredményük volt. Ezek után csak egyetlen bizonytalanság maradhatott: kell-e hinniük is lambdában ahhoz, hogy publikálják az eredményt?

Kirshner nem akarta megkockáztatni, hogy olyan bizonyítékokkal állnak elő a kozmológiai állandóval kapcsolatban, amelyeket később vissza kell vonniuk. „Az olyan lenne, mintha négy szupernóvára alapozva azt mondanánk, hogy ómega értéke 1, aztán, amikor még egyet találunk, helyesbítenénk, hogy ómega értéke mégis nulla. Perimutter ezt már eljátszotta. Egy egész évvel előttünk jár, de ettől még nem muszáj mindenben követni!”

Bruno Leibundgut, aki még ugyanaznap beszállt a beszélgetésbe Németországból, egyetértett vele. „Semmi értelme tanulmányt írni, ha nem vagyunk nagyon biztosak abban, hogy a helyes eredményt írjuk meg.”

Mark Phillips Chilében szintén osztotta a véleményüket. „A sajtótájékoztatók és az ApJ Letters/Nature-cikkek sora talán lenyűgözi a nagyközönséget és azokat a tudósokat, akiket csak futólag érdekel a téma, de a kozmológusközösség kemény magja nem fogja elfogadni ezeket az eredményeket, hacsak, ahogy Bruno mondja, határozottan meg nem tudjuk védeni őket.”

Schmidt azonban máshogy látta a dolgot. „Akármilyen kényelmetlenül érint is a kozmológiai állandó esetleges létezése, nem értek egyet azzal, hogy addig kotlunk az eredményeinken, amíg cáfolni nem tudjuk őket (ami szintén tudománytalan hozzáállás).” Tudománytalan vagy sem, volt még egy szempont: az elsőbbség kérdése.

„Természetesen hűek szeretnénk maradni a tudományos eszményeinkhez - írta az együttműködés egy másik tagja -, de reálpolitikai szempontokat is figyelembe kell venni.”

„Ki tudja? - reagált Filippenko. - Talán ez a helyes érték. És nagyon rossz volna látni, hogy a másik csapat ad róla először hírt.” Na és, ha mégsem ez a helyes érték? Volt egy csapattag, aki szerint nincs vesztenivalójuk: „Ha idővel kiderül, hogy létezik kozmológiai állandó, ők [az SCPJ mondhatják, hogy ők fedezték fel. Ha mégsem létezik, senki nem fog emlékezni a bejelentésükre, és nem is okolhatják őket a tévedésért.” Azon nem veszthetnek semmit, ha ugyanezt a bejelentést az SCP előtt teszik meg. Ha a Nagy-z-nek igaza van, övék az elsőbbség; ha mégsem, ezt még elnéznék nekik. A Nagy-z érvei elég jónak tűnnek, tehát mire várnak még?

Tényleg, mire? Riess sem látott semmi akadályt. A billentyűzet fölé hajolva elkezdett fogalmazni egy e-mailt, amelyet mindenkinek el akart küldeni. Amikor egy idő után felpillantott a képernyőről, újdonsült felesége szemrehányó tekintetével találkozott.

„Hihetetlen - mondta a nej -, hogy még útban az esküvőnkről a nászutunkra is e-maileket írsz! ”

„Ez most nagyon fontos.”

„Naná. Folyton ezt fogod mondani.”

„Nem, komolyan - szabadkozott Riess. - Ez... Nem fogom ezt mondani. Ez most tényleg... Ez most a legfontosabb.”

Felesége fejcsóválva távozott, Riess pedig visszatért az e-mail-hez, amellyel minden kérdésre választ adhat.

A szívére vagy a fejére hallgasson?

„Az adatoknak csak nullától eltérő értékű kozmológiai állandóval van értelmük! - gépelte. - Ne a szívünkkel vagy a fejünkkel döntsünk a kérdésről, hanem a szemünkkel! Mégiscsak megfigyelők vagyunk!”

Hogyan súlyozza a nyilvánosság, az elsőbbség és a reálpolitika szempontjait?

„Úgy érzem magam, mint a teknős, amikor a nyúllal futott versenyt. Az LBL-esek egész nap csak rohangálnak össze-vissza, de talán szép csendesen előttük osonhatunk be a célba! Psszt!”

Végül: rövid levél vagy „Háború és béke”?

„Azt hiszem, meg tudom válaszolni a többiek kérdését, hogy tömör és velős, vagy részletesen kifejtett tanulmányt írjunk... mindenki azt mondta, részletes elemzést szeretne, úgyhogy azt írtam. Brian szerint a már kész anyaghoz csak egy hétbe telne hozzácsapni az adatokat, de én már az esküvő előtt azzal is végeztem.”

Megnyomta a „Küldés” gombot, és másnap reggel nászútra indult Hawaiira. (Ahol egy megfigyelési körre is várták a Keck obszervatóriumban.)

Perimutter úgy érezte, meglett a foganatja, hogy annyira készült az AAS-gyűlésre. A média elsősorban - és teljes joggal - arra koncentrált, hogy a sajtótájékoztató előadói megegyezésre jutottak a világegyetem sorsával kapcsolatban. A The New York Times a címoldalon közölte a hírt, a következő címmel: „Új adatok szerint az univerzum örökké tágulni fog.” A San Francisco Chronicle, az SCP otthoni lapja szintén címoldalon hozta a hírt. Az AAS-konferencia helyszínének helyi lapjában, a The Washington Portban a harmadik oldalon kapott helyet a bejelentés: „Az univerzum örökké tágulni fog, mondják a kutatócsoportok.” A Post viszont az SCP-t rajongta körül. „Perimutter meglepően nagy mintájával levette a közönséget a lábáról - így a cikk -, míg Garnavich csoportja három szupernóvát mutatott be.”

A csillagászközösség számára azonban jóval nagyobb jelentőségű volt a Science tudományos folyóiratban három héttel később megjelent híradás. James Glanz, a Science-cikk szerzője, egy asztrofizikából szerzett PhD tulajdonosa mindig parlamenti tudósításokhoz illő pártatlansággal írt a folyóiratba. A bejelentést megelőző években már mindkét kutatócsoport munkájáról beszámolt, de az AAS-gyűlés előtti legutóbbi híradásában egy esetleges nagy felfedezés lehetőségét sejttette. Az október 31-i számban megírta, hogy mindkét csoport leadott egy-egy cikket, amelyekben egybehangzóan arra következtetnek, hogy a világegyetem örökké tágulni fog - anélkül, hogy véglegesen eldöntenék, hogy az univerzum nyílt vagy sík szerkezetű-e, illetve, hogy ómega értéke 1 alatt van-e, vagy pontosan 1. Glanz viszont azt is hozzátette, hogy ezt a soha nem szűnő tágulást „esetleg nagy léptékű taszító erők fokozhatják”.

„Az eredmények - folytatta pár bekezdéssel lejjebb - egyelőre nem zárják ki azokat az elméleteket sem, amelyek szerint az anyag és annak energiabeli megfelelője - az utóbbi a kozmológiai állandó jelenlétén keresztül - együttesen adják ki a sík világegyetemet.”

A január végén megjelent cikk szintén említést tett „az üres tér kvantummechanikai reszketéséről, amelyet kozmológiai állandónak neveznek”, de ezúttal Glanz az SCP szerepére koncentrált az AAS-gyűlésen:

Az eredmények nemcsak alátámasztották a korábbi bizonyítékokat, melyek szerint a tágulás sebessége nem lassult le eléggé ahhoz, hogy a gravitáció valaha leállíthassa azt, hanem annak is felvetették a lehetőségét, hogy valami ösztökéli a tágulást. Amennyiben az eredmények helyesek, ez Perimutter szerint „nagyon fontos bizonyítékot adna a kozmológiai állandó jelenlétére”. „Mesebeli felfedezés volna” - tette hozzá Michael Turner...

A hónap eleji lázas e-mailezés óta a Nagy-z tagjai újabb és újabb szövegtervezeteket csereberéltek, vizsgálták a matematikai háttér, a színképelemzés, a fotometriai elemzés helyességét, kijavították a szoftverhibákat (kiderült, hogy Schmidt és Riess átsiklott pár kisebb baki felett), és minden egyes diagramot és táblázatot újra átnéztek - mindezt azért, hogy leendő tanulmányuk mindenben megfeleljen a tudományosság kritériumainak. Ekkor azonban újabb dolog miatt kezdhetett főni a fejük. Glanz cikke, és főleg a mellékelt kontúrgrafikon, amely az SCP negyven szupernóvájának előzetes elemzését mutatta be, azt sugallta, hogy fordult a kocka, az SCP-nek sikerült beelőzni a Nagy-z-t, és megakadályozni őket abban, hogy megakadályozzák az SCP-t, hogy megverje őket a saját pályájukon.

Alex Filippenkót meghívták a februárban Marina del Reyben tartandó, a kaliforniai Los Angeles Egyetem (UCLA) által szervezett, az univerzumban jelen lévő sötét anyag forrásairól és kimutatásáról tartott harmadik nemzetközi szimpóziumra (Third International Symposium on Sources and Detection of Dark Matter in the Universe). A Nagy-z csoport két héttel a találkozó után tervezte publikálásra benyújtani a készülő cikket. „Minek várjunk addig? - kérdezte Filippenko, és felvetette, hogy a UCLA konferenciáján bejelenti a csoport legújabb eredményeit. - Itt a lehetőség, hogy igazi szenzációt keltsünk!”

„Miért ne várnánk?” - ellenkeztek a többiek. Hamarosan úgyis megjelenik a tanulmány, az eredmények pedig úgyis önmagukért beszélnek.

Filippenko viszont azzal érvelt, hogy ha az SCP tényleg olyan közel jár a felfedezés bejelentéséhez, ahogy az AAS-re készített bemutatójuk sejteni engedi, talán éppen ezen a két héten múlhat, hogy kié lesz az elsőbbség. „A végtelenségig ellenőrizgethetjük az eredményeket - hangsúlyozta -, de eljön a perc, amikor az embernek kell legyen annyi vér a pucájában, muszáj összeszednie a bátorságot, hogy bejelentse az eredményeit, és ki merjen állni azzal, hogy »ennyire és ennyire bízunk meg a véleményünkben, és ez az álláspontunk.”

Egy ideig nem született döntés a kérdésben, de aztán mindössze pár nappal a szimpózium előtt Jim Glanz felhívta Filippenkót. Nem tudhatta, hogy Glanz csak a riporterek régi trükkjét vetette-e be, és olyasmit is sejtetett-e, amiről még nem is értesült, hogy kiugrassza a nyulat a bokorból, de Filippenko számára ez a beszélgetés megadta a végső lökést, hogy muszáj meggyőznie a Nagy-z többi tagját. „Glanz le fogja hozni a sztorit, akár benne vagyunk, akár nem - sürgette a csoportot -, úgyhogy miért ne lennénk benne?” Adják oda Glanznak a bizonyítékokat, adjanak neki anyagot, és kapjon indokot is arra, hogy megjelentesse.

Legyen váratlan a bejelentés; csak neki szóljanak előtte.

Február 22-én Filippenko elfoglalta helyét a UCLA konferenciáján, és figyelmesen végighallgatta, ahogy Gerson Goldhaber bemutatta az SCP legújabb eredményeit. Aztán figyelmesen végighallgatta, ahogy Perlmutter bemutatta az SCP legújabb eredményeit. Semmiféle felfedezésről nem esett szó; az SCP csak annyit mondott, hogy „bizonyítékuk” van lambda létezésére.

Nagy levegőt vett. Az ő előadása következett. Filippenko felállt, kis hatásszünetet tartott, aztán azt mondta, az embernek vagy van eredménye, vagy nincs. A Nagy-z csoportnak pedig van.

A padláson igenis szellem kísértett, sőt a világegyetemet nagyrészt ez a szellem tette ki.

A második kívánság

Mike Turner David Schramm nyomdokaiba lépett. Az elméleti fizikusok számára nyaranta menedéket nyújtó Aspen Fizika Központ folyosóin és gyalogösvényein követte lépteit, előadótermi táblák és a pihentetően kék ég alatt felállított piknikasztalok között. Egyetlen pillantás a környező hegyekre, egyetlen szippantás az ózondús levegőből, és az ember rögtön megértette, hogyan szerethetett bele egy Schramm-féle ízig-vérig természetjáró alkat első ránézésre ebbe a környékbe olyannyira, hogy 1976-ban Aspent válassza második otthonául. Schramm végül 1992-ben a Fizika Központ vezetőbizottságának elnöke lett, erről a posztról nem sokkal halála előtt köszönt le. Schramm váratlan halála után Turner elvállalta, hogy helyettesíti a Smithsonian Intézet által szervezett Nagy vita a világegyetem természetéről elnevezésű bemutatóján, Jim Peebles vitapartnereként. Turner örült is, hogy összefutott Peeblesszel az Aspen Fizika Központban, mivel fontos kérdése volt hozzá az eseménnyel kapcsolatban. Logisztikai okok miatt a szervezők 1998 áprilisáról októberre tolták a rendezvényt, de kifejezetten jól is jött a haladék. Turner és Peebles ugyanis új téma után kellett hogy nézzen.

„Továbbra is vállalod a nem sík oldalt?” - szegezte a kérdést Turner Peeblesnek.

Peebles megvonta a vállát.

„Jim, egy vitához eldöntendő kérdés kell. Ha nem tévedek, úgy volt, hogy te és Dave arról vitáztok, hogy sík-e az univerzum.

Neki kellett volna képviselni a sík érveket, neked pedig a nem sík világegyetemet.”

Turner újra megkérdezte, Peebles tényleg szeretne-e nyilvánosan amellett érvelni, hogy a világegyetem nem sík.

„Nem.”

Turnert cseppet sem lepte meg a válasz. Mindkét elméleti fizikus tudta, hogy 1998 végén a nem sík világegyetem modelljét védeni olyan lett volna, mint 1965 végén kiállni az „állandó állapot” modellje mellett. Néhány hónappal azután, hogy januárban Perimutter az AAS sajtótájékoztatóján elővezette az SCP negyvenkét szupernóváját és pár héttel azután, hogy februárban Filippenko a UCLA-féle találkozón megtette a bejelentését, a „nagy bumm” modellt elfogadó csillagászok, asztrofizikusok, kozmológusok és elméleti fizikusok közössége egységes konszenzusra jutott: más szemmel kell nézni a világegyetemre.

Attól a pillanattól fogva, hogy Hubble felfedezte a távolság-sebesség összefüggést, a csillagászat a következő szillogizmusra épült: A premissza: az univerzum tágul; B premissza: az univerzum tele van a többi anyagra gravitációsan ható anyaggal; a következtetés: az univerzum tágulása lassul. De vajon milyen mértékben? A két szupernóva-kutató projekt kötelességtudóan nekifogott, hogy választ találjon a kérdésre, és sikerrel is jártak: a válasz pedig, hogy a tágulás egyáltalán nem lassul.

Abban a világegyetemben, amelyet a két szupernóva-kutató csapat megfigyelt, az Ia típusú szupernóvák nem voltak fényesebbek, azaz közelebbiek, mint az ilyen vagy olyan vöröseltolódásukon lenniük kellett volna. A megfigyelt világegyetem távoli szupernóvái halványabbak, tehát egyúttal messzebb is voltak. A megfigyelt világegyetemben nem az történt, aminek egy anyaggal teli, a kölcsönös gravitáció hatása alatt álló világegyetemben történnie kell. Hanem éppen az ellenkezője. Az univerzum tágulása gyorsult.

James Glanz a Science február 27-i számában írta meg a nagy hírt. Annak ellenére, hogy már két korábbi cikkben, októberben és januárban is lebegtette a pozitív értékű lambda lehetőségét, egy ilyen eredményt a szakmai közösség annyira nehezen tudott volna elfogadni, hogy még a lehetőségéhez is, teljes joggal, Glanz szavaival „túltengő szkepticizmussal” viszonyultak. Ha azonban a két konkurens csapat megegyezne a kérdésben, talán megváltozhat a közhangulat. Glanz még Filippenko szimpóziumbeli bejelentése előtt elkezdte begyűjteni a Nagy-z társulás tagjaitól a témával kapcsolatos idézhető nyilatkozatokat. „Őszintén szólva - mondta Bob Kirshner -, ez az eredmény teljesen lázba hoz.” Adam Riess azt mondta, „letaglózta” a dolog. Glanz a legjobban idézhető bemondást Brian Schmidttől hallotta: „A személyes reakcióm leginkább az ámulattal vegyes rémület.” Schmidt meg is magyarázta az érzést: „El vagyok ámulva, mert teljesen váratlanul ért a dolog, de megrémít a tudat, hogy a csillagászok többsége nem fogja elhinni, hogy ez igaz lehet - mert hozzám hasonlóan nagyon szkeptikusan kezelik a váratlan eredményeket.”

Még ugyanazon a napon, amikor a Science lehozta Glanz cikkét, február 27-én, Riess a CNN és a PBS esti műsoraiban is szerepelt. (A NewsHour riportere meg is kérdezte: „Miért reagáltak a tudósok egyikük megfogalmazásában ámulattal vegyes rémülettel a következtetésre?”) A rákövetkező héten világszerte jelentek meg magazin-és újságcikkek a hírről; a The New York Times még egy 1600 szavas beszámolót is közölt. („A személyes reakcióm leginkább az ámulattal vegyes rémület - mondta dr. Schmidt, a csapat vezetője.”)

A Berkeley Laborban az SCP-tagok szintén ámulattal vegyes rémületet éreztek. El voltak ámulva, hiszen nem kisebb felfedezést sikerült tenniük, mint megismerni a világegyetem sorsát, és el voltak hűlve, hogy hirtelen mindenki a tágulás sebességéről beszélt - viszont a felfedezés dicsőségét a Nagy-z csapat aratta le. Ahogy Perimutter a labor egyik sajtónyilatkozatában fogalmazott, a két csoport véleménye „késhegyre menő egységben van”.

„Tulajdonképpen a mi eredményeinket erősítették meg - nyilatkozta Gerson Goldhaber a The New York Timesnak -, de ők dobták az első ziccert a médiában.”

„Na, melyik a legerősebb alapvető kölcsönhatás az univerzumban? - idézte ugyanaz a cikk Kirshnert is. - Nem, nem a tömegvonzás, az irigység.” (Valójában a gravitáció a négy alapvető kölcsönhatás leggyengébbike, csakhogy a „Nem az »erős kölcsönhatás«, hanem az irigység” megfogalmazásban nem ül a poén.)

Március elején a Nagy-z csoport benyújtotta publikációra Szupernóva-megfigyelésből származó bizonyítékok a világegyetem tágulásának gyorsulására és a kozmológiai állandó létére című tanulmányát az Astronomical Journalnak. (A Nagy-z csoport ezzel is nyelvet öltött az SCP-re, de legalábbis heccnek szánták: a tanulmányt az Astrophysical Journalben is megjelentethették volna, de a csillagászok hangsúlyozni szerették volna, hogy ők csillagászati tevékenységet folytatnak.) Május első hetében - pár nappal azelőtt, hogy a tanulmányt egyáltalán közlésre elfogadták volna - a Fermilab konferenciát hívott össze a két szupernóvacsoport eredményeinek megvitatására. Egy gyors kézfeltartásos szavazás alapján a nagyjából hatvan résztvevőből negyvenen hajlottak arra, hogy elfogadják a bizonyítékokat.

Részben szociológiai okai voltak, hogy a szakmai közösség ilyen sürgősen konszenzusra szeretett volna jutni. Független megerősítés nélkül egyetlen tudományos eredmény sem áll meg a lábán, és ha csak az egyik kutatócsoport kapott volna meglepő eredményt, a tudományterület elutasító hitetlenséggel fogadta volna a hírt. Az a tény, hogy két kutatócsoport egymástól függetlenül jutott ugyanarra a következtetésre, már figyelemre méltó fejlemény volt. Ahogy az sem volt elhanyagolható, hogy a két projekt adathalmazában nemigen volt átfedés (nagyrészt különböző szupernóvákat vizsgáltak), több saját elemzési módszerre (ilyen volt például a csillagközi por hatásainak kiküszöbölése) támaszkodtak, és mindkét esetben a várakozásokkal ellentétes eredményekről volt szó. Ráadásul két olyan csapat jutott azonos eredményre, amely nemcsak a fenti szempontoknak felelt meg maradéktalanul, hanem nyíltan versengett is egymással. „Leginkább azt várták - fogalmazta meg viszonyukat Turner hogy a másik csoporttól eltérő eredményt kapjanak.” Másrészről esztétikai szempontból is üdvös volt a mielőbbi konszenzus a kérdésben. Pontosan úgy, ahogy 1980-ban a felfúvódás választ adott a laposság-és a horizontproblémára, 1998-ban a pozitív értékű lambda újra értelmezhetővé tette a világegyetemet. Turner szavaival: „Összeállt tőle a kép!”

Emlékszünk még azokra a mérésekre, amelyek a 60-as határérték „túloldalára” tették a Hubble-állandó értékét, és megharagították Allan Sandage-et, mert arra utaltak, hogy az univerzum fiatalabb, mint a benne lévő legidősebb csillagok? Volt probléma, nincs probléma. Na és a szálas szerkezetű nagy léptékű struktúrákba tömörülő szuperhalmazok, amelyek túlságosan kifejlettek ahhoz, hogy egy fiatal világegyetemmel összeegyeztethetők legyenek? Egy csapásra megoldódott ez a dilemma is. A világegyetem csak abban az esetben volt „túl” fiatal, ha az ember azt feltételezte, hogy tágulásának sebessége a története során folyamatosan csökkent, vagy legalábbis nagyjából állandó maradt. Egy jó ideje haladó, 80 km/h-ról 90 km/h-ra, majd fokozatosan tovább gyorsuló autó, ha a jelenlegi sebessége még csak 100 km/h, hosszabb idő alatt teszi meg ugyanazt az útszakaszt, mint egy vele egy időben induló másik autó, amely folyamatosan tartja a 100 km/h-s sebességet, vagy egy harmadik, amely 110 km/h-ról lassított le a jelenlegi 100 km/h-ra. Ha a tágulás sebessége csökken, a világegyetem a „közelmúltban” gyorsabban változott volna, azaz rövidebb idő alatt ért volna el a jelenig, mintha állandó sebességgel tágult volna. Viszont, ha a tágulás jelenleg gyorsul, egyre nagyobb tempót diktál, a közelmúltbeli események lassabbak lettek volna, hosszabb idő alatt értünk volna el a jelenig. A gyorsulásnak köszönhetően a világegyetem életkora nagyjából tizenötmilliárd évre tehető, ami alatt bőven jut idő mind a legidősebb ismert csillagok, mind a megfigyelt összetettségű szálas galaxis-szuperhalmazok kialakulására.

Mindezek ellenére a szupernóvaprojektekből következő eredmény legmegkapóbb jellemzője nem az volt, hogy lambda értéke pozitív, hanem az érték maga.

Ha az embert Bob Dickének vagy Jim Peeblesnek hívják, és a ’70-es évek végén értelmezni szeretné az egyenletesnek észlelt kozmikus háttérsugárzást, égető szüksége van a homogenitás és az izotrópia elméleti magyarázatára. És az inflációs modellel meg is kapja. Ha az embert Mike Turnernek vagy Rocky Kolbnak hívják, és a ’80-as évek végén azt szeretné, ha a felfúvódás elmélete helyes lenne, égető szüksége van arra, hogy síknak észleljék a világegyetemet. És aztán meg is kapja, meg nem is. A COBE kimutatja, hogy az inflációs elmélet helyes, azaz ómega értéke 1 kell hogy legyen, számos egyéb megfigyelés viszont azt találja, hogy az univerzum anyagsűrűsége a kritikus érték alatt marad, ómega értéke tehát 1-nél kevesebb kell hogy legyen - jóval kevesebb.

Ezt az ellentmondást oldotta fel a lambda. A világegyetemben jelen lévő anyag mennyisége nem elegendő ahhoz, hogy megállítsa a tágulást, viszont a jelen lévő anyag és energia együttesen már igen. Einstein szerint az anyag és az energia egyenértékű, tehát ha az akár látható, akár sötét anyag mennyisége alatta marad is a kritikus sűrűségnek, a tágulást felgyorsító energia - lambda - pótolhatja a hiányzó hányadot. A kritikus sűrűség nagyjából 40 százalékát kitevő anyagmennyiség plusz a kritikus sűrűség nagyjából 60 százalékát kitevő energiasűrűség összesen kiadja a kritikus érték 100 százalékát, azaz az 1-es ómegaértéket.

A világegyetemnek tehát tényleg alacsony az anyagsűrűsége, mégis sík.

„Valld csak be! - ugratta egyszer Jim Peebles Brian Schmidtet. - Fogalmad se volt, mit találtál! Azt se tudtad, mi fán terem az infláció!”

„Még hogy nem tudtam!” - vágott vissza .Schmidt. Közölte Peeblesszel, hogy a Harvardon közös irodája volt egy Sean Carroll nevű elméleti fizikussal, aki akkoriban éppen A kozmológiai állandó című, a ’98-as forradalmi bejelentések előtti legfontosabb témába vágó cikken dolgozott, amelyben elmagyarázta, hogy a lambda hogyan oldhatná meg a felfúvódással kapcsolatos összes kérdést. „Alan Guth heti rendszerességgel nézett be hozzánk!” - tette hozzá.

Egy pozitív értékű lambda annyi kérdésre adott választ, hogy amikor "Turner 1998-ban Aspenben kérdőre vonta Peeblest közelgő vitájukkal kapcsolatban, már azt is tudta, mi legyen a téma: „Mindent tudunk a kozmológiáról?”

Turner ekkorra már körül is járta a felvetést. Márciusban egy, a Florida állambeli Gainesville-ben tartott sötétanyag-találkozón „Mindent tudunk a kozmológiáról? Talán.” címmel adott elő. Rá egy hónapra egy kiotói konferencián elhagyta a bizonytalankodó választ a címből, és a határozottabban hangzó „Mindent tudunk a kozmológiáról?" felütést választotta. Mindkét előadás publikált változatának kivonatában szerepelt a következő mondat: „A kozmológia nagyon izgalmas korszakába lépett!” A Smithsonian-féle vitához ennek a mondatnak a végéről biggyesztette a címhez a felkiáltójelet: „Mindent tudunk a kozmológiáról? Könnyen lehet!”

Peeblesnek a „könnyen lehet, hogy mégsem” álláspont mellett kellett érvelnie, ami neki pont megfelelt. Nem szeretett megoldatlan kérdésekkel kapcsolatban szenvedélyesen az egyik vagy a másik oldalra állni, már csak azért sem, mert tudománytalan eljárásnak tartotta, ha az embernek megoldatlan kérdésekkel kapcsolatban meggyőződése volt. Egyedül arról volt határozottan meggyőződve, hogy a tények ismerete nélkül semmivel kapcsolatban sem szabad határozottan elköteleződni. Még tizennégy évvel azután is, hogy ő maga érvelt lambda létezése mellett az inflációs elmélet által megjósolt sík világegyetemből kiindulva, úgy érezte, a szakterület infláció iránti egyöntetű lelkesedése elhamarkodott, sőt „visszatetsző”. Peebles a fizikusokat klasszicistákra és romantikusokra osztotta. A klasszicisták leleményesek, de a szabályokat követik; a romantikusok névleg tisztelik ugyan a szabályokat, de csak a megérzéseikre hagyatkoznak. A romantikusok halandzsázva hadonásztak egy kicsit a levegőben, és hipp-hopp, kész volt a homogén és izotróp világegyetem modellje - és, ha szerencséjük volt, lett egy megfigyelési eredmény, amellyel összevethették, amit kitaláltak. A klasszicisták a megfigyelésből indultak ki - abból, amelyik arra utalt, hogy az univerzum tágul -, konkrét jóslattal szolgáltak a háttérsugárzás hőmérsékletével kapcsolatban, amelyet aztán további megfigyelésekkel lehetett igazolni vagy elvetni. Ekkor megint a romantikusok következtek, megint hadonásztak egy kicsit, és elmormogták az infláció, a sötét anyag és legújabban a „hiányzó energia” varázsszavakat - de a klasszicistákra hárult, hogy magyarázatot találjanak arra a ki tudja milyen fizikai valamire, amire a pozitív értékű lambda utal, és ami az univerzum tágulását gyorsítja. Mondanunk sem kell, Jim Peebles klasszicistának tartotta magát.

Turner a maga részéről az „50 százalék lelkesedés, 50 százalék begyepesedés” szavakkal jellemezte Peeblest.

A vitára egy esős októberi vasárnap délután került sor, Washingtonban, a Smithsonian Intézet Nemzeti Természettudományi Múzeumában. Azon belül is a Baird Előadóteremben, ugyanott, ahol 1920-ban Heber Curtis és Harlow Shapley csillagászok arról „vitáztak”, hogy a Tejútrendszer a teljes világegyeteme, vagy léteznek rajta kívül más „szigetuniverzumok” is. Ekkor még tíz év sem telt el azóta, hogy Vesto Slipher elkészítette a csillagködök vöröseltolódását mutató színképeit. Einstein is csak három évvel korábban publikálta kozmológiai egyenleteit, amelyek lambda hozzáadása miatt statikus világegyetemre vonatkoztak. Hubble felfedezésére, hogy a csillagködök önálló szigetuniverzumok, és távolságukkal arányos sebességgel távolodnak tőlünk, még majd egy évtizedet várni kellett - lambda viszont ezzel a felfedezéssel, úgy tűnt, végleg nyugdíjba ment. Most azonban, majd hetven évvel később, lambda visszatért. Az előadóterembe menet a közönség tagjai a szervezőktől „A” feliratú kitűzőket kaptak, és ha eleinte nem is tudtak mit kezdeni a szimbólummal, nem kellett sokáig tanakodniuk.

A fent említett korábbi nyilvános vitához hasonlóan ez az 1998-as sem arra volt hivatott, hogy bármilyen kérdést eldöntsön; célja az ismeretterjesztés és a szórakoztatás volt. Ami a színpadi fellépést illette - ahogy azzal Peebles nyilván tisztában volt, hiszen Turner több előadását is látta már -, a vita még azelőtt eldőlt, hogy elkezdődött volna. Turnernek elég volt bemutatni a szokásos, Keith Haring táncoló krikszkrakszaira emlékeztető figurákkal teli színes írásvetítő-fóliáit, hogy a közönség a tenyeréből egyen:

A KOZMOLÓGIA IZGALMAS! ...még legalább 20 évig BIZTOS ALAPOK: „forró ősrobbanás” modell AZ ALAPV. FIZIKAI TÖRVÉNYEKRE ÉPÜLŐ MERÉSZ ÖTLETEK: infláció + CDM (Cold Dark Matter, azaz hideg sötét anyag. Lásd a következő fejezetet.)

HÖMPÖLYGŐ ADATFOLYAM

(Peebles viszont rosszallóan forgatni kezdte a szemét, valahányszor Turner kimondta, hogy „precíziós kozmológia”.)

Amikor a közönség négy órával később távozott, a szitáló eső cseppjei mintha csak a fejükben pattogó felkiáltójeleket jelenítették volna meg. A témaindító kérdés, hogy „Mindent tudunk a kozmológiáról?”, Turner saját bevallása szerint is „nevetséges” volt. Ahogy azt a vita végén nyilvánosan is elismerte, csak „előre megfontolt szándékkal provokatív” akart lenni. Lehet, hogy nincsen vita eldöntendő kérdés nélkül, de erre a kérdésre, anélkül hogy bohócot ne csináltak volna magukból, sem Turner nem felelhetett igennel, sem Peebles nem felelhetett nemmel.

Annak ellenére, hogy a vitaszínpadon felvett szerep személyiségükhöz is jól illett, bizonyos szempontból a két tudós végül mégis szinte bizarr módon szerepet cserélt. Turner így érvelt:

„Véleményem szerint az utókor ugyanolyan kozmológiai fordulópontként fog 1998-ra tekinteni, ahogy mi tekintünk 1964-re” - arra az évre, amikor Wilson és Penzias mit sem sejtve pontosan azon a hőmérsékleten fedezte fel a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást, amelyet éppen Peebles jósolt meg. Turner a kozmológia legalapvetőbb számértékeinek meghatározásában történt előrelépésekre hivatkozott - annak a két számnak a meghatározásában, amelyet Sandage is folyton emlegetett, plusz annak a harmadiknak, amelyet az infláció vezetett be. A csillagászok egyre egységesebben 65 körüli értéket tulajdonítottak a Hubble-állandónak. Hellyel-közzel az anyagsűrűség 0,4-es értékében is kezdtek megegyezni. Sőt ez utóbbi érték látszólagos elégtelenségének ellenére már megfigyeléses bizonyítékot is találtak arra, hogy az összesített sűrűség és a kritikus sűrűség arányát - azaz az anyag/energiasűrűség és a világegyetem összeroppanását megakadályozó minimális sűrűségérték arányát - hogyan tornázhatják fel 1-re.

Viszont Turner azt is nyíltan elismerte, hogy lambda sem tudja az összes kérdést megválaszolni. A kozmológiának már új szillogizmusa volt: A premissza: a táguló világegyetem tele van a többi anyagra gravitációsan ható anyaggal; B premissza: a tágulás gyorsul; következtetés: kell lennie az anyagon kívül, legyen az látható vagy sötét, valami másnak is, ami a tömegvonzás hatásánál is erősebbnek bizonyul. Jó, de mi az a más?

Mindent tudunk a kozmológiáról? Aligha.

A csillagászok számára lambda csak egy kozmetikázó tényező, egy önkényesen bevezetett szimbólum volt egy egyenletben. Értéke lehetett nulla, vagy bármi más. Ha azonban az ember bízott az Ia típusú szupernóvák kozmológiai hasznosságában, és biztos volt abban, hogy semmit sem számolt el, akkor elfogadta, hogy pozitív szám. Brian Schmidt tisztában volt a pozitív értékű lambda inflációs elméletre vonatkozó következményeivel, de Adam Riess például nem. Amikor tehát a saját szoftvere meggyőzte Riesst, hogy a világegyetem anyagmennyisége negatív kell legyen, hacsak egy pozitív értékű lambdával egyensúlyba nem hozza, ki kellett művelnie magát - amit egyébként ezer örömmel meg is tett - a kozmológiai állandó bevezetésével megoldódó problémák témájában.

A részecskefizikusok számára azonban egy pozitív értékű lambda nemhogy nem oldotta meg a problémákat, hanem éppenséggel újat vetett fel.

A részecskefizika szemszögéből ugyanis a lambda nem puszta szám, hanem a tér egyik jellemzője. A tér pedig a részecskefizika szemszögéből korántsem üres. A tér a részecskefizikusok számára kvantummechanikai bolondokháza, amelyben látni is alig lehet a spontán keletkező és pusztuló virtuális részecskék őrületes forgatagában. A kísérletek bizonyították, hogy ezek a részecskék léteznek, sőt energiával is rendelkeznek. Az energia pedig az általános relativitáselmélet szerint kölcsönhatásba lép a gravitációval. A fizikusok azt a jelenséget, amikor energiával rendelkező kvantumrészecskék kölcsönhatásba lépnek a gravitációval, Hendrik Casimir holland fizikus után Casimir-effektusnak nevezik. Casimir 1948-ban felvetette, hogy ha két egymással párhuzamosan elhelyezett vezető lemezt egymáshoz közelítünk, mérhetően nő a lemezek közti vákuumenergia. Azóta számos kísérlet a jóslatával megegyező eredményt adott. Talán Stephen Fulling matematikus foglalta össze legfrappánsabban az effektus szubjektív jelentőségét: „Mindenki, aki a kvantumelmélet és az általános relativitáselmélet átfedésének területén keresi a kenyerét, a legnagyobb csodálattal és elfogódottsággal hangsúlyozza a jelenség valóságosságát.”

A tér pozitív energiáját tehát ezt megelőzően is ismerték. Sőt az elméleti fizika kétféle vákuumenergiát is megkülönböztetett, legalábbis két neve is volt a dologra. Az egyik típusú vákuumenergia térben és időben változatlan lenne - ezt hívnák kozmológiai állandónak. A másik térben és időben dinamikusan változna - ez lenne a kvintesszencia (az ókori görög fizika ötödik eleme). Azért, hogy a csillagászok ne keverjék össze a „lambda” és a „kozmológiai állandó” szavakat, amelyeket addig nagyrészt egymás szinonimáiként használtak, Turner új kifejezést akart kitalálni a jelenségre. 1998 májusában a Fermilab konferenciáján dobta be a „furi energia” szókapcsolatot, nem túl nagy sikerrel. A következő próbálkozása - a „sötét energia”, amely szándékosan rímelt a „sötét anyag” kifejezésre - viszont bekerült a köztudatba.

A világegyetem szupernóvák megfigyeléséből kiszámított pozitív energiasűrűség-értékével az volt a gond, hogy a kvantummechanika magasabb értéket jósolt, mint a csillagászok által mért 0,6 vagy 0,7. Sokkal magasabbat: a tíz százhuszadik hatványával magasabbat. Pontosan 1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000-szer magasabbat. A széles körben elterjedt tréfa szerint ekkora eltérést még a kozmológia sem enged meg. Ilyen nevetségesen hatalmas energiasűrűségérték mellett úgy meggörbülne a tér, hogy Turner szavaival „az orrunk hegyéig sem látnánk el benne”. Nem mintha ez esetben lenne olyan világegyetem, amelyben van orrunk, annak meg hegye. Ekkora energiasűrűség a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást 1/100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 másodperccel a nagy bumm után 3 kelvin hőmérséklet alá csökkentette volna. Ha tehát a 10^120 és a 0,7 energiasűrűségérték közül kell választaniuk, a legtöbb részecskefizikus teljes lelki nyugalommal felteszi, hogy valamikor valaki majd valahogyan megmachinálja a matematikai háttért, vagy kideríti, hogy a részecskék épp a megfelelő arányban pusztítják el egymást, hogy az az eredmény jöjjön ki, amelyet eddig is mindenki teljes lelki nyugalommal elfogadott, azaz hogy Λ = 0.

A szkeptikusok előszeretettel hívták fel a figyelmet arra, hogy a jótündérek csak egy kívánságot szoktak teljesíteni - ez volna a sötét anyag -, most mégis másodszor is hozzá folyamodnak - a sötét energiával. Talán várható is volt, mindenesetre egyre gyakrabban hangzott el a konferenciákon a szitokszó: epiciklusok! (Lásd az első fejezetben Ptolemaiosz forgó gömbjeit, amelyekkel kiegészítette a Naprendszer modelljét.) Vajon a csillagászok és az alájuk lovat adó, inflációval dobálózó teoretikusok is csak a megfigyeléseket próbálták kimagyarázni, ahogy az ókori tudósok próbálták elkeseredetten hozzáigazítani a matematikai levezetést az égen látható mozgásokhoz?

Az ókori bölcseknek, szó se róla, korábban akadtak modern kori követői. A XIX. századi tudósok úgy okoskodtak, hogy a fény csak akkor terjedhet hullámként a térben, ha feltételezzük, hogy létezik egy mindent betöltő kozmikus tó. William Thomson skót fizikus, a későbbi Lord Kelvin egész karrierjét azzal töltötte, hogy megpróbálta egyenletekkel leírni ezt az „éter”-t. 1896-ban, amikor a Glasgow Egyetem az intézet szolgálatával töltött ötvenedik évét ünnepelte, Lord Kelvin ezt írta egy barátjának: „Az elektromágnesesség tekintetében 1846. november 28-a óta nem volt egyetlen nyugodt, boldogságban töltött pillanatom.” 1907-ben hunyt el, két évvel azután, hogy Einstein speciális relativitáselmélete szakított az abszolút tér fogalmával, ezzel „szükségtelenné” téve az éterfeltevést.

Vajon az utókor majd a modern kozmológia egészére is a közvetett bizonyítékokból kiinduló következtetések korlátaira rámutató, a fentihez hasonló tanmeseként fog tekinteni? Nem tudtuk értelmezni a galaxisok mozgását, ebből a sötét anyag létezésére következtettünk. Nem tudtuk értelmezni a szupernóvák fényességének anomáliáit, ebből a sötét energia létezésére következtettünk. A következtetés gyakran nagyon hasznos módszer: egy alma a földre esik, ebből következtethetünk a tömegvonzásra. A következtetés azonban sokszor nem ad teljes választ: hiszen mi is a gravitáció pontosan? És a sötét anyag? És a sötét energia?

A csillagászok talán nem tudták meghatározni a sötét energia mibenlétét, de néhány elméleti fizikus tudni vélte, micsoda: csupán túlzásba vitt spekuláció. Csak azért, mert a pozitív értékű lambda annyi problémát megoldana, még nem biztos, hogy létezik.

„Maguk észlelőcsillagászok csak vesztegetik a Keck meg a Hubble drága idejét - hányta Alex Filippenko szemére egy elméleti fizikus 1998-ban -, mert az eredményeik nem lehetnek helyesek. Nincs olyan elmélet, amely összeegyeztethető volna egy parányi, de nem nulla vákuumenergia-értékkel (parányi abban az értelemben, hogy lambda a kritikus sűrűség 0,6-vagy 0,7-szerese lenne, és nem 10^120-szorosa), és ilyen elmélet soha nem is lehet.” „Nézze - válaszolta Filippenko -, ez egy megfigyelésen alapuló eredmény. Én csak azt tudom, a távcső melyik végébe kell nézni; ön sokkal intelligensebb nálam. További megfigyeléseink azonban vagy ezt az adatot fogják megerősíteni, vagy kiderül, hogy tévedtünk - ha így alakul, reméljük, valamilyen összetett oka lesz a tévedésnek, és nem az, hogy valaki véletlenül azt adta meg valamelyik számítógépnek, hogy »2 + 2 = 5«.”

Más szóval csak azért, mert a pozitív értékű lambda új problémát vetett fel, még nem biztos, hogy nem létezik.

Végső soron a szociológiai okok - hogy két ádáz ellenfél egymástól függetlenül kapta ugyanazt a meglepő eredményt - sem a szkeptikusokat, sem a megfelelően óvatos csillagászokat nem győzhették meg arról, hogy csak áltatják magukat. Az esztétikai szempontok - hogy hány problémát vet fel és hányat old meg az eredmény - sem nyomhattak túl sokat a latban. Sőt még az sem, hogy a Science ennek az eredménynek ítélte oda az 1998-as Az év tudományos áttörése címet. Filippenko jól mondta: csak a tudomány, csakis további megfigyelések igazolhatják vagy cáfolhatják a pozitív lambdaértéket.

A csillagászok tehát azt tették, amit akármelyik tudós tett volna hasonló helyzetben: megpróbálták bebizonyítani, hogy a jelenség nem létezik. Mi kerülhette el a figyelmünket, ami miatt halványabbnak tetszenek a szupernóvák, mint kellene? Két lehetőség is felmerült.

Az első valamilyen különleges csillagközi por feltételezése volt. A csillagászok jól tudták, hogy a közönséges intergalaktikus por elvörösíti a fényt, és azt is tudták, hogyan küszöböljék ki torzító hatását - nem kis részben Riessnek köszönhetően. Riess az MLCS-ről - a csillagközi por hatását korrigáló többszínbeli fénygörbealaknak nevezett módszeréről - írt tanulmánya 1999-ben elnyerte a Trumpler-díjat, a csillagászat számára különleges jelentőséggel bíró doktori disszertációknak járó kitüntetést. A csillagászok azonban újabban már szürke intergalaktikus port is emlegettek.

„Soha senki nem látott még szürke intergalaktikus port” - háborgott Riess. „Viszont kozmológiai állandót sem látott még soha senki” - ismerte el.

Azonban az is lehetséges volt, hogy a nagy távolságban lévő szupernóvák szokatlan halványsága annak köszönhető, hogy mivel még egy fiatalabb és kevésbé összetett világegyetemben robbantak fel, ezek a szupernóvák másmilyenek. Lehetséges, hogy az univerzum története során megváltozott az Ia típusú szupernóvák összetétele, és a viszonylag közeli szupernóvák más recept alapján készültek, mint a távoliak. A távoli szupernóvák magját talán az elemek egy egyszerűbb keveréke alkotta, ami miatt természetüknél fogva halványabbak, puszta illúzió tehát, hogy távolabb vannak.

A kérdést csak egyféleképpen lehetett eldönteni. Amennyiben a szupernóvák adatainak értelmezése helyes, a világegyetemben jelenleg a sötét energia túlsúlyban van az anyaggal szemben; a sötét energia antigravitációja erősebben húzza szét az univerzumot, mint amilyen erővel az anyag gravitációja vissza tudja rántani. Ha így volna, a világegyetem gyorsulva tágulna, és a távoli szupernóvák a két kutatócsoport megfigyeléseinek megfelelően a vártnál halványabbnak tűnnének.

Korábban viszont a világegyetem kisebb, tehát sűrűbb is kellett hogy legyen. Minél korábbi korszakot vizsgálunk, annál kisebb és sűrűbb, és minél sűrűbb volt a világegyetem, benne az anyag összesített gravitációs hatása annál nagyobb volt. Ha a csillagászok elég messzire - azaz a jóval távolabbi múltba - ellátnának, előbb-utóbb megfigyelhetnék azt a korszakot, amikor a sötét anyag volt fölényben. Ebben az időszakban a sötét anyag gravitációs vonzása feltehetőleg felülmúlta a sötét energia antigravitációs széthúzását, a tágulás tehát lassult, az ekkor felrobbant szupernóvák tehát a vártnál fényesebbnek látszanának.

Nem ez a helyzet azonban, ha szürke csillagközi poron keresztül nézzük őket, vagy ha ezek a szupernóvák a világegyetem korábbi korszakában egyszerűbb összetételűek voltak. Ha ez utóbbi feltevés a helyes, minél távolabbra nézünk, annál halványabbnak látszanak majd a szupernóvák.

Csak úgy tudjuk eldönteni, melyik változat a helyes - egyrészről a sötét energia, másrészről a szürke por és/vagy az egyszerűbb összetétel -, ha olyan szupernóvát tudunk megfigyelni, amely ebben a sokkal korábbi, sokkal távolabbi korszakban robbant fel. Olyan szupernóvát kellene ehhez találni, amely még azelőtt robbant fel, hogy a világegyetem „a feje tetejére állt” - mielőtt a tágulás lassulását felváltotta volna a gyorsuló tágulás, annak idején, amikor még az anyag állt nyerésre az energiával szemben. A megfigyelő azt várná, hogy egy ilyen szupernóva „a kelleténél” fényesebb lesz. Ha egy ilyen szupernóva adatpontját a Hubble-diagramon ábrázolnánk - jóval a Calán/Tololo-felmérés során megfigyelt közeli szupernóvákon túl, de a diagramon még a két kutatócsoport nagy vöröseltolódású szupernóváitól is jobbra -, az enyhe emelkedés, amelyet az SCP és a Nagy-z csapat a 45 fokos egyenes folytatásaként megrajzolt, a világegyetemhez hasonlóan „a feje tetejére állna”. A vonal lefelé kellene hogy tartson.

Ha mégsem így lenne, el kellene vetni a sötét energia elméletét.

A földfelszíni távcsövek azonban nem képesek ilyen távolságokba ellátni. A Hubble-űrtávcső viszont igen, sőt még szupernóvákat is képes megfigyelni ekkora távolságokban. 1997. december 23. és 27. között Ron Gilliland és Mark Phillips arra vállalkozott, hogy bebizonyítsa, még a világegyetem legkorábbi korszakában felrobbant szupernóvákat is észlelni tudjuk. Az égbolt egy már ismert, sőt már-már elhíresült szeletében kutattak: a Hubble Deep Field nevű égrészletben.

1995-ben, két évvel korábban, a HST a világegyetem addigi legtávolabbi részletéről készített felvételt. Az űrtávcső tíz napon át fúrt egyre mélyebbre az égbolt egy homokszem átmérőjű részén; csak szívta magába a fotonokat, és egyre messzebb és messzebb nézett az űrbe, azaz egyre távolabb és távolabb látott a múltba. A Hubble Deep Field felvételen végül vagy háromezer tejútrendszer látszott, köztük néhány, az univerzum legfiatalabb, halványkék színű galaxisa is. Gilliland és Phillips ide akart visszamenni, hogy megtegyék, amit a ’30-as évektől kezdve minden szupernóvavadász megtett - össze akarták vetni az új felvételt a korábbival, hogy lássák, történte változás. Vajon 1997-ben látszik-e bármelyik galaxisban egy aprócska fénypont - egy szupernóva -, amely két évvel korábban még nem volt ott?

Kettő is látszott. A két pötty az SN 1997ff és az SN 1997fg nevet kapta. Követőészlelések nélkül Gilliand és Phillips nem tudták elvégezni a fotometriai elemzést, tehát nem tudták felvenni a szupernóvák fénygörbéjét, de céljukat így is elérték. Bebizonyították, hogy a HST-vel a földi távcsövek számára elérhetetlen távolságokban is fel lehet fedezni szupernóvákat.

Azt azonban, amire ahhoz lett volna szükség, hogy a sötét energia feltevését megvizsgálhassák, sajnos nem lehetett megvalósítani: a csillagászok nem készíthettek referenciafelvételeket, és nem térhettek vissza hetekkel később ugyanahhoz az égrészlethez abban a reményben, hogy egy minden eddiginél távolabbi szupernóvát fedeznek fel, ahogy hetekkel, hónapokkal előre sem tudták lefoglalni az esetleges követőmegfigyelésekhez szükséges távcsőidőt. Egy csillagász sem tudta ugyanis garantálni, hogy nem csak pazarolni fogja a HST drága idejét.

A két szupernóva - SN 1997ff és SN 1997fg - szöget ütött Adam Riess fejébe. Nem hagyták nyugodni. 2001-ben amellett, hogy a Nagy-z társulásnak is tagja maradt, az Űrtávcső Tudományos Intézet főállású tudományos munkatársa lett, tehát már napi szinten foglalkozott a HST eredményeivel és a távcső lehetőségeivel. Az SN 1997ff és az SN 1997fg azonban továbbra is egy elszalasztott lehetőség elevenen élő, fájó emléke maradt a tudatában. Mindkét szupernóva elég messze volt ahhoz, hogy próbára tehessék velük a sötét energiára épülő kozmológiai modell lassuló-gyorsuló tágulásának felvetését - abban a korszakban robbantak fel, amikor a modell szerint a tágulás a sötét anyag befolyása miatt lassult, még azelőtt, hogy a tágulás a sötét energia befolyása miatt gyorsulni kezdett volna. Ha Gilliland és Phillips követőmegfigyeléseket végezhetett volna az SN 1997ff-en vagy az SN 1997fg-n, gondolta Riess, a sötét energia elmélete máris túl lenne az első, rendkívül látványos próbán.

2001 elején Riess rádöbbent, hogy addig rossz irányban gondolkodott a kérdésről. Mi van, ha a kettő közül valamelyik szupernóván mégis megtörtént a követőmegfigyelés? Gilliland és Phillips szándékosan nem tette meg, de a HST valamilyen másik megfigyelése közben véletlenül elvégezhette.

El is kezdett keresni a HST számítógépes archívumában. Megadta a koordinátákat. Rektaszcenzió: 12h36m44s,11. Deklináció: +62°12'44",8. Időben olyan intervallumot adott meg, amelyen belül az SN 1997ff és az SN 1997fg felfénylése és elhalványulása is bekövetkezhetett: 1997. december 27. és 1998. április elseje közötti adatokat hívott le.

Riess tökéletesen tisztában volt azzal, milyen parányi az esélye annak, hogy megtalálja, amit keres. A Hubble-űrtávcső a világűr roppant méretű szeletét vizsgálta: mekkora lehet az esélye annak, hogy egy adott időpontban éppen a távoli űr egy adott pontját nézte? „Ekkora szerencséje senkinek nem lehet” - hűtötte le saját kedélyeit Riess. Aztán megütötte a főnyereményt.

Még 1997 elején az egyik űrrepülőgép (Space Shuttle) több új műszert vitt fel a HST-re, köztük a közeli infravörös kamera és többobjektumos spektrométer (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer, NICMOS) elnevezésű berendezést, amely - mivel az infravörös tartományban is „látott” - különösen érzékeny volt az olyan messzi égi objektumokra, amelyeknek fénye már akkora vöröseltolódást mutat, hogy mire az a világegyetemben hozzánk elér, már el is hagyja az elektromágneses spektrum látható tartományát. A NICMOS-t beüzemelő csapat úgy döntött, műszerüket az ég egy olyan kifejezetten messzi részletén fogják kipróbálni, amelynek alakzatai mégis könnyen azonosíthatóak. A Hubble Deep Field tálcán kínálta magát.

A megfigyelési program csak január 19-én kezdődött, de néhány próbafelvétel már ezt megelőzően is készült, és láss csodát: az SN 1997ff is tisztán kivehető volt. A NICMOS próbaüzeméről tárolt HST-archívumban a december 26-i, a január 2-i és a január 6-i felvételen is látszott. Amikor aztán a NICMOS igaziból is megkezdte az adatgyűjtést, az SN 1997ff minden egyes kép legszélén feltűnt. Olykor lecsúszott a felvételről, de legtöbbször ott volt. Riess 2001 első felét az SN 1997ff elemzésével töltötte. Vöröseltolódásából megállapította, hogy 10,2 milliárd évvel ezelőtt robbant fel - sokkal korábban tehát, mint ahogy az univerzum lassuló tágulása gyorsulni kezdett volna. Már, ha egyáltalán valóban volt ilyen átmenet lassuló és gyorsuló tágulás között. Már, ha egyáltalán létezett sötét energia.

Az Űrtávcső Tudományos Intézet minden tavasszal szimpóziumot szervezett. Az egyik ilyen összejövetel a Hubble Deep Fieldet vitatta meg, egy másikon a csillagok kialakulásáról esett szó. A 2001-es téma, mit ad Isten, ez volt: „A sötét világegyetem: anyag, energia és tömegvonzás”. Több mint száz csillagász cserélhetett itt eszmét látszólag önellentmondásos szakmai küldetéséről, amelyet Mario Livio, a szimpóziumot szervező asztrofizikus csak „a láthatatlanság csillagászatának” hívott.

Az Űrtávcső Tudományos Intézet egy alacsony, modern stílusú, és a NASA-szervezetre nem jellemző módon szerény épületben székelt a baltimore-i Johns Hopkins Egyetem campusának egy eldugott szegletében. (Amikor egy korábbi látogatásomkor bejelentkeztem egy helyi szállóba, megkérdeztem a pult mögött álló alkalmazottat, merre találom a Hubble-űrtávcső központi irodáját. A recepciós a türelmemet kérte, és egy hátsó helyiségben megvitatta a kérdést egy felettesével. „A Hubble-űrtávcső - mondta, amikor visszatért, és a levegőbe bökött - odafent van.”) Úgy tűnt, mintha behúzná a nyakát, nehogy beverje a fejét a fák koronájába. Az épület hátulsó feléről az első emeleti előadóterem ajtaja előtti üvegfalon keresztül egy kis patakra lehetett látni. Az egyszeri résztvevő csalódott volna, ha itt Fermilab-féle futóversenyre vagy százakat megvendégelő grill-partira számít; az Űrtávcső Tudományos Intézetnél a szertelenség a körbekínált borban és sajtban kimerült - koffein mérgezésnél nagyobb kalandról itt szó sem lehetett.

Ekkorra már a „sötét energia” elmélet leghangosabb kritikusai is el kellett fogadják az Antarktisz széléről és a chilei Atacama-sivatagból felbocsátott ballonokkal végzett kísérletek eredményeit. A ballonok harminc kilométeres magasságba emelkedtek, és fedélzeti műszereikkel a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást mérték fel. A kísérletekkel a COBE méréseit akarták finomítani, hogy még pontosabban megismerjük a háttérsugárzás térbeli hőmérséklet-ingadozásait. Amennyiben a legnagyobb hőmérséklet-ingadozás az ég egymástól 1 fok távolságon belüli két pontja között van, a világegyetem nyílt geometriájú; ha a hőmérséklet 1 fok távolságon túli két pont közt tér el legjobban, az univerzum zárt; ha pedig a sugárzás hőmérséklete az ég két, egymástól pontosan 1 fok távolságra lévő pontja közt ingadozik legjobban, az univerzum sík. Eddig minden kísérleti eredmény egyöntetűen sík világegyetemre utalt.

De abból, hogy a világegyetem egyre félreérthetetlenebbül síknak tűnt, még nem következett, hogy a világegyetem tágulása gyorsul is. Egy kivonáson kívül semmi egyébbel alá nem támasztott paraméter kevés meggyőző erővel rendelkezik - ómega 1, az anyagsűrűség 0,3, tehát lambda 0,7? Ez a levezetés korántsem oldotta fel az 1998 előtti dilemmát: a COBE szerint a világegyetem sík, egyéb megfigyelések szerint viszont nyílt. A ballonos kísérletek a COBE eredményei felé billentették a mérleg nyelvét, olyannyira, hogy a „sík univerzum” elképzelés lassan a kozmológia egyik széles körben elfogadott axiómája lett. A tágulás gyorsulásának feltevéséről ezt nem lehetett elmondani. Ez az eredmény különösen a részecskefizikusok számára volt értelmezhetetlen - kellett lennie valami más megoldásnak.

Az észlelőcsillagászok részéről többek között Vera Rubin is jelen volt a szimpóziumon; megnyitó előadásában összefoglalta a sötét anyag történetét - jobban mondva a sötét anyag gondolatának történetét, hiszen, ahogy rámutatott, amíg ki nem derítjük, mi a sötét anyag, a történetét sem írhatjuk meg. Megemlékezett saját 1980-as jóslatáról, amely szerint tíz éven belül felfedezik a sötét anyagot; további érdekességként említette, hogy Martin Rees angol csillagász nemrégiben, azaz nagyjából húsz évvel később ugyanezt feltételezte. Előadását azzal zárta, hogy megkockáztatta, ha élne, Fritz Zwicky véleménye a kozmológia jelenlegi állásáról az lenne, hogy „Epiciklusok!”.

Az elméleti fizikusok részéről többek között Michael Turner is jelen volt, aki arra buzdította a közönséget, hogy „alaptalan lelkesedés”-sel üdvözölje a „precíziós kozmológia” korszakának beköszöntét, és bosszúsan szólt rá egy kollégára, aki lambda 10^120 arányú eltérése felett kesergett: „Nem lelkesedhetnénk inkább még egy kicsit?”

Saul Perimutter is megjelent; egy kizárólag szupernóva-kutatásnak szentelt űrtávcső lehetőségeiről áradozott, de rajta kívül volt még pár tucat előadó, akik saját lehetséges kutatási programjukat jöttek népszerűsíteni, legfrissebb megfigyelési eredményeiket jöttek bemutatni, vagy a sötét energia természetével kapcsolatosan bocsátkoztak szertelen találgatásokba. Leginkább mégis mindenki Mario Liviónak a szimpózium lényegét megfogalmazó, hatalmas transzparensre felírt kérdésére kereste a választ: „Gyorsulva táguló világegyetem - hiszünk-e benne?” Így történt hát, hogy Adam Riess mindenki elől elvitte a pálmát.

Riess a négynapos konferencia harmadik napjára tett előadását sztriptízként adta elő. Valamivel muszáj volt felturbóznia a bemutatót, hiszen ekkorra már mindenki pontosan tudta, mit fog mondani. Két nappal korábban, a szimpózium első napján Riess egy washingtoni NASA-sajtótájékoztatón már bejelentette a felfedezést, amelyet a rákövetkező napon a The New York Times és világszerte más lapok is a címoldalon közöltek. A konferencián azonban minden csillagász kolléga saját szemével is láthatta a bizonyítékokat.

Egy nagy vetítővászon előtt adott elő, amelynek nagy részét letakarta, amíg elmesélte, mit is akar bemutatni. A vásznon a két csapat, a Nagy-z és az SCP által vizsgált szupernóvák vöröseltolódását és fényességét ábrázoló Hubble-diagram látszott, a grafikon adatpontjai azonban nem egyes szupernóvákat, hanem a hasonló vöröseltolódású szupernóvák átlagát jelölték.

Riess felfedte az első három adatpontot: a Calán/Tololo-közeli-szupernóva-felmérés három átlagolt pontját.

Balról jobbra haladva újabb három pont következett a grafikonon: a Nagy-z és az SCP távoli szupernóváinak három átlagolt adatpontja.

A hat pont a már jól ismert, enyhén felfelé kitérő ívet írta le, a szupernóvák a 45 fokos egyenes feletti halványabb tartományba estek. Riess mindössze hat grafikonponttal a pár száz millió fényév távolságtól elindulva egymilliárd, aztán kétmilliárd, majd három-, végül négymilliárd fényév távolságba kalauzolta közönségét a világegyetemben. A következő pont már az SN 1997ff-et fogja jelölni. Vöröseltolódását z = 1,7-ben állapította meg, ami az addig felfedezett messze legtávolabbi szupernóvává tette: Földünktől nagyjából tizenegymilliárd fényév választotta el.

Mindenki tudta, mit fog látni, de a teremben lévő százvalahány csillagász mégsem tudta türtőztetni magát. Mocorogni kezdtek, előrehajoltak, visszatartották a lélegzetüket, és keresztbe tették a kezüket.

Íme! Az SN 1997ff!

A közönség hangosan felmorajlott. Az enyhén felfelé kitérő ív megtört. A szupernóva kétszer olyan fényes volt, mint amilyennek ekkora vöröseltolódáson az ember első ránézésre várta. A világegyetem tényleg a feje tetejére állt.

Riess ugyan még elmondta, hogy az eredmény több mint 99,99 százalékos statisztikai megbízhatósággal kizárta bármilyen szürke por jelenlétét, és a szupernóvák összetételének időközbeni megváltozását is, de a közönség csak megigézve bámulta a mögötte tornyosuló bizonyítékot. A láthatatlanság csillagászainak végre volt mit nézniük.

IV.

A láthatónál kevesebb

A Bambino átka[1]

„Várj egy kicsit, hadd nézzem meg jobban!”

„A fura hang zavar?”

„Nem, hanem hogy visszafelé lépett.”

„Visszafelé?”

„Visszafelé.”

„Visszafelé lépett” - mondta a fiú. Majd rövid szünet után hozzátette: „Az lehetetlen.”

A két egyetemista egy kisujj méretű tengelyt fixírozott - a szerkezet fogaskerekeket forgatott, amelyek egy négy méter mélyen a föld alá nyúló rézhenger belsejében további fogaskerekeket hajtottak meg. A tengely az óramutató járásával megegyezően forgott, azaz „lépett”, apró tikk, tikk, tikkek kíséretében. A szerkezet elvileg tényleg nem léphetett az óramutatóval ellentétes irányba, de az első diák a saját szemével látta, hogy megtette. Nem nyughatott, amíg újra nem látta.

Zsebre vágta, aztán mégis inkább karba tette a kezét, aztán egyik kezével egy betonoszlopnak támaszkodott, aztán maga elé vett egy forgószéket és térdét megtámasztotta az ülőszivacson. Közben egy pillanatra sem vette le a szemét a fogaskerékről. Egy másik gyakornok is arra sétált, megkérdezte, mi történik, és már hárman néztek farkasszemet a tengellyel.

A szerkezet nézett félre először. Tíz perccel később másodszor is visszafelé lépett.

A három diák erre bemasírozott a kalyibába, ahol a csapat többi tagja a klímaberendezés köré gyűlt. A kalyiba velük együtt elérte befogadókészségének nyolcfős maximumát. Az első egyetemista megosztotta felfedezését Les Rosenberggel, a projekt egyik vezetőjével. A kopaszodó, bozontos szakállú Rosenberg kényszeredetten elmosolyodott. „Az lehetetlen” - mondta.

„Jaj, biztos csak a szoftver rendetlenkedik” - intézte el a dolgot egy másik csapattag, fel sem nézve a számítógép monitoráról.

Rosenbergnek azonban személyesen is ellenőriznie kellett a bejelentést. Nemsokára négy zsebre dugott kezű fizikus bámult meredten a tengelyre. Tikk, tikk, tikk, tikk, tikk, tikk, tikk.

Hát így kutattak a sötét anyag után 2007 egy nyári délutánján egy bádogtetős hangárban a kaliforniai sivatagban, hatvan kilométerre a San Franciscó-i agglomerációtól. A helyszín hivatalos elnevezése a Lawrence Livermore Nemzeti Laboratórium 436-os épülete volt, de mindenki csak „sufni”-nak hívta. A kísérlet elvileg a legkorszerűbb technológiát alkalmazta, bár a látvány preindusztriális viszonyokat sugallt. A fiatal gyakornokok a betonpadlón kiterített alaprajzokból dolgoztak, és drótvágókat, franciakulcsokat, fúrókat, kalapácsokat és fémfűrészeket forgattak. Az asztalokon és fémpolcokon festékpacák, horpadások, karcolások, fémforgács és mindenféle kiömlött folyadék beszáradt foltjai éktelenkedtek. A sufni bejárata melletti filctollas táblán a teendők listáját egytől nyolcig számozták be, bár a nyolcas a végtelen szimbólumaként az oldalára volt fordulva. A szoftverfelelős ebéd után kijavította a programhibát: már csak végtelen mínusz egy teendő volt. A kísérlet ekkor már közel húsz éve tartott - a műszer jelenlegi változata volt a második a sorban -, és még nagyjából egy évtized volt hátra belőle. Ha azonban sikerrel befejeződik, ország-világnak ékes bizonyítékkal fog szolgálni arról, hogy a sötét anyag egyik legvalószínűbb feltételezett összetevője létezik-e vagy sem.

Már azzal egy időben, hogy Vera Rubin és galaxissebesség-mérő kollégái a ’70-es években megállapították, hogy a hiányzó tömeg tényleg létezik, és a kozmológusok elkezdtek azon tanakodni, hogy mi lehet ez az anyag, a részecskefizika korabeli eredményei a csillagászattól teljesen függetlenül sejtették a lehetséges választ: valami más, mint amiből mi vagyunk. Nem az atomok részei - protonok és neutronok, melyeket barionoknak nevezünk, melyek kialakultak és átalakultak az univerzum első pillanatától fogva. Másféle anyagról van szó, amely bár szintén a világegyetem első pillanataiban keletkezett, nem alakul át újra meg újra, mivel sem önmagával, sem más anyaggal nem lép kölcsönhatásba. Olyasmiről, ami a puszta létezésen kívül egyebet nem nagyon csinál, viszont nagyban hozzájárul az univerzum tömegéhez. A ’70-es években az elméleti fizikusok zsákszám találták ki a feltételezett részecskéket, hogy feloldják a részecskefizika standard modelljének egyes problémáit. Viszont amikor jobban megnézték, milyen tulajdonságokkal is rendelkeznének ezek a virtuális részecskék, kiderült, hogy kettő a sok közül elvileg éppen megfelelő arányban létezne ahhoz, hogy kiadja a világegyetemből „hiányzó” tömeget.

Az egyik ilyen részecske az axion volt, amelyet a „sufni”-ban dolgozó fizikusok igyekeztek észlelni. Ha létezik, a feltevések szerint köbcentiméterenként több billió axion nyüzsög mindenütt, és pár száz billió éppen ebben a pillanatban halad át a kedves olvasó testén. A fizikában nincs abban semmi különös, hogy bizonyos részecskék látszólag szilárd dolgokat szeljenek át; egy neutrínó például egy egész fényévnyi ólmon keresztül tudna haladni anélkül, hogy bármilyen részecskével összeütközne közben. A gond az axionnal ott kezdődik, ahol a másik sötétanyag-jelölttel, a neutral ínóval: nyakon kellene csípni valahogy.

Karl van Bibber 1989-ben kezdett az axionra vadászni, amikor még a negyedik ikszen innen volt, és egyesek még csodagyerekként gondolhattak rá. Három évre rá felvette Rosenberget, egy volt stanfordi diákját, akit „teljes mértékben zseni”-nek és „világklasszis kísérletező”-nek tartott, hogy segítse az Axion Sötét Anyag Kísérlet (Axion Dark Matter Experiment, ADMX) kivitelezését. Van Bibber Connecticutban nőtt fel, és a Boston Red Sox baseballcsapatnak szurkolt, annak a csapatnak, amelyik arról volt híres, hogy 1918 óta nem nyert bajnokságot. Gyerekkorában ezerszer hallotta, hogy az átkozta meg a csapatot, hogy az 1919-es és az 1920-as szezon között eladták Babe Rutht a Yankeesnek. Amikor 2004-ben a Red Soxnak 85 év után először újra sikerült megnyernie a bajnokságot, Van Bibber kitörő öröme átragadt Rosenbergre is, aki az MIT tanáraként eltöltött évek során már közel került a csapathoz; attól fogva együtt szurkoltak a Red Soxnak. Van Bibber livermore-i számítógépén a képernyővédő a csapat 2004-es győzelmét ünneplő újságcikkek szalagcímeit váltogatta: „Leszámoltak a szellemmel!”; „Hihetetlen, de igaz!”; „2090-ben TALÁLKOZUNK!”. Rosenberg és Van Bibber maximálisan egyetértett abban, hogy nincs annál jobb felkészülés az axionvadászatra, mint a Boston Red Sox szurkolójának lenni.

Ahhoz, hogy egyáltalán reménykedni kezdhessenek, hogy valaha észlelnek egy axiont, olyan rádióvevőt kellett szerkeszteniük, amely a watt egybilliomod részének egybilliomod része (azaz 1/1 000 000 000 000 000 000 000 000 watt) „erősségű” jelet is képes fogni. Ez az érték három nagyságrenddel gyengébb, mint a Pioneer 10 űrszonda legutolsó, 2002-ben fogott jele, amelyet a Földtől tizenegymilliárd kilométerre, a Naprendszer legszéléről sugárzott. A Pioneer 10 esetében azonban legalább a jel frekvenciája ismert volt; a tudósok tudták, hova kell tekerni a rádió állomásválasztóját.

Karl van Bibbernek ez a luxus nem adatott meg, viszont egy nagy előnye azért volt a többi sötétanyag-vadásszal szemben: ő velük ellentétben fel is ismerte volna a zsákmányát, ha megpillantja.

Hogyan láthat meg bárki valami sötétet, ha a „sötét” szó alatt olyasmit ért, amit „lehetetlen látni”? Hogyan lehetséges olyasmit csinálni, ami az ember saját meghatározása szerint lehetetlen? Hát úgy, hogy a teljes kérdéskört újragondolja.

A csillagászok évezredeken át az ég fényeinek megfigyelésével próbálták megfejteni a világegyetem működését. Galileitől fogva aztán rájöttek, hogy még több fényt is meg lehet figyelni az égen, olyanokat is, amelyeket szabad szemmel nem, csak távcsővel lehet látni. A huszadik század közepére kezdték kiterjeszteni a „fény” fogalmát, és olyan távcsövekkel néztek az égre, amelyek az elektromágneses spektrum látható tartományán túl is láttak - a rádióhullámok, az infravörös sugárzás, a röntgenhullámok és társaik világába. Miután elfogadták a sötét anyag létezésére utaló bizonyítékokat, a csillagászok rájöttek, hogy a „megfigyelés” fogalmát is ki kell terjesszék. Ezek után a világegyetem működését csak úgy fejthetik meg, ha a puszta látást valamiféle aktívabb keresésre cserélik. Valahogy fel kell venniük a kapcsolatot a vizsgált dologgal, máskülönben nem marad más választásuk, mint visszatérni az ókori csillagászok módszeréhez. Ők az öt érzéket kiterjeszteni képes műszerek nélkül csak egyet tehettek: megpróbálták kimagyarázni, amit láttak. Gondolkodtak. Elméleteket gyártottak.

Márpedig a sötét anyag pusztán elméleti síkon létezik. Kezdettől fogva csak közvetett bizonyítékok voltak a létezésére. A látható dolgokra kifejtett hatása miatt „tudtuk”, hogy van. A legkézenfekvőbb magyarázat a sötét anyag mibenlétére az, hogy olyan, mint az eddigi anyag - hogy ezt is láthatnánk, ha nem lenne annyira messze, vagy nem volna természeténél fogva annyira halvány, hogy minden szokásos megfigyelési módszerünk elől el tud rejtőzni. Ockham borotvájának elve alapján az univerzum értelemszerűen olyan anyagból áll, amelyet ismerünk - barionikus anyagból -, nem olyanból, amelyről semmit nem tudunk. A sötét anyag talán csak - ahogy Vera Rubin néha viccelődött - „kihűlt bolygók, holt csillagok, téglatörmelék vagy baseballütők” összessége.

1986-ban Bohdan Paczynski princetoni csillagász felvetette, hogy ha tényleg léteznek ezek a tömeggel rendelkező, de számunkra láthatatlan dolgok saját galaxisunk halójában - ahol a Tejútrendszerben lévő sötét anyag nagy része a csillagászok sejtése szerint található -, a gravitációslencse-hatást kihasználó módszerrel azonosíthatnánk pontos helyüket. Einstein 1936-ban adta közre azt a gondolatát, hogy egy csillag fókuszálhatja egy mögötte lévő csillag fényét. A közelebbi csillag gravitációs tömege a felvetés szerint elhajlítaná a teret, egyúttal a távolabbi csillag fényének pályáját is, így annak ellenére, hogy a közelebbi csillag „kitakarja” a látótengelyünkben a távolabbit, mégis látnánk mindkettő fényét.

„A jelenség közvetlen megfigyelésére természetesen semmi esélyünk nincs” - írta Einstein egy másik cikkében. A cikket megjelentető folyóirat szerkesztőjével pedig személyes véleményét is megosztotta: „A gondolat szinte teljesen haszontalan.”

Einstein azonban nem gondolkodott elég nagyban. Még a ’30-as években sem tudott felülemelkedni azon az univerzumképen, amelyen felnőtt. Pedig a világegyetem akkorra már nem csupán az egyetlen Galaxis számtalan csillagában, hanem sok milliárd galaxisban is dúskált. Néhány hónappal azután, hogy Einstein publikálta rövid cikkét a gravitációs lencsézésről, Fritz Zwicky rámutatott, hogy egy közelebbi csillag helyett egy közelebbi galaxist is lehetne gravitációs lencseként használni. Ráadásul, mivel egy galaxis gravitációs tömege többmilliárdszorosa egy csillagénak, „szinte bizonyos, hogy a csillagködök gravitációs lencseként működnek”.

Zwicky jóslata 1979-ben vált be, amikor egy galaxis gravitációs közbenjárásának köszönhetően ugyanazon kvazárról két különböző felvételt sikerült készíteni. Paczynski felismerte, hogy a CCD-technológia és a szuperkomputerek korában már az a kis léptékű gravitációslencse-hatás (az ún. gravitációsmikrolencse-hatás) is hasznosítható, amelyet Einstein először felvetett, aztán elvetett. Paczynski úgy gondolta, hogy ha egy sötét, a Tejútrendszer halójában keringő objektum (egy nagy tömegű kompakt halóobjektum, azaz Massive Compact Halo Object, MACHO (Olyan barionikus anyagból álló égitestek gyűjtőfogalma, amelyek nem, vagy csak alig bocsátanak ki sugárzást. A galaxisok halójában kimutatható sötét anyag egy lehetséges magyarázatát adják. A mozaikszó kiejtése és jelentése megegyezik a magyar „macsó” szavunkéval.)) a látótengelyünket keresztezve elhalad egy szomszédos galaxis egyik csillaga előtt, a közelebbi sötét objektum gravitációs hatása miatt a távolabbi objektum fényesebbnek fog látszani. 1993-ban két kutatócsoport is jelezte, hogy a Nagy Magellán-felhő több millió csillagának fényességadatai alapján valószínűleg három ilyen eseményt észleltek - ami csillagászati szempontból ugyan szép teljesítmény, de ez alapján semmiképp nem állítható, hogy a Tejútrendszer halója telis-tele volna sötét és nagy tömegű, barionikus anyagból álló objektumokkal.

Felmerült, hogy a baj talán nem is a sötét anyag észlelhetetlenségével van, hanem észlelhető hatásával, a tömegvonzással. Mordehei Milgrom, az Izraelben működő Weizmann Tudományos Intézet munkatársa 1981-ben kidolgozta a módosított newtoni gravitáció (Modified Newtonian Gravity, MOND) elméletét, amelynek képleteivel állítása szerint ugyanolyan jól, ha nem jobban leírhatók a galaxisok rotációs görbéinek szabálytalanságai, mint valamiféle rejtélyes anyag feltételezésével. Az elmélet azonban a galaxishalmazokkal nem nagyon tud mit kezdeni.

De még ha a MOND a nagy léptékű struktúrákat is le tudná írni, a fizikusok azóta megegyeztek abban, hogy más megoldást találtak a sötét anyag mibenlétére. Első ránézésre kevésbé kézenfekvő, de paradox módon meggyőzőbb magyarázatot kapunk a sötét anyagra, ha nem valamilyen már ismert, de nem sugárzó anyagként, vagy a gravitáció módosításával értelmezzük, hanem elismerjük, hogy egyelőre nem tudunk róla semmit.

A „Belső tér/Külső tér” projekt keretében David Schramm és tanítványai felfedezték, hogy a deutérium (a hidrogén egy izotópja, amelynek atommagjában a szokásos nulla helyett egy neutron található) a csillagokban csak elbomlani tud, így más elemekkel ellentétben kizárólag az ősrobbanás folyamán keletkezhetett. Ebből következik, hogy a világegyetemben jelenleg meglévő deutériumnak már a kezdeti pillanatokban is meg kellett lennie, és a jelenlegi deutériummennyiség a primordiális, azaz a kezdetben kialakult kiindulási mennyiség alsó határának tekinthető. További számításokkal megbecsülhetjük, milyen sűrűségűnek kellett a barionikus anyagnak lennie a világegyetem kezdetén, ha a jelenlegi deutériummennyiség fennmaradhatott, mert minél sűrűbb a barionikus anyag, a deutérium annál nagyobb arányban bomlik el. Ahhoz, hogy legalább ennyi deutérium létezhessen a világegyetem keletkezésekor, a barionikus anyagnak egy bizonyos sűrűségűnek kellett lennie. Ez a számítássorozat tehát a barionikus anyagsűrűség felső határát adta meg (Schramm és Turner a deutériumot el is nevezte ,,bariométer”-nek).

Igen hasonló okoskodással és számításokkal a barionikus anyag sűrűségének alsó határát is meg lehet adni. A hélium 3 tömegszámú izotópja (benne két protonnal és egy neutronnal) a csillagokban csak keletkezik, de nem bomlik el, tehát az izotóp jelenlegi mennyiségénél a primordiális, kezdeti mennyiség nem lehetett több. Ebből kiszámítható, mennyi volt a világegyetem kezdeti szakaszában a barionikus anyag sűrűsége, ha a hélium-3-nak ez a maximumértéke fennmaradhatott, és továbbszámolva megállapítható a barionikus anyagsűrűség alsó határa.

Miután a részecskefizika segítségével meghatározták a világegyetem barionikus anyagsűrűségének alsó és felső határát, Schramm és mások is a barionikus anyagra vonatkoztatott ómega értékét (amelyet a barionikus anyagsűrűség és a világegyetem „zártságá"-nak határesetét jelentő kritikus sűrűségérték hányadosaként kapunk) 0,1 körüli értékként adták meg.

A nembarionikus anyag mennyiségéről ezzel azonban nem mondtak semmit. (Egyúttal tehát arról sem, hogy mennyi lehet ómega teljes anyagsűrűségre vonatkoztatott értéke. Az, hogy ezek szerint a barionikus anyag sűrűsége csak egytizede a kritikus sűrűségnek, nem feltétlenül okoz gondot még azoknak a kozmológusoknak sem, akik sík, 1-es ómegájú, inflációs szakaszt is magában foglaló világegyetem-modellt fogadnak el. Az összes (barionikus plusz nembarionikus) anyag sűrűsége ettől még egyenlő lehet a kritikus sűrűséggel, sőt akár meg is haladhatja azt.) Az univerzumot a nembarionikus anyaggal együtt mérlegelő megfigyelések viszont ómegára később nagyjából 0,2, vagy annál valamivel magasabb értéket számoltak ki. A két érték közti különbség - ezek szerint a barionikus anyag 0,1 arányban, az összes anyag pedig 0,2 arányban viszonyulna a kritikus sűrűséghez - önmagában is megfelelően bizonyította, hogy a galaxisok halóiban és a galaxishalmazokban a fekete lyukakon és a baseballütőkön kívül valami egyébnek is lennie kell. Szükség volt nembarionikus anyagra. Az ősrobbanás-alapú modellben pedig a nembarionikus anyagnak is a kezdeti (primordiális) plazmából kellett kialakulnia, a protonokkal, neutronokkal, fotonokkal és minden egyébbel együtt, ami csak a világegyetemben van.

A részecskefizikusok sem tudták, mik lehetnek ezek a részecskék, csak abban voltak biztosak, hogy a világegyetem első másodpercétől fogva az univerzumban repkedő többi részecskéhez hasonlóan ezeknek is vagy gyorsnak, vagy lassúnak kell lenniük. A fénysebességet megközelítve suhanó (relativisztikus sebességű), könnyű feltételezett részecskéket forró sötét anyagnak, a nehezebb, ezért lomhább feltételezett részecskéket, amelyek a galaxisokhoz csapódva a csillagok és gázok sebességével haladnak, pedig hideg sötét anyagnak nevezték el.

A ’80-as évek elején a csillagászok még nem fedezték fel a mikrohullámú háttérsugárzás kezdeti sűrűségingadozásait, amelyek körül később megindult a gravitációs csomósodás, és kialakultak a világegyetemben ma is látható nagy léptékű struktúrák. Az elméleti fizikusok azonban feltételezték ezeket az egyenetlenségeket, és megfigyelés hiányában is végig tudták gondolni, hogy a forró, illetve a hideg sötét anyag egyértelműen különböző módon hatott volna ezekre a gócokra, és az univerzum ennek megfelelően vagy az egyik, vagy a másik modell által meghatározott fejlődési irányba kellett hogy induljon.

A forró sötét anyag relativisztikus sebességű részecskéi úgy maszatolták volna nagyméretű pacákba a sűrűségingadozás hálószerű fodrait, ahogy az esőcseppek kenik el a járdára krétával rajzolt alakokat. Ha az anyag aztán az így létrejövő roppant anyagkötegek köré rendeződött gravitációsan, akkor legelőször a legnagyobb léptékű, legösszetettebb struktúrák alakultak volna ki, amelyek csak később szakadoztak volna szét apró szemcsékre, azaz galaxisokra. A világegyetem ebben az esetben felülről lefelé szerveződött volna, a bonyolulttól az egyszerű felé tartó irányban fejlődött volna ki.

A hideg sötét anyag fénysebesség töredékével haladó részecskéi csak lágy permetként szórták volna szét a sűrűségingadozás csomócskáit, ebben az esetben tehát sokkal lassabban alakultak ki a világegyetem mai alakzatai. A világegyetem e változatában a nagy léptékű struktúrák is apró szemcsékként, galaxisokként kezdték, amelyek fokozatosan nőttek egyre nagyobb és nagyobb képződményekké. Ebben az esetben alulról felfelé szerveződött volna, az egyszerűtől a bonyolult felé haladt volna az univerzum fejlődése.

A ’80-as évek elejének felfedezései, amelyekből kiderült, hogy a Tejútrendszer a Lokális Szuperhalmaz tagja, és hogy a szuperhalmazokat nagy üregek határolják, a „hideg sötét anyag” modellt látszottak igazolni, és a legtöbb elméleti szakember az évtized közepére elfordult a „forró sötét anyag” elképzeléstől. A megfigyelők ekkor kezdték el vöröseltolódás-mérések segítségével három dimenzióban ábrázolni az univerzumot, az ez irányú kísérletek egyik leglátványosabb első észlelése a Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központ által jegyzett, csupa galaxisból álló Nagy Fal volt. A 3,9 méter tükörátmérőjű Angol-Ausztrál Teleszkóppal dolgozó vöröseltolódás-alapú égboltfelmérés (Two-degree-Field Galaxy Redshift Survey, 2dFGRS) 1997 és 2002 között 221 000 galaxist térképezett fel; a 2000-ben induló, az új-mexikói Apache Point Obszervatóriumból megfigyelő Sloan Digitális Égboltfelmérési Program (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) pedig 900 000-et.

Ezekben és más felmérésekben is azt találták, hogy minél messzebbre néznek - azaz a minél korábbi múltba -, annál kevesebb bonyolult struktúrát látnak. Megfordítva: a jelenhez közelítve nő a bonyolult struktúrák száma. Elsőként, z = 2 és z = 4 vöröseltolódási érték között, azaz nagyjából 9-12 milliárd évvel ezelőtt a galaxisok alakultak ki, amelyek z = 1 vöröseltolódási érték alatt, azaz nagyjából hatmilliárd éve halmazokká álltak össze. A kozmikus jelenben pedig a halmazok szuperhalmazokká olvadnak. Az anyag először apró gócokká csomósodott össze, amelyek aztán lassan összekapcsolódtak. Úgy tűnik, a világegyetem alulról felfelé szerveződik, az egyszerűtől a bonyolult felé tartó fejlődési ívet írt le, ami a „hideg sötét anyag” modellel vág egybe.

Ezek az égboltfelmérések azonban mind csak a fényforrásokat térképezték fel: megmutatták, hol találhatók a galaxisok, a csillagászok pedig ebből kiindulva következtethettek a sötét anyag helyzetére. 2006-ig kellett várni, hogy a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) nevű felmérés a sötét anyagról magáról adjon közre háromdimenziós modellt. A projekt 575 olyan, a Hubble-űrtávcső által fotózott felvételt elemzett, amelyen két galaxis vagy két galaxishalmaz a látótengelyünk mentén egymás takarásába került. A MACHO-felmérések gravitációsmikrolencse-hatásához hasonlóan ez a gyenge gravitációslencse-hatásnak nevezett jelenség is egy hozzánk közelebbi anyagsűrűsödésen alapult, amely eltéríti a távolabbi forrásból érkező fényt. A MACHO-val ellentétben azonban a gyenge gravitációslencse-hatást felhasználó felmérés nem olyan elszigetelt eseményeket észlelt, amikor egy objektum egy másik előtt haladt el, hanem különböző, egymáshoz képest gyakorlatilag mozdulatlan galaxisok és galaxishalmazok között tartósan fennálló viszonyokat rögzített. A közelebbi objektumról érkező fény a látható anyag mennyiségét adta meg, a távolabbi objektumra kifejtett gravitációslencse-hatás pedig a közelebbi objektum tényleges anyagsűrűségét adta meg. A kettő közti különbség adja ki a sötét anyag mennyiségét.

A COSMOS-égtérkép nemcsak azért volt rendkívüli, mert a telihold látszó felületének kilencszeresét tette ki, hanem mert három dimenzióban, a mélységet is érzékeltetve rajzolta meg a sötét anyag eloszlását. Ez a térkép nem pusztán azt mutatta meg, merre húzódnak az utak, hanem a hegyeket és völgyeket is, amelyeken azok az utak keresztülvisznek. Ráadásul, mivel, ha az űrbe nézünk, egyben a múltba is nézünk, a COSMOS-térképen az is látszott, hogy kerültek oda azok a hegyek és völgyek, azaz hogyan alakult ki a sötét anyag. Ezzel a „kozmopaleontológiai” szemlélettel, ahogy a kutatócsoport a módszerre utalt, arra a következtetésre jutottak, hogy a sötét anyag először összeroppant, majd az összeomlás kiinduló repedései körüli szálakon kialakultak a galaxisok és galaxishalmazok - ez az eredmény szintén jól összefér a „hideg sötét anyag” kicsiből a nagy felé szerveződő modelljével.

A sötét anyag létezésére talán a leglátványosabb, mindenesetre biztosan a leghíresebb közvetett bizonyítékkal az azóta Lövedékhalmaz (Bullet Cluster) néven elhíresült, két galaxishalmaz összeütközését ábrázoló 2006-os felvétel szolgált. Röntgenképek és a gravitációslencse-hatás felhasználásával Douglas Clowe, az akkor az Arizona Egyetemen dolgozó csillagász el tudta különíteni a látható gázt az egyébként láthatatlan anyagtömegtől. A felvételen mindkét galaxishalmaz röntgentartományban látszó gázai az ütközés középpontja körül csoportosulnak, ahol az atomok elvárásainknak megfelelően viselkednek - vonzzák egymást, és gravitációjuknál fogva összetömörülnek. A gravitációslencse-hatással kimutatott láthatatlan anyagtömeg a képen eközben az ütközés átellenes oldalain türemkedik ki. A felvételt elnézve az embernek az a benyomása támadhat, mintha a két halmaz sötét anyaga egymáson átszáguldva helyet cserélt volna.

A fotó körbejárta a világsajtót, és a Lövedékhalmaz a sötét anyag szinonimájává vált. A hamisszínes kivitel is segítette a felvétel népszerűsítését: a NASA technikusai a látható gázt rózsaszínre, a láthatatlan anyagtömeget pedig kékre színezték. A sajtóanyag szalagcíme is kedvezett annak, hogy a hír szenzációvá váljon: „A NASA közvetlen bizonyítékot talált a sötét anyag létezésére.”

Ez azért ebben a formában nem volt teljesen igaz. Már a „bizonyíték” szónál is rezgett a léc, de a „közvetlen” szó használata az esemény kapcsán kifejezetten vitatható volt - ennek okaira a sajtónyilatkozat szövege természetesen részletesen ki is tért. Az volt a gond, hogy ekkorra már egy egész nemzedéknyi csillagász nőtt fel abban a meggyőződésben, hogy a sötét anyag mennyisége messze felülmúlja a barionikus anyag mennyiségét az univerzumban, viszont azonkívül, hogy ebben egyre biztosabbak lettek, előrehaladás nem történt a kérdésben.

„Ez nem »közvetlen« bizonyíték - ismerte el Clowe is. - Az lenne ténylegesen közvetlen sötétanyag-észlelés, ha nyakon csípnénk egy részecskét.”

Na és azt vajon hogy kell? Hogy lehet olyan bizonyítékot találni, amelyet - Mike Turner szavaival - „meg lehet mutatni a missouri nénikénknek, aki egyre csak azt szajkózza: »Hadd nézzem!«”? Kezdetnek tudni kellene, mit is keres az ember. Vagy újra kellene gondolni, mit is csinál, amikor „keres” valamit.

Az elméleti fizikusok a ’70-es évek végére végleges formába öntötték az elemi részecskék standard modelljét, a világegyetem négy alapvető kölcsönhatása közül hármat (az elektromágnesességet, a gyenge kölcsönhatást és az erős kölcsönhatást) rendszerbe foglaló elméletet. A rendszerben a kölcsönhatásokban részt vevő részecskék vagy bozonok, vagy fermionok lehetnek - az előbbiből több is kerülhet egyszerre azonos kvantumállapotba, az utóbbiból nem. Egyes elméletek felvetették a bozonok és a fermionok közt fennálló „szuperszimmetria” lehetőségét: minden bozonnak lenne fermion párja, és fordítva. A foton szuperpartnere a fotinó, a mértékbozon (gauge boson) szuperpárja a gauginó, a gluoné a gluinó. A neutrínóé pedig a neutralínó.

A neutralínót - már az axion és a MACHO előtt - a sötét anyag lehetséges összetevőjeként tartották számon. Kiszámították, menynyi neutralínó maradhatott fenn az ősrobbanás óta a világegyetem jelenéig, és megjósolták a feltételezett részecske tömegét. A két szám szorzata éppen megegyezett a sötét anyag mennyiségére vonatkozó legpontosabb becslésekkel. A fizikusok számára az tette különösen szimpatikussá a neutralínót mint a sötét anyag lehetséges kulcsát, hogy nem eleve azért találták ki, hogy a sötét anyagot magyarázzák vele. A részecskék standard modelljében már egyébként is feltették létezését, a sötét anyaggal való esetleges összefüggése csak kellemes meglepetés volt.

A megfigyelés szempontjából az volt a gond a neutralínóval, hogy csak gyenge kölcsönhatásba volt hajlandó lépni. A feltételezett részecskéknek azt a típusát, amelybe tartozott, Mike Turner épp erről a tulajdonságáról nevezte el: gyengén kölcsönható, tömeggel rendelkező elemi részecskék (Weakly Interacting Massive Particles, WIMP[2]). (A „wimp” szó az angolban körülbelül „nyúlbélá”-nak fordítható, ilyen értelemben a szóalkotás egyértelműen a MACHO-ra rímelne, időrendben viszont a WIMP volt előbb, ez inspirálta a MACHO mozaikszót.) A WIMP nem lép elektromágneses kölcsönhatásba, tehát semmilyen hullámhosszon nem volna látható, és az erős kölcsönhatásra sem fogékony, tehát atommagokkal is csak igen ritkán lépne kapcsolatba. A hangsúly a „ritkán” szócskán van.

A sötétanyag-detektívek kapva kaptak azon a parányi esélyen is, hogy esetleg egyszer-egyszer mégis előfordul ilyen reakció. Lehetőséget kaptak arra, hogy az érzékeinkkel felfoghatatlan bizonyítékokat megtapasztalhatóvá tegyék. Láthatóvá még sajnos így sem lehet tenni a WIMP-et, de elméletileg lehetőség van a WIMP-atommag kölcsönhatás két következményének észlelésére. Az egyik a kölcsönhatás során gerjesztett atommag által leadott parányi mennyiségű hő, a másik a kilökött elektron által keltett töltésváltozás lenne. Önmagában egyik közvetett hatás sem elegendő a neutralínó azonosításához, de ha egyszerre következnének be, a részecske egyértelműen elárulná magát.

Az ilyen hatások „kereséséhez” azonban másféle, a csillagászatban eddig nem használt „távcsőre” van szükség: egy laboratóriumra.

A Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont egyik (a később a Szupernóva Kozmológiai Projektté [az SCP-vé] kinövő vállalkozás mellett), ’80-as évek végén indított projektje, a Kriogén Fagyasztásos Sötétanyag Kutatás (Cryogenic Dark Matter Search, CDMS) éppen ilyen észlelésre rendezkedett be. Ahhoz, hogy a célatomok (esetükben germániumatomok) stabilak maradjanak, az észlelőberendezésben a hőmérséklet nem emelkedhetett több mint 0,03 °C-kal az abszolút nulla fok fölé. Mivel pedig ki kellett szűrni a kozmikus sugárzást és a helytelenkedő hétköznapi részecskéket, a detektort el kellett ásni.

Bemard Sadoulet, a Részecske-asztrofizikai Kutatóközpont igazgatójának irányítása alatt a CDMS-projekt a stanfordi egyetemi campuson ásott sekély gödörben indult, 21 méterrel a föld alatt, ami durván megfelelt pár kanyarnak egy mélygarázsban. Érdekes módon nem az volt a baj, hogy nem pittyent a berendezés, amikor valami kölcsönhatásba lépett a germániumatom magjával; pitty volt bőven. A huszonegy méteres mélység megfelelően kiszűrte a kozmikus sugarakat, de a müonokat, az elektronok jóval nehezebb testvéreit már nem. A müonokat nem tántorította el a földréteg, becsapódtak a detektorba, neutronokat felszabadítva, amelyek, bár hasonlítanak a neutralínókra, sajnos nem azok. Jó pittyenést viszont sajnos nem adott a gép.

A kutatók egyre mélyebbre süllyedtek: 2003-ban a CDMS utódja, a CDMS II már 1400 méternyi sziklatömeg alatt, egy egykori észak-minnesotai vasbányában várta a neutralínókat. Ekkorra már az eredeti kísérlet több hasonló észlelőberendezést ihletett, bár a CDMS költségessége, a szükséges beruházás léptéke és az adatok kiértékelésének lassúsága miatt a kutatók inkább olcsóbb és gyorsabb megoldásokban gondolkoztak. Sok ilyen második generációs detektor nemesgázokat, argont, neont, xenont használt, amelyek extrém fagyasztás nélkül is az észlelési céloknak megfelelő folyadék halmazállapotba hozhatók. 2007-ben a XENON10 névre keresztelt, az olasz Gran Sassó-i föld alatti laborban működő projektet a maga 15 kilogrammnyi folyékony xenonjával az amerikaiak méltó ellenfeleként tartották számon, miután egy összehasonlító vizsgálat kimutatta, hogy a berendezés jóval érzékenyebb, mint a CDMS II műszere.

Sadoulet még 1992-ben egy újságírónak azt nyilatkozta: „Lehet, hogy csak fejembe szállt a dicsőség, de szerintem nagyon közel járunk.” Tizenhat évvel, több garnitúra egyetemista hallgatóval, illetve posztdoktori kutatóval és két műszerváltozattal később a CDMS-projekt tizenkét tagja azért gyűlt össze Sadoulet otthonában, hogy az emberi hiba kiküszöbölése érdekében „vakon” elvégzett kísérlet után lássák saját legfrissebb adataikat, és eldöntsék, összeállnak-e számszerűsíthető eredménnyé. A csoport számításai szerint a CDMS II részecskedetektora a megelőző évben a közönséges anyag maximum egy-két eltévedt szubatomos részecskéjével „ütközhetett”. Minél kevesebb ütközést regisztrált a berendezés, annál magabiztosabban zárhattak ki egy újabb szegletet a WIMP fázisterében, azaz a feltételezett részecskék összes lehetséges méret-és tömegtartományának geometriai ábrázolásában. A kutatók módszere hasonló lehetett egy feltérképezetlen táj első aranyásóiéhoz: minden kizárt tartománnyal csökkent a terület, ahová a keresett részecske bújhatott. Pontban éjfélkor a csapat Sadoulet nappalijában a számítógép köré sereglett, „feltörte” az adatokat őrző dobozt, és várta, hogy a képernyőn kirajzolódjon az eredmény.

Nulla darab ütközés.

Az eredményt üdvrivalgás köszöntötte a nappaliban, és a hónap végén az előadóteremben is, amikor a csapat egyik tagja százvalahány tudóstársa előtt a UCLA sötétanyag-szimpóziumán egy PowerPoint-prezentáció keretében rekonstruálta, hogyan döbbentek rá, hogy nem történt észlelés. Ha egy hajszállal is, de újra a CDMS II került az élre a WIMP-nyomozó versenyben, amit a szimpóziumon később előadó XENON10-csapattag is elismert, amikor a következő szavakkal vezette be saját PowerPoint-prezentációját: „A most következő grafikon nagyjából háromnegyed órája avult el.”

A tény, hogy egy nullás eredmény is eseményszámba ment, jól jelezte, mennyire kemény dió a WIMP problémája. A szimpóziumon előadó CDMS-csapattagnak a bejelentés után sokan személyesen is gratuláltak. „Természetesen jobban örülnék - mondta, miután megköszönte a jókívánságokat -, ha észleltünk volna valamit.”

Tizenkilenc hónappal később teljesült a kívánsága. A CDMS II következő „vaktalanítási bulija” egyben az utolsó is volt: a szimpóziumot követő tizenkilenc hónapban, bár a kísérlet tovább futott, a műszer legfrissebb változatát - öt észlelőtoronyban összesen harminc detektor - leszerelték, hogy egy még újabbra cseréljék a berendezést: a SuperCDMS-re. Amikor a csapat az utolsó adatcsomagot is „feltörte”, a szokásos eredményre számítottak, sok semmire. Helyette azonban kettő darab „valamit” kaptak: az egyik észlelés 2007. augusztus 5-én, a másik 2007. október 27-én történt.

Egy újabb nullás eredmény következménye egyértelmű lett volna: a fázistér egy újabb tartománya maradt volna ki a későbbi vizsgálódásokból. Két észlelés viszont több gondot okozott a részecskefizikusoknak, mint egy se: statisztikailag még „bizonyíték”-ról sem volt alapjuk beszélni, nemhogy „felfedezés”-ről, amire mondjuk öt észlelés jogosította volna fel őket. Ha mindkét detekciót háttérzaj, azaz kozmikus eredetű vagy a bányából származó sugárzás okozta, pechjük volt. Ha mindkét észlelés ténylegesen a „jel széléről” származott, és egy rivális kutatócsoport, például a XENON100 (a XENON10 utódja, amely még a CDMS II feltörési bulija előtt elindult) statisztikailag reprezentatív számú észlelést produkálva előttük tudja bejelenteni a felfedezést... akkor is pechjük volt.

A csapat egyik egyetemista hallgatója szavakba is öntötte a nulla észlelés elmaradása miatti csalódottságát: „Esélyük sem lett volna!”

„Így viszont lehet, hogy találhatunk valamit” - emlékeztette Jodi Cooley a kísérlet adatelemzési fázisának koordinátora. Cooley öt és fél évvel korábban stanfordi posztdoktori kutatóként csatlakozott a társuláshoz, és két hónappal korábban sikerült megszereznie első egyetemi állását, egy adjunktusi pozíciót a dallasi Déli Metodista Egyetemen. Bemard Sadoulet szempontjai szerint talán még kispályás volt a sötétanyag-kutatás világában, ahhoz viszont elég régi motoros volt, hogy elege legyen abból, hogy az észlelés hiányán lelkendezzen.

Ennek ellenére persze pontosan tudta, mire gondolt egyetemista csapattársa. Bár ezt csak magának merte bevallani, az összesen kettő darab észlelést Cooley is „a lehető legrosszabb forgatókönyv”-nek tartotta.

A projekttagok azzal töltötték a következő két hetet, hogy különböző adatminőség-próbáknak vetették alá az eredményt. Az észlelések a detektor legbelső részén történtek-e, ahová nem valószínű, hogy elér az esetleges kozmikus sugárzás? Igen. A műszerek mindegyike megfelelően működött, amikor az észlelések történtek? Igen. Az észlelés egy másik észleléssel párhuzamosan történte (egy ilyen kettős WIMP-észlelés a lehetetlennel lett volna határos)? Nem. A két észlelés ugyanazon a detektoron történte? Nem. Több mint ötven próbának vetették alá az eredményeket, de egyik észlelés sem akadt fenn egyik rostán sem.

Az adatok minősége bombabiztos volt; a mennyiségükkel volt a gond. Ennyi észlelésből a csapattagok még azt sem tudták pontosan megállapítani, mit is találtak.

Valamit pedig találtak. Ez a puszta tény nyomosabb indokot szolgáltatott arra, hogy közzétegyék az eredményt, mint ha nulla számú észlelést kaptak volna. A társulás az eredménytől függetlenül dolgozatot akart szentelni a kísérletnek, de ez a valami - jobban mondva, ez a kettő valami - megkövetelte, hogy közvetlenebbül is felvegyék a kapcsolatot a tudóstársadalommal. A csapat a rákövetkező hónapban a Fermilabba és a Stanfordra egyazon napra kért előadási időpontot, és a projektben részt vevő néhány kisebb intézetnél is foglaltak helyet. A sötét anyag témája elég észbontó ahhoz, gondolták, hogy az ilyen előadások felkeltsék az emberek érdeklődését. Nem is sejtették, mennyire bejön a számításuk

A részecskefizikával foglalkozó biogokon pár napon belül semmi másról nem lehetett olvasni. „Felfedezték a sötét anyagot?” „Végre a Földön is észleltek sötét anyagot?” „Úgy hírlik, megtalálták az első sötétanyag-részecskét!” „Se ha descubierto la materia oscura en el CDMS?” „Pátránípo supersymetrickéskryté hmoté. ” dark matter."

A projekttagok ráébredtek, hogy azzal, hogy minden előadást ugyanarra a napra tettek, akaratlanul is azt a benyomást keltették, mintha bejelentésükkel alapjaiban, „előtte/utána”-jelleggel akarnák megrengetni a tudományterületet. Semmi ilyesmiről nem volt szó. Maximum egy „bizonyos szempontból előtte/bizonyos szempontból utána”-jellegű pillanatról beszélhettek: eredményeik további, független kísérletek igazolása nélkül nem sokat érnek, és valószínűleg utólag ez a bejelentés is legfeljebb a későbbi megfigyelések előszeleként lesz majd értelmezhető. A csapat gyorsan egy nappal előrehozta a Fermilabban és a Stanfordon tartandó előadást, hogy egyértelműbben elválasszák a másnapi kötetlenebb tájékoztatóktól, és lecsillapítsák a kedélyeket.

Elkéstek. Ma ezek után nulla észlelésről számolnak be, írta az egyik blogoló, „a csütörtöki előadót ízekre szedi a feldühödött tömeg, és a húsát az egyetemi hallgatók elé veti”. A cikk alján egy névtelen kommentelő hozzátette: „A pletykáktól függetlenül közvetlenül egy ismert fizikustól tudom, hogy a CDMS konkrétan azt fogja bejelenteni holnap, hogy felfedezték a sötét anyagot.” A Discover magazin küldöttje élőben kommentelte Cooley teltházas előadását a hivatalos blogon, és a tájékoztató előtti utolsó pillanatokban még hozzátette: „Személy szerint olyan pletykákat hallottam, hogy vagy 0, vagy 1, vagy 3, vagy 4 észlelésük volt.”

Hát egyik tipp sem talált. A helyes válasz kettő! Kettő!

Cooley nagyon óvatosan fogalmazott: „A kísérlet eredménye nem értékelhető a WIMP részecskékkel történt kölcsönhatás meggyőző bizonyítékaként, ugyanakkor egyik eseményről sem zárható ki, hogy észlelés.” Nem észlelték a sötét anyagot, de nem is kaptak nullás eredményt. Patthelyzetük a világ ilyesmi iránt érdeklődő részét is ráébresztette arra, amit Jodi Cooley, Bemard Sadoulet és egy bizonyos egyetemista a saját kárán már megtapasztalt: ha az ember hagyja, a sötét anyag össze fogja törni a szívét.

„Szerelmes vagyok az axionba!”

Les Rosenberget nem érdekelte, mit gondolnak az emberek: ha olyan kedvében volt, érzéseit fennhangon adta ország-világ tudtára. Az axion másik rajongója, a jó erőben lévő Karl von Bibber, aki lift helyett, ha tehette, mindig a lépcsőt választotta, és akinek előnyére vált Leonard Nimoyhoz hasonló arcéle, diszkrétebben fogalmazott; az axionhoz fűződő viszonyáról csak annyit mondott: „megigézett”. A Red Soxhoz hasonlóan és a WIMP-pel ellentétben úgy tűnt, az axion hajlamos szertelen rajongást kiváltani azokból, akik az esélytelenebb félnek szoktak szurkolni.

A neutral ínó és a sötét anyag közti világos matematikai összhang - a világegyetem kezdeti körülményeit túlélő neutralínók feltételezett száma szorozva megjósolt tömegükkel egyenlő a sötét anyag jelenlegi sűrűségére vonatkozó legpontosabb becslésekkel - miatt a fizikusok körében mindig is a neutralínó volt az összes sötétanyag-jelölt közt a kiemelt favorit. Viszont minél hosszabb ideig nem sikerült észlelni, a tudóstársadalom annál jobban hajlott arra, hogy alternatív megoldásokat is figyelembe vegyen. Az axion és a sötét anyag feltételezett kapcsolata nem volt különösebben egyértelmű, de azért elhanyagolható sem volt.

Az axion a WIMP-hez hasonlóan az elemi részecskék standard modelljének kiterjesztéséből származó feltételezett részecske. 1964-ben felfedezték, hogy a természetben sérül a szimmetria egy bizonyos fajtája - részben arról van szó, hogy a fizika törvényei érvényüket vesztenék, ha egy részecske és antirészecskéje helyet cserélnének. 1975-ben Frank Wilczek és Steven Weinberg fizikusok egymástól függetlenül rájöttek, hogy egy bizonyos tulajdonságokkal rendelkező részecske feloldhatná ezt a problémát. „A mosogató-szerről neveztem el a részecskét axionnak - mesélte egyszer Wilczek -, mert jól csengett és részecskéhez illő névnek tűnt.”

A WIMP-pel szemben viszont az axion nem rendelkezett számottevő tömeggel. A neutralínó tömege minimum ötvenszer, maximum ötszázszor nagyobb volna egy protonénál, az axion viszont még egy elektronnál is egybilliószor könnyebb volna, amelynek tömege pedig a protonénak csak 1/1836-od része. Annak az esélye, hogy egy ilyen könnyű szubatomi részecske kölcsönhatásba lépjen a barionikus anyaggal, Van Bibber szavaival „szikrányi”. 1983-ban azonban Pierre Sikivie fizikus felismerte, hogy bár az axion a neutral ínóval ellentétben az anyaggal nem léphet kapcsolatba, a mágnesesség hatna rá. Elég erős mágneses térben fotonná bomlana, a fotont pedig már észlelhetnénk.

Van Bibber 1989-ben a Long Islanden működő Brookhaven Nemzeti Laboratóriumban részt vett egy megbeszélésen, amelyen Adrian Melissinos, a Rochester Egyetem professzora a jelen lévő pár tucat fizikustól arról érdeklődött, volna-e kedvük beszállni egy detektor építésébe. Melissinos körbement az asztal körül, és mindenkinek egyenként nekiszegezte a kérdést. Van Bibbernek volt kedve beszállni. Amikor Melissinos körbeért, Van Bibber rámutatott, hogy önmagát kifelejtette. A professzor úrnak van-e kedve beszállni?

,Jaj, túl sokat kellene vele dolgozni - felelte Melissinos. - Az ilyesmi maguknak fiataloknak való.”

Így esett, hogy Van Bibber egy olyan kísérlet vezetője lett, amely talán egész szakmai karrierjén túlmutat. Az ADMX (az Axion Sötét Anyag Kísérlet) kulcsa egy erősen mágnesezett rezonáns kamra. Amennyiben axionok lépnek a kamrába, a mágneses térben fotonokká bomlanak, és ebben a formában már képtelenek lennének áthatolni a kamra falán. A műszeren belül pattognának tovább, és nagyon gyenge mikrohullámú sugárzást bocsátanának ki. Ezt a jelet fogná az ADMX-berendezés, amely tulajdonképpen egy rádióvevő.

Van Bibber Rosenberggel közösen 1997-re elkészült a műszer működőképes prototípusával. Rá egy évre publikálták az eredményeiket, amelyekre az egész szakma felkapta a fejét: ezek szerint a gyakorlatban is meg lehetett valósítani Sikivie rezonáns üreget és erős mágneses teret feltételező kísérletét. Van Bibberéknek az volt a benyomása, hogy a prototípus sikerének 1998-as bejelentése meglepte a tudóstársadalmat; Van Bibbert és Rosenberget mindenesetre teljesen váratlanul érte. Ez az első műszer - egy derékmagasságú rézhenger - a mai napig a sufniban áll. A projektgazda Lawrence Livermore Nemzeti Laboratórium sajtosa egyszer megkérte Van Bibbert, hogy küldjön fotót a berendezésről, hogy kiállíthassák az intézet látogatóknak fenntartott terében. Van Bibber küldött is egy fotót; azóta is vár a válaszra.

Van Bibbert viszont ma is fenntartások nélkül lenyűgözi ez a prototípus. Karl gyerekkorában képregényrajzoló szeretett volna lenni, apjához, Max van Bibberhez hasonlóan, akit a Winnie Winkle sorozat tett ismertté. Karl rajzai azonban elég bizarrak voltak, és szülei azt hitték, neurotikus, amíg ki nem derült, hogy színvak. Nem léphetett a nyomdokaiba, de apja ennek ellenére komoly hatással volt Van Bibber pályaválasztására. Egy nap egy természettudományos feladatgyűjteményt hozott haza Karinak ajándékba, és a tizenéves Van Bibber addig nem nyughatott, míg a könyv összes kísérletét meg nem csinálta. „Megigézte” a tudomány.

Az ADMX Van Bibber számára az ifjúkori kísérleteknek a folytatása volt, csak épp a kisenergiájú fizika területén. A projekt mindössze tíz-tizenöt barátot mozgatott meg, plusz azt a fél tucat fiatalt, akik a munka szó szoros értelemben vett nehezét végezték. A részecskegyorsítók világában mindennapos volt, hogy több ezer diák töltötte azzal egyik egyetemi évét a másik után, hogy egy olyan kísérlethez írjanak szoftvert, amelynek a közelébe sem engedték őket soha. Van Bibber „golyófogók”-nak nevezte az ilyen fiatal fizikusjelölteket. Az ADMX-en dolgozó egyetemisták viszont tulajdonképpen nyaralhattak a sufniban, és csak a hőség vehette el a kedvüket a projekttől. (Egyszer próbaképpen egy létra minden egyes fokán megmérték a helyiség hőmérsékletét; minden lépéssel egy fokkal melegebb lett, a létra tetején 47 °C-ot mutatott a hőmérő.) A munka során pedig mindannyiuk számára kiderült, hogy Van Bibberhez hasonlóan ők is annyira odavannak-e azért, hogy megépítsék azt a detektort, amely képes lesz kimutatni a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáson felüli esetleges egyetlen plusz fotont.

Az ADMX szerelemgyerek volt. Van Bibber szerette benne, hogy az axion kutatása veszélybe sodorhatja a karrierjét. Azt is jólesett látnia, hogy Rosenberg is elég „lökött” volt ahhoz, hogy ezt a kockázatot vele együtt bevállalja. (Rosenberg az axionok Mick Jaggerének nevezte Van Bibbert: ő volt az együttes eltökélt frontembere. 2006-ban pedig a duó a Rolling Stone magazin címoldalán is szerepelt - illetve kimerítő cikket írtak az ADMX-ről a Physics Today ismeretterjesztő/tudományos folyóiratba.) Van Bibber azt is szerette a projektben, hogy gyakorlatilag egyetlenként eredt az axion nyomába. Annak is örült, hogy a kísérlet költségvetése talán mindössze egy vagy két százaléka volt annak a több száz millió dollárnak, amelyet a két-három tucat, a világ különböző pontjain futó WIMP-projektekre költöttek.

Leginkább viszont azt szerette a projektben, hogy annyira elképzelhetetlenül parányi a jel, amelyet keres, hogy a kísérlet tulajdonképpen a paradoxonnak hangzó „makroszkopikus kvantummechanika” tárgykörébe tartozott. Boldoggá tette a tudat, hogy ha az axion létezik, a műszer észlelni fogja. Az észlelendő sugárzás frekvenciáját ugyan sajnos nem lehetett előre tudni, ezért a mikrohullámú spektrumot lélekölő tüzetességgel kellett végigpásztázni, de a kettes fázis végén (az egyes fázis 2004-ben zárult) egyértelműen tudni fogja, létezik-e az axion vagy sem.

A keresett részecskéjükkel kapcsolatos bizonyosságról a WIMP-kutatók csak álmodozhattak - Van Bibber ezt onnan tudta, hogy volt egy WIMP-vadász barátja a Chicago Egyetemen. Juan Collar nemzedéke a ’90-es években csatlakozott a neutralínók kereséséhez, de ő már nem tagja a CDMS-projektnek. Nem véletlenül választotta saját ilyen irányú kísérletének a Chicagói Föld Alatti Részecskefizikai Megfigyelőközpont (Chicago Observatory for Underground Particle Physics) nevet: a projekt mozaikszavában (COUPP) némák a P betűk, azaz ugyanúgy ejtik, mint az angol „coup”, azaz „puccs” szót. „Már a puszta hangzásával is megrengeti a rendszert” - háborog Collar, miközben egy láthatatlan ellenség felé rázza az öklét. A „rendszer” alatt a WIMP-észlelés kriogén fagyasztásos megközelítését érti, szőröstül-bőröstül.

A COUPP nem annyira technológiai előrelépés, mint inkább a fizika egy korábbi korszakába, a buborékkamrák korába való visszalépés volt. A kamrát megtöltötték túlhevített sűrű folyadékkal, és fényképezőgépet kötöttek rá - a többi sötétanyag-kutatócsoporttal ellentétben a COUPP csapatának az is megadatik, hogy ha a kísérlet sikerrel jár, szemmel is látható eredményt, buborékokat kapjanak. Azóta rengeteg buborékot láttak, de sajnos ezeket is csak müonok húzták. Collar néha aggódva gondolt arra, hogy nemzedéke tagjai, akik optimizmustól fűtve abban a meggyőződésben vágtak bele a ’90-es években a kutatásba, hogy majd ők kimutatják a WIMP-et és övék lesz a sötét anyag azonosításának dicsősége, vajon megérik-e, hogy jó pittyenést halljanak, jó buborékokat lássanak. Nem volt biztos benne. Néha egy-egy konferencia után Collar és kollégái, túl a negyedik ikszen és rég letéve arról, hogy valaha csodagyerekek lehessenek, a szálloda bárjában „a Holdat ugatták”. Máskor pedig Collar lement chicagói föld alatti laborjába, hogy elszöszöljön egy detektorral, amelynek ugyan semmi köze nem volt a WIMP-hez, de félreérthetetlenül jelzett, ha az ember egy reaktor mellé tette.

Collar nem sok jót tud elmondani saját kutatónemzedékéről: „Elég szánalmas dolog egy részecskét keresni, ami vagy létezik, vagy nem, úgy, hogy folyton negatív eredményt kapunk.” Hiszen végül is a kísérlet eredménytelensége nem feltétlenül jelenti azt, hogy neutralínó nem is létezik. Talán csak annyit jelez, hogy az elméleti emberek nem gondolkodtak eleget a kérdésen, vagy azt, hogy a megfigyelők nem voltak elég figyelmesek. Collar irodájának falán egy táblázaton bejelölte, ő és kollégái melyik tartományban várják a neutralínó felbukkanását; néha azon kapja magát, hogy a grafikon alatti falfelületen mereng. „Ha a neutralínó valahol itt lent van - gondolja ilyenkor magában -, jobb, ha feladjuk, és leborulunk Természet Anyánk előtt. Ezek a részecskék talán tényleg léteznek, de sosem láthatjuk őket, ahogy a fiaink és az ő fiaik sem láthatják őket soha.” Eszébe jutott a kaliforniai sivatagban dolgozó barátja. „Karl tudja, hogy véghez fogja vinni, amit elkezdett, a fenébe is!”

Viszont a maga szakmai csalódását a Collart megelőző nemzedékhez tartozó Van Bibber sem kerülhette el: ő és a sötét anyag nyomába eredő kollégái azt hitték, övék az egész világegyetem, csak meg kell keresni. 1998 után viszont el kellett fogadniuk, hogy a világegyetemnek csak nagyjából egynegyede az övék. Még ez sem rossz arány, de Van Bibber mégis úgy érezte, „csúnyán megalázták”.

Mégis bizakodó és optimista maradt, mint az olyanok, akik több évtizedes házasság után is ugyanúgy szerelmesek választottjukba, mint az esküvőjük napján. Amikor ötvenes éveinek derekán belegondolt, hogy az ADMX talán még egy évtizedig is eltarthat, viszont még akkor sem biztos, hogy értékelhető eredményt kap, és esetleg ezzel a kísérlettel fog búcsúzni a kutatói pályától - azaz mérlegre tette, hogy szakmai karrierjének második felét így vagy úgy, de mindenestül az axionnak szentelte -, úgy érezte, még így sem lenne elfecsérelt az az energia, amelyet a projektbe fektetett. Persze továbbra is remélte, hogy az ő kísérlete fogja kimutatni a sötét anyagot, de amikor Les Rosenberg cimborájával leültek beszélgetni, mindig arra jutottak, hogy a baseball valahogy sosem volt már az igazi azután, hogy a Red Sox újra bajnokságot tudott nyerni.

[1]

Bambino: George Herman „Babe” Ruth Jr., minden idők egyik leghíresebb base-balljátékosának egyik beceneve. Az „átok” szerint Ruth eredeti csapata, a Boston Red Sox azért nem tudott egyetlen bajnokságot sem nyerni 1919 és 2004 között, mert a csapat igazgatója személyes üzleti érdekből adta el a játékost a Yankeesnek.

[2]

A Dolog

Tudták, hová tartanak. Legalábbis tudták, hogy reményeik szerint hova tartanak, és az volt a benyomásuk, hogy nagyjából jó irányba mennek. A szél időről időre alábbhagyott, a hó leple szétvált előttük, és a távolban megpillanthatták a Sötét Szektor (Dark Sector) jellegzetes körvonalait, de aztán újra felzúgott a vihar, és megint beterítette őket a mindent elöntő fehérség. A Délisarki Teleszkóp (SPT) nyári váltáscsapatának tagjai ilyenkor a fejükre húzták kabátjuk prémmel bélelt kapucniját, és lélekben már a laboratórium fémlépcsőjén másztak fel, hogy tovább kereshessék a sötét energia nyomait egy olyan küldetés keretében, amely a tudomány szolgálatában a szó szoros értelmében hajlandó volt a világ végére is elmenni.

„A bolygó legjóindulatúbb vidéke ez, higgyétek el” - mentegetőzött William L. Holzapfel berkeleyi asztrofizikus, aki már több menetet átvészelt a Déli-sarkon, és nem csak arra gondolt, hogy a hóviharok ritkaságszámba mentek, és az időjárás egyébként szokatlanul enyhe volt éppen. Karácsony és szilveszter között, a déli félteke nyarának elején jártak, annak a hat hónapos időszaknak a közepén, amikor a Nap sosem nyugszik le a Délisark felett. A hőmérséklet a héten alig ment mínusz 18 fok alá (pár nappal korábban a -17 °C-os melegrekord is megdőlt), és a szél is alig fújt. Holzapfel általában farmerben és sportcipőben tette meg a fém zászlórúddal kijelölt Déli-sarktól mindössze hógolyóhajításnyira lévő Amundsen-Scott Állomás és a teleszkóp közti távot. Egyik délután megkergült a labor fűtőberendezése, és ki kellett támasztaniuk az ajtót, hogy ne süljenek meg. Azok számára pedig, akik a kétszázötven fős sarki legénységből Holzapfelhez hasonlóan nem hagyták otthon a fürdőnadrágjukat, a hagyományos szilveszteri kültéri szauna most is a megszokott üdítő élménynek bizonyult.

A csillagászok szemszögéből viszont a Délisark csak a Nap márciustól szeptemberig tartó, -70 fokokat hozó távolmaradása alatt igazán „jóindulatú”. Ilyenkor hat hónapon át mást sem csinálnak az Antarktiszon, mint megpróbálnak minél több eget bekebelezni, és feldolgozásra továbbítani északra, csillagászati szempontból ugyanis keresve sem lehetne találni megfelelőbb helyet. Az atmoszféra vékony; a Délisark tengerszint feletti magassága 2830 méter (amelyből 2700 métert jégtakaró tesz ki), továbbá állandó hőmérsékletű, a felkelő és a lemenő nap melegítő, illetve hűtő hatása sem érvényesül. A téli hónapokban hóviharokra sem kell számítani; az összes földi meteorológiai állomás közül a délisarkin mérik a legkisebb maximális szélsebességet (88 km/h). (Az összehasonlítás kedvéért a földfelszínen valaha mért legnagyobb szélsebességet, 370 kilométer per órát a New Hampshire állambeli Washington-hegyen regisztrálták, ami 900 méterrel elmarad a Délisark tengerszint feletti magasságától.) Ami viszont mindezeknél is fontosabb a Délisarki Teleszkóp munkája szempontjából, a levegő rendkívül száraz.

A sarkvidéken tulajdonképp sivatagi az éghajlat. Alig esik a hó. (A mindenütt jelen lévő havat a kontinens peremvidékeiről, évmilliók alatt hordta be a szél.) Hetekig is eltart, mire a kicserepesedett bőr visszanyeri rugalmasságát a Déli-sarkon, az izzadtságot pedig csak hírből ismerik. Olyan alacsony a páratartalom, hogy ha a leghidegebb hónapok alatt kivonnánk és összepréselnénk a levegőben lebegő nedvességet, csupán két tizedmilliméter vastag víztakarót kapnánk. A mikrohullámú háttérsugárzást kutató Holzapfelhez hasonló, a milliméteres hullámhossz alatti sugárzásokra kíváncsi csillagászok számára viszont minél kevesebb a pára, annál jobb. Nagyon csekély mennyiségű légköri vízpára is el tud nyelni szubmilliméteres hullámhosszú jeleket, megakadályozva, hogy a háttérsugárzás fotonjai egyáltalán eljussanak a távcsőig. Sőt a vízpára saját, szintén szubmilliméteres sugárzást is kibocsáthat, előfordulhat tehát, hogy a megfigyelő az univerzum múltja helyett csak a légkör aktuális páratartalmát észleli.

Holzapfel számára az SPT csak a Déli-sarkon utoljára felállított, mikrohullámú háttérsugárzást kutató teleszkópok egyike volt. Jól emlékezett, mit gondolt a háttérsugárzás számítógépes szimulációiról a ’80-as és a ’90-es évek fordulóján, berkeleyi egyetemista korában: „sztorinak egész jó”. A modellek megadták a „nagy bumm” felfogás helyességéből kiindulva várható hőmérséklet értékét, és a felfúvódási elméletből kiindulva feltétlenül meglévő ingadozások mértékét. Holzapfel szemei előtt az egyre érzékenyebb műszerek adataival egyre jobban megközelíthető célként lebegtek ezek a szimulációk.

Aztán jött a COBE, a kozmikus háttérsugárzást felderítő műhold.

„Ez lenyűgöző” - gondolta magában Holzapfel. A szimulációs célok megközelítésének kora lejárt: az adatok a (parányi) hibahatáron belül tökéletesen egybeestek az előrejelzésekkel. Kiderült, hogy a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak története is van, amelynek elmeséléséből Holzapfel is kivehette a részét. A Déli-sarkon működő, háttérsugárzást felmérő projektek olyan átfedésbe hozták az elvont szimulációkat és a konkrét méréseket, hogy a tudósok egyik változóhoz sem nyúlhattak hozzá anélkül, hogy az egész világegyetemet fel ne borították volna vele. Ha csak egy kicsit játszanak a háttérsugárzás modelljében a sötét anyag feltételezett sűrűségével, a szimuláció máris eltér az adatoktól. Ha a sötét anyag helyett a sötét energiához nyúlnak, megint nem stimmel az előrejelzés, de az észlelések alapján a barionikus anyag feltételezett sűrűségén és a világegyetem tágulásának ütemén sem lehetett változtatni.

Bizonyos szempontból a Délisarki Teleszkóp tényleg csak egy szereplő volt a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást kutató projektek sorában. A huszonegyedik század első néhány évében induló tucatnyi sötétenergia-kísérlethez hasonlóan az SPT is a világegyetem időbeli változását vizsgálta - a háttérsugárzás ma észlelt egyenetlenségeire épülő struktúrák kialakulását. Holzapfel reményei szerint azonban ezúttal nem pusztán arról mesélnek majd, milyen volt annak idején az univerzum, vagy hogyan alakult ki a jelenlegi állapota. Az SPT a jövőbe szeretett volna „látni”. Holzapfel tulajdonképpen az univerzum történetének végéhez tenne hozzá.

Már megint a világegyetem sorsával jönnek? Hát nem döntötte el ezt a kérdést a Szupernóva Kozmológiai Projekt (SCP) és a Nagy-z 1998-ban?

Nem egészen. Kiderült, hogy az univerzum bonyolultabb, mint gondolták.

Az SCP-csapatnak a világegyetem tágulásáról írt, 1998 szeptemberében az Astrophysical Journalhoz benyújtott, és ’99 júniusában megjelenő cikke, az Ω és Λ értéke 42 nagy vöröseltolódású szupernóva alapján még túl sem volt a szakmai lektoráláson, amikor Saul Perimutter már a szupernóva-kutatás következő nagy dobásán gondolkodott. Hogyan lehetne a legtöbb nagy vöröseltolódású szupernóvát begyűjteni? Egyértelmű: egy űrtávcsővel. A Hubble látómezeje azonban túl szűk volt egy ilyen projekt ég-étvágyához. A HST-re kért távcsőidőre pedig egyébként sem lehetett soha mérget venni. Jobb lenne egy saját csillagászati műhold. A Berkeley Laboratórium nagyszabású hagyományaihoz hűen Perimutter és munkatársai fogták hát magukat, és az Energiaügyi Minisztériummal közösen elhatározták, hogy fellőnek egyet.

Pár évig csak terveket rajzoltak, és egy hatalmas hangárban kartonmaketteket építettek a Berkeley melletti hegyekben. A technológiai újítások nyomán folyamatosan újragondolták a terveket, és alakítgatták a maketteket. Optimista sajtónyilatkozatokat és népszerűsítő brosúrákat adtak ki. Párszor már biztosra vették, hogy a legközelebbi telefonhívás után ünnepelhetnek. A Szupernóva-alapú Gyorsuláskutató Szonda (Supernova Acceleration Probe, SNAP) azonban csak a NASA segítségével állhatott pályára, a NASA-nak pedig nem szokása csak azért belemenni 600 millió dolláros űrprojektekbe, mert a fellövéssel leginkább jól járó tudósok jó ötletnek tartják a dolgot.

2004-ben a NASA összehívott egy tudományos felülvizsgálati bizottságot, hogy megvizsgálja a projekt kivitelezhetőségét. A bizottság elnöki posztján az Energiaügyi Minisztérium és a NASA egy-egy küldöttje osztozott. A NASA a maga részéről Charles L. Bennettet ajánlotta elnöknek, aki a COBE-projektben is részt vett, és a 2002-ben elhunyt volt Dicke-fiókáról, David Wilkinsonról elnevezett Wilkinson Mikrohullámú Anizotrópia Szondával (Wilkinson Mierowave Anistrophy Probe, WMAP), a COBE utódjával végzett kutatásnak a vezetője volt.

„De hisz fogalmam sincs a sötét energiáról!” - tiltakozott Bennett.

„Még jobb” - mondták. Naiv tudatlansággal fog a sötétenergia-szakértők elé állni, ezért a legfontosabb kérdéseket tudja majd feltenni.

Az első találkozásukkor Bennett ezt kérdezte a sötétenergia-szakértőktől: „Ez lesz az utolsó sötétenergia-küldetés? Az űrben mindent meg fognak tudni a sötét energiáról, amire csak szükségük van, vagy amit csak lehet? Vagy ez csak az első ilyen lenne, és később további küldetésekre lenne szükség?” Vagy azért, mert a sötét energiához konyítók számára nyilvánvaló volt, hogy egyetlen küldetés biztosan nem elég ahhoz, hogy mindent megtudjunk a sötét energiáról, vagy azért, mert, ahogy Bennett gyanította, a SNAP-csapat egyik tagja sem gondolkozott még el a kérdésen, kínos csenden kívül nem kapott más választ. A hallgatás pedig határozottan zavarta.

A NASA-nak végül azt tanácsolta, írjanak ki „komoly pályázatot”. Akárki jelentkezhessen, hátha a kérdés egy másik megközelítése járhatóbb útnak bizonyul. „Az űr nem kísérletezgetésre való” - jelentette ki.

Bennett 2005-ben otthagyta a NASA-t, és a Johns Hopkins Egyetemre ment, ahol éppen Adam Riess szomszédja lett. Elmondta Riessnek, hogy szerinte Perimutter „túl korán fixálódott” a szupernóvákon. 1999-ben talán úgy tűnt, hogy szupernóvákkal érdemes lehet a sötét energia nyomába eredni, de a tudományos felülvizsgálati bizottság társelnökeként Bennett látta, hogy azóta más módszerek is felmerültek. „Felejtsünk el mindent, és kezdjünk tiszta lappal!” - vetette fel Riessnek. Összeálltak másokkal is, és felvették az ADEPT (Advanced Dark Energy Physics Telescope, azaz Továbbfejlesztett Sötét Energia Fizikai Teleszkóp) nevet, ami jól illeszkedett a csillagászat önmagáról alkotott hűbelebalázs képébe. Az elnevezés nem véletlenül nem tért ki a módszerre, amelyet a fellövendő műhold alkalmazni fog, erről ugyanis ekkor még a társulás tagjainak sem volt fogalmuk.

A pályázat puszta létrejötte jól mutatta, a kezdetek óta milyen változások történtek a sötétenergia-kutatás terén. A terület új korszakba lépett. Carlton Pennypacker annak idején A Sierra Madre kincséhez hasonlította a távoli szupernóvák utáni vadászatot, és bár ő a film vége előtt feladta a keresést, az aranypor, amelyet felfedezett, elindított egyfajta aranylázat. Perimutter és Riess továbbra is keresték az aranyat a bányában, de már komoly konkurenciájuk volt, egyre több kincskereső érkezett, egyre jobb felszereléssel.

1999 őszén a Nemzeti Kutatói Tanács (National Research Council) lehetséges tudományos előrelépést felmérő vizsgálatot kezdeményezett a „csillagászat és a fizika határterületén” - a felvetés negyed század távlatából igazolta David Schramm vízióját. Mike Turner lett a bizottság elnöke, aki Schramm emlékének ajánlotta a vizsgálat eredményeit összefoglaló tanulmányt: Kvarkok és kozmosz: tizenegy tudományos kérdés az eljövendő század számára. Az első kérdés a listán ez volt: „Mi a sötét anyag?” de rögtön a második már ez: „Milyen a sötét energia természete?”

A természete. Nem az volt a kérdés, mi az, hanem az, hogy milyen. Mit csinál? Hogyan viselkedik? A sötét anyagot kutató csillagászokhoz hasonlóan a sötét energiát kutató csillagászoknak is szembesülniük kellett a paradoxonnal: hogyan lehetséges olyasmit látni, ami láthatatlan? Szintén a sötét anyagot kutató kollégáikhoz hasonlóan nekik is úgy kellett újragondolniuk a „látás” fogalmát, hogy az valahogy tartalmazza a „kapcsolatfelvétel” fogalmát is. Nekik viszont az említett kollégákkal ellentétben nem volt elég várni, hátha befognak egy neutralínót, és meghallják a pittyenést, vagy fotonná tudnak alakítani egy axiont. A sötét energia nem részecske. Nem észlelni kell, hanem meghatározni.

A csillagászokat elsősorban az érdekelte, hogy a sötét energia vajon a kozmológiai állandó-e, abban az értelemben, hogy tértől és időtől függetlenül állandó, vagy a kvintesszencia - valami olyasmi, ami térben és időben változik. Ha állandó, akkor a világegyetem tágulásával és az anyag sűrűségének csökkenésével a sötét energia befolyása idővel egyre erősebb lesz, a tágulás egyre gyorsul, az univerzum pedig elkerülhetetlenül a „nagy fagy”-ban végzi. Ha térben és időben változik, akkor a sötét energia valamiféle, a fizika számára teljesen új dinamikus erőtér, és a távoli jövőben vagy lassítani, vagy gyorsítani fogja a tágulás ütemét, ahogy kedve tartja. „A sötét energia felbontja az univerzum geometriája és sorsa közti összefüggést” - írta Michael Turner 2001-ben. A „Milyen a sötét energia természete?” ugyan csak a második volt a sorban a „Mi a sötét anyag?” mögött - bár talán első lehetett volna, ha a téma nem lett volna annyira új, amikor a bizottság 2002 januárjában véglegesítette a listát -, de a vizsgálat szerint ez a kérdés volt „a leginkább nyugtalanító”.

Ez a nyugtalanító érzés vezethette a NASA-t, a Nemzeti Tudományos Alapot, és az Energiaügyi Minisztériumot, amikor együttesen életre hívtak egy bizottságot a kérdés vizsgálatára, Turner régi Őspizza-pajtásával, Rocky Kolbbal az elnöki székben. A Sötét Energia Különítmény (Dark Energy Task Force) 2006-ban hozta nyilvánosságra álláspontját, és négy módszert ajánlott a sötét energia természetének megismerésére.

Az első a jó öreg, megbízható Ia típusú szupernóva volt. Az azóta eltelt harminc év alatt, hogy Stirling Colgate robottávcsöves szupernóva-megfigyelési kísérlete befuccsolt az új-mexikói sivatagban, és Luis Alvarez meghagyta Rich Mullernek, hogy próbálja meg ő is, hátha neki sikerül, a csillagászok a szó szoros értelmében lejöttek a hegytetőről. A ’90-es évek két nagy szupernóva-kutató csapata a munka oroszlánrészét a távcsövek irányítószobáiban végezte - például Hawaii legnagyobb szigetén, a kihunyt Mauna Kea vulkán tetején, a közel négyezer méteres magassághoz akklimatizálódva. A ’90-es évek végén ugyanezeket a távcsöveket már a tengerszintről, a közeli Waimea bevásárlóutcájának egyik irodaépületéből irányították. Pár évvel később pedig már saját irodáikból vizsgálták a csillagokat, Baltimore-ban, Berkeleyben, Cambridge-ben, La Serenában vagy Párizsban. 2007 tavaszán a Berkeley Labor Közeli Szupernóva Gyár (Nearby Supernova Factory) nevű projektjének vezetője mindkét bokáját eltörte egy otthoni balesetben, mégsem maradt le egyetlen éjszakányi megfigyelésről sem. Fogta magát, a nappalijában kényelmesen elhelyezkedett kedvenc bordó bőrfotelében, kinyitotta a laptopját, és mindent látott, amit a Hawaii Egyetem Mauna Kea tetején felállított 223 centiméteres teleszkópja. Esténként egyik kezével a kutyáját simogatta, a másikkal a billentyűzetet nyomkodva válogatta ki a szupernóvák közül azokat, amelyekkel érdemes színképelemzési megerősítő megfigyelést végezni, és melyekkel nem. Annyi volt a szupernóva, hogy mindegyikre nem lett volna idő.

Hiszen már mindenki dolgozik a reptérről is, a laptopjával, nem? Hiszen már mindenki vezeték nélküli hálózaton van, nem? Hiszen már az ágyban mellettünk fekvőnek is e-mailben üzenünk, nem? Azok számára azonban, akik emlékeztek azokra az időkre, amikor egyetlen távoli szupernóva észlelése is eseményszámba ment, nem volt annyira magától értetődő, hogy tizenkét-tizenhét szupernóvával babráljanak a laptopjukon.

De az sem, hogy tizenkét-tizenhét szupernóvával babráljanak, laptoppal vagy anélkül. Ennek ellenére a Közeli Szupernóva Gyár kilenc hónapos időszaka heti három megfigyeléssel töltött éjszakával 150-200 szupernóva felfedezését irányozta elő, ebből 50-60 Ia típusú. Sőt további hasonló gyárak is működtek: a Supernova Legacy Survey felmérés a Mauna Keán lévő kanadai-francia-hawaii teleszkóppal egy évtized alatt 500 Ia típusú szupernóvát figyelt meg, az SDSS-II szupernóva-felmérés ehhez további 500-at adott hozzá. A Harvard-Smithsonian Asztrofizika Központ Szupernóva Csoportja (CfA Supernova Group) 185, a Lick Obszervatórium szupernóva-felmérése nagyjából 800, a Carnegie Szupernóva Projekt 100 körüli szupernóvával bővítette a leltárt.

Bizonyos célokra a mennyiség elsődleges szempont volt. A Közeli Szupernóva Gyárat például az a gondolat hívta életre, hogy a csillagászok sosem ismerhetik meg a szupernóvák tényleges fényességét. A ’90-es évek szupernóva-kutatói különböző módszereket találtak ki a szupernóvák standardizálására, de méréseiket csak úgy tehették pontosabbá, ha minél többféle közeli szupernóva adataival is egybevethették a különböző távoli szupernóvákat, amelyekbe belebotlanak.

Például az olyan távoli szupernóvákat, amilyeneket Adam Riess keresett Nagyobb-z névre keresztelt saját csapatával. A 2001-es Sötét Világegyetem Szimpóziumon az SN 1997ff-ről tartott legendás előadásában meggyőzően bizonyította, hogy a világegyetem valamikor „átfordult” - a világegyetem tágulása egyre lassulóból egyre gyorsulóba csapott át, ahogy az anyag gravitációs vonzását felváltotta a sötét energia antigravitációs befolyása. Riess további távcsőidőt kérvényezett a Hubble-re, és 2003-ban csapatával bejelentették, hogy kiderítették, mikor fordult át a világegyetem: úgy ötmilliárd évvel ezelőtt. 2004-ben és 2006-ban pedig bizonyítani tudták, hogy a sötét energia már kilencmilliárd évvel ezelőtt, abban az időszakban is jelen volt az univerzumban, amikor éppen vesztésre állt az anyag tömegvonzásával szemben.

A Sötét Energia Különítmény második javasolt módszere a „ba-rion-akusztikusoszcilláció”, azaz BAO volt. Jim Peebles 1970-ben rámutatott, hogy a kozmikus mikrohullámú sugárzás keletkezésekor a kozmológiai perturbációk hanghullámokat („akusztikus oszcillációkat”) gerjeszthettek, amelyek az ősi gázokban terjedve 436 ezer fényévenként tetőztek. Az univerzum tágulásával a hullámhossz is nőtt, ma 476 millió fényév távolságra vannak egymástól a hullámhegyek. Mivel a galaxisok jellemzően az ilyen roppant hullámok csúcsainál alakultak ki, a csillagászok segítségükkel ösz-szevethetik különböző korszakok csillagváros-eloszlását, a világegyetem tágulási ütemének dokumentumait. Ha az Ia típusú szupernóvák standard gyertyák, a barion-akusztikusoszcillációk hullámhossza egyfajta standard mérőrúd. 476 millió fényév viszont még a kozmológia számára is hatalmas falat. Roppant kiterjedésben kellett feltérképezni a világegyetemet, mielőtt egyáltalán rá lehetett volna fektetni a „vonalzót” - ami 2005 előtt, amikor a Sloan Digitális Égboltfelmérési Program (SDSS) 46 748 galaxis helyzetét regisztrálta, kivitelezhetetlen is lett volna.

A harmadik módszer a gyenge gravitációslencsehatás vizsgálata volt, amely a látótengely mentén hozzánk közelebbi galaxishalmazoknak a távolabbi galaxisok fényére kifejtett torzító hatását használja ki. A csillagászok korábban ezzel a módszerrel „mázsálták” a sötét anyagot; meghatározták különböző messzeségű galaxisok millióinak alakját, ami közvetlenül utalt a közbeeső galaxishalmazokban lévő anyag mennyiségére. 1998 után aztán az univerzum különböző fejlődési szakaszaiban kialakuló galaxishalmazokat kezdték el felmérni ezzel a módszerrel. A galaxisok halmozódásának mértéke a világegyetem adott korszakbeli tágulásának sebességétől, tehát a sötét energia hatásának akkori erősségétől függött.

A legutolsó említett módszer, amelyet egyébként Holzapfel is alkalmazott a Délisarki Teleszkópnál, szintén galaxishalmazokra támaszkodott. Az eljárás lényege a jelenséget a ’60-as években megjósoló két szovjet fizikusról elnevezett Szunyajev-Zeldovics-effektus (SZ) kimutatása volt. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás fotonjai az ősrobbanástól a földi megfigyelőig tartó útjukon kölcsönhatásba léphettek egy galaxishalmazban jelen lévő forró gázzal, amitől jócskán megugrott volna az energiájuk - olyannyira, hogy így ki is kerülnének a megfigyelő távcsöve által vizsgált hullámhossztartományból. Ha egy ilyen foton elérné a Délisarki Teleszkópot, egy ultrahideg (0,2 kelvinre hűtött), arannyal bevont fémháló közepén ülő mikroszkopikus hőmérőre esne be, és fehér foltként tűnne fel a kozmikus háttérsugárzás térképén. Mintha csak egy zen koanra épült volna az eljárás módszertana: ahhoz, hogy az észlelhetetlent megláthasd, láthatatlanná kell tenned a láthatót.

„Micsoda fordulatok!” - kiáltott fel Holzapfel egyik délután, amikor belépett a Délisarki Teleszkóp irányítóterméül szolgáló Sötét Szektor Laborba (Dark Sector Laboratory, DSL). A vezérlőpult előtt egy berkeleyi egyetemista gyakornoklány üldögélt, csendben kötögetve. „Látom, a tetőfokára hág idebent az izgalom” - tette hozzá Holzapfel.

Az egyetemista válaszul megvonta a vállát, és elmondta, hogy szívesebben dolgozna ormótlan bakelit nyomógombokkal és -karokkal, de a távcsövek ma már nem így működnek. „Elindítom a programot, és húsz percet várok, míg lefut. Így legalább a tudományos haladás mellett egy pulcsi is kijön a dologból” - mondta, felemelve a kötését.

Az Egyesült Államok 1956 óta van jelen télen-nyáron az Antarktiszon, a Nemzeti Tudományos Alap fennhatósága alá tartozó Antarktisz Program pedig azóta a mindennapi élet legapróbb részleteit is tudományos igénnyel felmérte és komfortosabbá tette. A Délisark azonban ettől még a Délisark maradt. Jerri Nielsen orvosnő esete például, aki az 1998-as délisarki tél során diagnosztizálta saját mellrákját, szövetmintát vett magától, és kemoterápiát is alkalmazott, a Földön sehol máshol nem történhetett volna meg. De ne feledkezzünk meg az ausztrál asztrofizikusról, Rodney Marksról sem, aki 2000. május 12-én hirtelen meghalt; csak a pár hónappal későbbi első napfelkelte után lehetett elvégezni a boncolást Új-Zélandon, amely kimutatta, hogy a halál oka metilalkohol-mérgezés, lehetséges tehát, hogy az egyik sarklakónak sikerült elkövetnie a tökéletes gyilkosságot.

Az itt dolgozók általában iróniával beszélnek a túlélésért folytatott küzdelemről, mintha nekik is földönkívüliekkel kellene felvenniük a harcot, mint A dolog című film tudóstársaságának - nem az 1952-es, az Északi-sarkon játszódó eredeti filmre, hanem az 1982-es John Carpenter-féle remake-re kell gondolni, amely a ’70-es évek közepétől a Délisark tudományos központjaként működő híres geodézikus kupolában játszódik. 2008 elején nyílt meg hivatalosan a kupolát felváltó új bázis, de azért még a félgömböt is látni a hó alatt. Ez az új állomás viszont inkább hasonlít óceánjáró luxushajóra, mint isten háta mögötti bázisra. Kétszáz fő számára van benne saját alvóhelyiség. A két emeletén körbefutó kajütablakokon keresztül feltáruló horizont hipnotikus ránctalansága akármelyik óceáni kilátással felveszi a versenyt. Az állomás hidraulikus emelőkre épült, amelyek az évtizedek alatt felgyűlő hó elől további két emelet magasságba fogják tudni tolni. A tudósok szórakozását ultramodern fitneszterem, tornaterem, nonstop menza, üvegház, számítógépterem, kényelmes fotelekkel felszerelt tévészoba, és napi kilenc órában, amíg a távközlési műholdak a horizont fölött vannak, internet-hozzáférés szolgálja. Szilveszterkor a sarkot jelölő póznánál fürdőruhában és strandfelszereléssel mulatozó embereket a menzaablakból nézve az egyik szerelő meg is jegyezte: „Ez egy kegyetlen kontinens, nem mondta még senki?”

Emberi lények nélkül értelmetlen összkomfortos lakókörnyezetet építeni, jó ok nélkül pedig értelmetlen egy egyébként teljesen élettelen környezetbe emberi lényeket küldeni. A Nemzeti Tudományos Alap úgy gondolja, jó okkal küldte oda a tudósokat:

itt olyan kutatást végezhetnek, amilyenre a bolygón sehol máshol nem volna lehetőség. A Délisarki Teleszkóptól alig egy kilométerre épülő Jégkocka Neutrínódetektor (IceCube Neutrino Detector) a „távcső” fogalmát újraértelmezve az ég helyett a föld mélyét kémleli. A berendezés a tervek szerint egy négyzetkilométernyi területen egyenként hatvan érzékelővel felszerelt nyolcvan-valahány kábelt ereszt forró vízzel működő jégfúrók segítségével mintegy másfél kilométer mélyen a jégpáncélba. Az érzékelők olyan, űrből érkező részecskéket hivatottak kimutatni, amelyeknek nem okoz gondot úgy átszelni a földkérget, a földköpenyt és a földmagot is, hogy közben semmivel nem lépnek kölcsönhatásba - de néha előfordul, hogy belecsapódnak a sarkvidék felszíne alatti színtiszta jég egyik atomjába. (Nem sötétanyag-kísérletről van szó, de az észlelt részecskék akár két, egymást éppen megsemmisítő sötétanyag-részecske közvetett bizonyítékául is szolgálhatnak.)

A Nemzeti Tudományos Alap 1991-ben a Chicago Egyetemmel társulva beindította az Antarktiszi Asztrofizikai Kutatóközpont (Center for Astrophysical Research in Antarctica, CARA) programot. A kezdeményezés célja egy milliméteres és szubmilliméteres hullámhossztartományban megfigyelő állandó csillagvizsgáló felállítása volt - ez lett a Sötét Szektor, egy sűrű távcsőerdő az állomástól egy kilométerre, ahol minimalizálták a fény-és egyéb elektromágneseshullám-kibocsátást. (Nem messze innen volt a Csendes Szektor, ahol szeizmológusok, és a Tiszta Levegő Szektor, ahol meteorológusok dolgoztak.)

Holzapfel szinte a kezdet kezdete óta részt vett a CARA munkájában. 1996-ban a Chicago Egyetem posztdoktori kutatójaként érkezett, és bár 1998-ban már tanárként tért vissza alma materébe, a Berkeleyre, továbbra is együttműködött a CARA-projekttel, különösen az antarktiszi csillagászat atyaúristenével, egyben a CARA igazgatójával, John Carlstrommal. A könyvelő és tanár szülők gyermekeként Pittsburghben felnőtt Holzapfel nem tudja megmagyarázni, mi vonzotta a természettudományokhoz. Sokszor „csak az számított, hogy rosszalkodhassak” - erős áram, hangos robbanások, rázós végű kísérletek. De azért elmélyült szöszölés is volt bőven, amikor például a kis Holzapfel detektoros rádiót épített, és azon ámuldozott, hogy a világ túloldaláról érkező csevejt hall.

A CARA tagjaként aztán már a világegyetem túloldaláról érkező sustorgásokra figyelt. A „robbanásveszélyes”, nyughatatlan Holzapfel - akinek, ha véletlenül leült is, keresztbe tett lába végén úgy járt az 50-es tornacipő, mintha kínozná a semmittevés - egy sor CARA-távcső kísérleteinek kidolgozásában, műszereinek megtervezésében, és adatainak kiértékelésében segédkezett. Ezek a ’90-es évek végén elinduló kísérletek minden egyes megfigyelési évadban tovább pontosították a COBE méréseit, de a kutatóközpont az i-re a pontot a csúcspontjának tekinthető Degree Angular Scale Interferometer (DASI) elnevezésű berendezés eredményeivel tette fel.

Első körben (kis túlzással) a DASI sem tért el társaitól: a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásban igyekezett különféle egyenetlenségeket találni, sikerrel. 2001 áprilisában Carlstrom bejelentette, hogy a DASI a felfúvódási elmélet által megjósolt hanghullámok árulkodó nyomaira bukkant. A zenei hangoknak is van felhangjuk - a még magzatkorú univerzum sírásának három hullámhegyet jósoltak, és erre utaló jeleket találtak.

Rá egy évre azonban a DASI a háttérsugárzás fotonjainak polarizációját vette szemügyre, azaz megnézték, milyen irányban váltak le az anyagról. A sugárzás hőmérséklete és ingadozásai arról árulkodtak, hol oszlott el az anyag a 400 ezer éves univerzumban, a polarizációja pedig arról, merre mozdult tovább. A modern kozmológia további sorsa is az eredménytől függött. Ezt a DASI csapata is jól tudta; PowerPoint-előadásuk egyik diáján ez állt:

ha nem az előre jelzett szinten találjuk,

kezdhetjük az egészet elölről

Az előre jelzett szinten találták. Ezt várták ugyan, kicsit azért mégis megkönnyebbültek.

Ekkor lépett színre a Wilkinson Mikrohullámú Anizotrópia Szonda. 2003-ban adta közre első mérési eredményeit: a világegyetem magzatáról készült újabb ultrahangfelvételen forró vörösek és hűvös kékek kavargó forgataga jelezte a hőmérséklet-ingadozásokat, a világegyetem anyagból és energiából felépülő DNS-mintáját. Vajon egyeztek-e az adatok a szimulációval? Tökéletesen, sőt még annál is jobban, ha ilyesmi egyáltalán lehetséges.

A Délisarki Teleszkóp is a háttérsugárzást vizsgálta, küldetése mégis eltért a korábbi felmérésektől. Nem pusztán az ősrobbanásból származó sugárzást akarták vele még pontosabban megmérni, hogy egy minden eddiginél szűkebb mérési hibahatárral rálicitáljanak az előző műszergenerációra, és feladják a labdát a következő, még fejlettebb berendezés számára. Nem önmagáért volt érdekes a kozmikus háttérsugárzás - nem egy passzív, az égboltra szép egyenletesen felfekvő térképet akartak készíteni. Az SPT-t aktív eszköznek tekintették, és a világegyetem sorsát szerették volna kideríteni a segítségével.

A Délisarki Teleszkóp építéséhez először az új-zélandi Christ-churchbe (az Antarktisz nemzetközi egyezményben kijelölt előszobájába) kellett szállítani a 260 tonna felszerelést, aztán tovább a kontinensnyi sziget legszélén lévő McMurdo-állomásra, onnan pedig LC-130-as teherszállító repülőgépeken magára a Délisarkra. Mivel pedig a sarki technológia nagy része teljesen egyedi, méretgazdaságossági szempontok szóba sem jöhettek. Nem volt méretre gyártott, számozott kulcskészlet semmihez: az az egyetemista, akinek az építési fázisban meg kellett szorítania egy csavart, szépen levette a kesztyűjét, és a saját bőrén tapasztalta, mennyi is pontosan egytizenhatod fordulat az adott csavar menetében.

A csillagászok azt szokták mondani, hogy aki a déli-sarkinál is háborítatlanabb körülmények között akar észlelni, annak ki kell mennie az űrbe, Holzapfel viszont néha úgy gondolta, akik a távcső mellett töltik a telet, bizonyos szempontból már űrhajósok. Minden évben két egyetemista vagy posztdoktori kutató tél i műszakot húzott le a Délisarki Teleszkópnál. A két „áttelelő” a hét hat napján, napjában kétszer a legmelegebb alsó-és felsőneműbe bugyolálta magát: flanelt, polárt, két kesztyűt, három zoknit, steppelt anorákot, pufi bélelt kapucnis dzsekit húztak, amíg úgy nem néztek ki, mint két Michelin-baba. Így felöltözve végigcammogtak a hó és jég koromsötét síkságán, amerre a nyári legénység is szokott, a távcső 10 méteres tányérjának sziluettjét keresgélve - csakhogy nekik nem hóviharban kellett kiszúrniuk. A teleszkóp jellegzetes alakja több csillagot takart ki, mint amennyit egy esténként kedvtelésből az égre néző kertvárosi háztulajdonos egész életében lát. A távcső folyamatosan gyűjtötte, és távoli kutatók számítógépére küldte az adatokat, de a két áttelelő is ugyanúgy elemezgette a megfigyeléseket, mintha csak otthon lettek volna. Viszont ha valamilyen homokszem került a teleszkóp gépezetébe, és laptopjukon felharsant a vészjelző, csapot-papot odahagyva minél előbb meg kellett keresniük és ki kellett javítaniuk a hibát.

Fel kellett készülniük az eshetőségre, hogy - mint az egyszer már megtörtént - a berendezés egy acéllemezt rendületlenül csapkodó légkalapács hangját kezdi utánozni - ilyenkor ki kell menni, be kell mászni a távcső tányérjába, és újra kell kenni valamelyik csapágyat. A roppant száraz levegőben az is előfordulhat, hogy az összes kenőanyag elpárolog, és valamelyik ventilátor eltörik, emiatt túlmelegszik és leállítja magát a számítógép - ilyenkor hirtelen összeomlik a rendszer, persze senki sem tudja, miért, a távcső pedig közben több ezer dolláros költséget termel minden egyes órányi kiesett megfigyelés után. Ha pedig az áttelelők nem tudnak megjavítani valamit, az úgy is marad - február és október között nincs repülőforgalom a Délisarkra, mert a hidegben megkocsonyásodik a gépek motorolaja.

Holzapfelnek és társainak a nyári csapatban az volt a feladatuk, hogy felkészítsék a berendezést, hogy lehetőleg ne érje az „űrhajósokat”, azaz az áttelelőket meglepetés a hat hónapos „űrsétájuk” alatt. A nyáriak évente egyszer ellenőrzésre „bevontatják” a távcső detektorát a tányér alatti irányítóterembe.

A Délisarki Teleszkópot egyfajta matrjoska babaként is elképzelhetjük. A legkülső baba az antennát védő pajzs, amely minél több talaj felől érkező fényt fog el. A következő héj a 10 méteres parabolaantenna. A tányér felett egy rúdon lógott a „bevonható csizma”, egy téglalap alakú hosszúkás védőburkolat, benne a vevő rekeszével, legbelül pedig a vevővel, amely egy tükörre nyíló résen keresztül fogja a háttérsugárzás fotonjait, amelyek egy hat darab, pizzaszeletszerűen elhelyezett, ék alakú, egyenként 160 bolométert rögzítő lemezre érkeznek. Minden egyes bolométerben volt egy fotondetektor: egy aranyozott finom háló, közepén egy leheletfinom, 30 mikrométeres, azaz egy emberi hajszál vastagságának felét kitevő szupravezető réteggel.

Az egyetemista lány letette a kötést és lenyomta a vezérlőpult egyik billentyűjét. A csapat csak úgy tudott hozzáférni a legbelső babához, hogy a védőcsizmát a laborépület teteje fölé daruzzák, aztán leeresztik, és beletalálnak a tetőn a vevő rekeszével az erre a célra kialakított vágatba. Ekkor fel kell nyitni az irányítóterem plafonját, és láncok segítségével előbb le kell rángatni, majd óvatosan a padlóra kell helyezni a vevőberendezést. Amikor letelt a harminc óra, ami alatt a kriosztát szobahőmérsékletre melegedik, elő lehetett venni a szerszámokat. Az egyik vén sarki róka ekkor a másikhoz fordul: „Tudod, hány csavar van benne?”

„Fogalmam sincs. Több száz - feleli a társa. - Az a legszörnyűbb, hogy már mindegyiket háromszor becsavartam.”

A teleszkóp ekkor már túl volt a második megfigyelési szezonján, és nem sokkal azelőtt, hogy az Antarktiszra indult, Holzapfel leadott egy cikket három galaxishalmazról, amelyeket a távcső az SZ-módszer segítségével egy szerencsés véletlennek köszönhetően fedezett fel. A Szunyajev-Zeldovics-effektust felhasználó SZ-módszerben a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tulajdonképpen a világegyetem időben hozzánk közelebb eső fejlődésének hátteréül szolgált. Azzal, hogy regisztrálják, hogyan változtak a háttérsugárzás fotonjai, míg átszelték a világegyetemet, a kutatók a világegyetem párhuzamos változásáról is képet kaphattak. Ennek a változásnak a beazonosítása során Holzapfelék galaxishalmazokat is felfedeztek (ezer darabban határozták meg a célszámot), amelyeket más távcsövek tovább elemeztek, hogy kiszámítsák a vöröseltolódásukat. Amikor aztán a halmazok SZ-módszerrel meghatározott eloszlását és a vöröseltolódásukból adódó távolságukat is összesítették, a csillagászok reményeik szerint látni fogják, hogyan befolyásolta a sötét energia a világegyetem történetének különböző szakaszaiban a nagy léptékű struktúrák kialakulását - a tömegvonzás és a sötét energia kozmikus kötélhúzását, amelyet a többi sötétenergia-kutatás is feltárni igyekezett. Ez a projekt azonban a múlt megismerését a jövő előrejelzésére akarta hasznosítani. A galaxishalmazok kialakulásának eddigi menete alapján a csillagászok a kozmikus kötélhúzás jövőbeli kimenetelére következtethettek.

A galaxishalmazok a világegyetem legnagyobb gravitációsan kötött alakzatai. Lévén, hogy a tömegvonzás a kisebb struktúrákat nagyobbakká rendezi, és hatása jelenleg elmarad a sötét energia befolyása mögött, nem tűnik túl elrugaszkodott feltevésnek, hogy a galaxishalmazok a világegyetem legkésőbb kialakuló gravitációsan kötött objektumai. Ha pedig a sötét energia egyre erősebben fogja széthúzni a világegyetemet, a halmazok egyben a legutolsó ilyen alakzatok is lehetnek.

Holzapfel úgy gondolt a galaxishalmazokra, mint a szénbányákba a hagyomány szerint a szén-monoxid jelzésére levitt kanárikra. A sötét anyag sűrűségének vagy a sötét energia tulajdonságainak esetleges módosulását elsőként a galaxishalmazok elterjedésének megváltozásában lehetne tetten érni. A Délisarki Teleszkóp regisztrálni tudja a galaxishalmazok eloszlásának időbeli különbségeit: hány galaxishalmaz volt ennyi és ennyi milliárd évvel ezelőtt, és most hány van? Az eredményt aztán össze lehet vetni a különböző előrejelzéseket adó számítógépes szimulációkkal, hogy melyikhez hasonlít leginkább a megfigyelt helyzet.

Holzapfel sejtette, melyik előrejelzés fog beválni. A sötét energia meghatározásának valamennyi megközelítése, a szupernóvák, a BAO, a gyenge gravitációslencsehatás mind ugyanazt sugallta: a kozmológiai állandó az, ami létezik, és nem a kvintesszencia. Holzapfel természetesen nem másíthatta meg az eredményeket, de senki nem írhatta elő neki, hogy tetsszen is neki, amit talál. Neki személy szerint sokkal szimpatikusabb volna a másik forgatókönyv, az összeroppanó, aztán újra kitáguló világegyetem jóslata - az olyan volna, mint az évszakok körforgása, a folyamatos elmúlás és újjászületés. A világegyetem viszont úgy tűnt, valami olyasmi felé haladt, ami a Déli-sarkon képletesen máris előre látható: egy hideg, üres, és örökkön-örökké változatlan világ felé, ahol a galaxishalmazok egyre messzebb távolodnak, míg végül elvesznek a látóhatárunk mögött. Százmilliárd év múlva már csak egyetlen galaxishalmazunk lesz, a Lokális Galaxiscsoport, és nem is sejtjük majd, mennyi minden van még odakint a világűrben.

Ez a végkimenetel sok csillagászhoz hasonlóan Holzapfelt is „elkeseríti”. Nincs ebben semmi önsajnálat; a fizikus már így is „egzisztenciális szempontból sérültnek” tartja magát. A XIX. századi orosz regények melankolikus befejezése ugyanolyan kedves a számára, mint a hepiend. Inkább szakmai szempontból kifogásolja a nyílt világegyetem lehetőségét. Végül is érthető, hogy nem tetszik az olyan jövőkép, amelyben nincs hely a kozmológiának - Holzapfel saját hivatásának.

De hát senki nem mondta, hogy a világegyetem jóindulatú.

Minden feldobott test...

Kellett valami, amire írni lehet - de rögtön. A beszélgetés arra a pontra jutott, ahol merő beszédnél már többre volt szükség. Számok kellettek, jelek, az írófelületen végigsikló matematikai szimbólumok hajtóereje. Az elméleti szakemberek asztaltársasága egy emberként állt hát talpra, és csatlakozott a terem egyetlen táblájára firkáló többi tudóscsoporthoz. Mindenkinek jutott hely bőven. A tábla „faltól falig tartott”, ahogy a Perimeter Elméleti Fizikai Kutatóintézetben (Perimeter Institute for Theoretical Physics) mondogatták. Az irodákban, a folyosókon, a folyosókról nyíló beugrókban, az udvaron, mindenütt faltól falig tartottak a táblák. A kávézó táblája megszakítás nélkül végigért a hosszanti falon, a padlótól a plafonig. Az elméleti emberek már mind háttal álltak az asztaloknak, háttal az ablakoknak, és a városi park lombkoronája felett a naplementére nyíló kilátás sem izgatott már senkit. A tudósok a fal mentén itt is, ott is előregörnyedtek, hunyorogtak a falon megjelenő hieroglifák erdejére, hadonászva fejezték ki nemtetszésüket és harsogva javították ki az éppen beszélőt. A táblához igyekvő legfrissebb csapatnak azonban nem volt krétája. Nem számít. Annak rendje szerint közelebb hajoltak a táblához, és csápolni kezdtek a fekete felület előtt, kezük egyenetlen köríveket írt le a levegőben. Nem kellett kréta. Odaképzelték az egyenleteket.

Brian Schmidt a kávézó túloldaláról figyelte a jelenetet. „Nagyon belelovalták magukat” - szaladt ki a száján önkéntelenül, aztán elővette a mobilját, és csinált egy fotót a csoportról.

Az eredeti Nagy-z csapat vezetőjeként Schmidt egyike volt azoknak a sötétenergia-kutató csillagászoknak, akik kilenc évvel korábbi felfedezésükkel elindították a fizikusokat az ehhez a táblához vezető kacskaringós lejtőn. Most ő is bemerészkedett a fizikusok oroszlánbarlangjába. Amikor a kanadai Ontario állambeli Hamiltonban, a McMaster Egyetem négynapos szimpóziumával kezdetét vette az egyhetes sötétenergia-konferencia, Schmidten kívül is voltak csillagászok a közönség soraiban. Ezen a napon azonban a konferencia a Perimeter Intézetbe tette át székhelyét, a szintén Ontario állambeli Waterlooba, Hamiltontól hetven kilométerre északnyugatra, és a résztvevők száma jócskán megfogyatkozott. „Egyedül én maradtam a csillagászok közül” - panaszkodott Schmidt a Perimeter-szekció szervezőjének. „Dehogy. Hát Rocky?” - volt a válasz.

Schmidt felnevetett. Rocky Kolb körülbelül annyira volt csillagász, amennyire Schmidt elméleti fizikus. Schmidt az előző napi előadásában leszögezte, hogy ő „ízig-vérig” észlelőcsillagász. A kilencvenes évek közepén, amikor Schmidt a csapattagoknak feladatul adta a Nagy-z kutatócsoport eredményeit megjelentető cikkek megírását, egy elméleti fizikus figyelmeztette, hogy egy állapotegyenlet nevű dologról is írniuk kellene. Schmidt megköszönte a tanácsot, és felkereste Sean Carrollt, akivel még a Harvardon osztoztak egy irodán, hogy meséljen neki a témáról. Schmidt akkoriban azt sem tudta, eszik-e vagy isszák ezt az „állapotegyenletet”; manapság pedig mindenki csak erről hajlandó beszélni, nemcsak ezen a (2007 májusában rendezett) konferencián, hanem az összes többi, sötét energiával foglalkozó találkozón is.

A kozmológia új számmal bővült. Az ómega az anyag sűrűségét számszerűsítette, az állapotegyenlet pedig az energia sűrűségét, pontosabban a nyomásnak az energia sűrűségéhez viszonyított arányát. A kozmológusok ezt az arányt w-vel jelölték. Ha létezik kozmológiai állandó, w értéke pontosan -1; Einstein lambdája azt feltételezi, hogy a tér minden egyes egységének jellemzője egy adott mennyiségű energia, amely átjárja a világegyetemet, és időben állandó. A -1-től eltérő w esetében marad a kvintesszencia, ami... valami más kellene legyen.

Ahogy közeledett a felfedezés tizedik évfordulója, egyre szaporodtak a sötét energiával foglalkozó konferenciák. Mivel Ausztráliában élt, Schmidtnek mindegyikhez be kellett utaznia a fél világot; valamelyik este viccelődött is a kollégákkal elköltött vacsora alatt: „Az évi átlagsebességem 70-80 km/h.” Szinte mindegy is volt azonban a helyszín: a résztvevők egyre fásultabban nézték, ahogy az ismerős arcok előadták variációikat ugyanarra a témára. Nem számított, hogy Mike Turner, Saul Perimutter, Rocky Kolb vagy Adam Riess volt-e az előadó, a forgatókönyv mindig egyezett: hiába igyekeztek, ahogy tudtak, válaszokat nem találtak. A vándor-cirkusz kifogyott a trükkökből.

A Perimeter Intézet azonban legalább kellemes konferenciahelyszínnek bizonyult: ha az ember egy pohár bort kért a márványpult mögött álló mixertől, az először a borlapot nyújtotta át. Schmidtnek, aki az alatt a tizenhárom év alatt, amely a Nagy-z társulás 1994-es alapítása óta eltelt, zöldfülű posztdoktori kutatóból bortermelővé avanzsált, igencsak ínyére volt a gesztus. A Perimeter Intézet 2000-ben alapult, Mike Lazaridis, a BlackBerry okostelefon-eszközcsaládot kifejlesztő Research in Motion cég alapítójának 100 millió dolláros felajánlásából. Sok más intézethez hasonlóan azzal a céllal hozták létre, hogy az elméleti szakemberek nyugodt környezetben, háborítatlanul gondolkodhassanak, a Perimeterben viszont a nyugalomhoz luxus is társul. Az épület belsejében teljes falakat elfoglaló ablakok és pőrén hagyott betonfelületek dominálnak, és egy négyemeletes átrium választja el az adminisztrátorokat az elméletalkotóktól. Az intézetben dolgozók ebédelhetnek a kávézóban, de a szobaszerviz kérésre egyenesen az irodájukba hozza a leadott rendelést.

Az egész hetes konferencia első fele a McMaster Egyetemen a szokásos jellegű előadásokkal telt: az előadók egy nagy teremben váltották egymást a százvalahány tagú hallgatóság előtt. A Perimeter intézetbeli szekciót azonban workshopnak szánták: félbe lehetett szakítani az előadót, szorgalmazták a kiscsoportos, kötetlen vitákat, és bőven nyílt lehetőség a folyosókon, a terasz eldugott beugróiban, és természetesen mindenekelőtt a Fekete Lyuk kávézóban, kávé és harapnivaló társaságában folytatni az eszmecseréket. Az első Perimeter intézetbeli estén Schmidt, a csillagász, és Christof Wetterich, a Heidelbergi Ruprecht Karl Egyetem elméleti fizikusa a vacsora alatt arról a kettősségről kezdett el vitatkozni, amelyet Kolb aznap a McMaster-szekció záró előadásán fejtett ki.

Kolb a kétféle kozmológiai szemlélet különbségeivel kezdte a gondolatmenetet. Kopernikusz csillagásztársai - bár talán Kopernikusz maga nem osztotta nézetüket - úgy gondolták, a kozmológiai modell egy olyan, matematikai szempontból tökéletes és egységes világ ábrázolása, amely nem feltétlenül fedi a valóságot. Számukra nem az volt a fontos, hogy a Nap vagy a Föld volt-e a kozmosz középpontjában; csak az számított, matematikai szempontból melyik égitestet hasznosabb középpontnak megtenni. A mai tudósok világképe ennek szöges ellentéte. Az utóbbi négy évszázad alatt a természettudósok rájöttek, hogy a bizonyítékok felhalmozásával eldönthető, melyik modell a helytállóbb, a Földvagy a Nap-középpontú. Manapság a csillagászok a kozmológiai modellekkel „magát a valóságot” próbálják megragadni, mondta Kolb. „Mi tényleg úgy gondoljuk, hogy a sötét anyag és a sötét energia is valóságos.” Ha esetleg kiderül, hogy mégsem, az sem baj, de „a kísérletekkel ebből az elméletből kell kiindulnunk”.

A Fekete Lyuk kávézóban üldögélő Schmidt belekortyolt a borba, megfelelő minőségűnek ítélte, majd kijelentette, hogy ellent kell mondjon Rockynak. „Valóság nem létezik - mondta Wetterichnek -, csak jóslatok.”

Wetterich viszont Rocky véleményét osztotta. Bizonyságul felemelt az asztalról egy vizespoharat. „Ha most elengedem - mondta -, a pohár le fog esni az asztalra.”

Schmidt a fejét ingatta. Az igaz, ismerte el, hogy a világ eddigi történetében minden eleresztett pohár leesett. „De előfordulhat, hogy mégsem így lesz - érvelt. - Csak megjósolni lehet, hogy le fog esni - nagyon nagy biztonsággal.”

„Én hiszem, hogy le fog esni” - felelte Wetterich.

„Én remélem, hogy nem fog” - vonta meg a vállát Schmidt.

A valóság jelentéséről talán csak a filozófusoknak van jogalapjuk vitázni, a téma ennek ellenére a filozófia teljes diszciplínájával egyetemben mindig is a fizikusok fennhatósága alá is tartozott. Az ókori bölcsek úgy gondolták, „a valóságot” úgysem tudják megragadni, ezért beérték a látható dolgok kimagyarázásával. Amikor aztán Galilei tapasztalati úton bizonyította, hogy Kopernikusz Nap-középpontú modellje helytálló, Newton pedig lefektette a modell matematikai alapjait, a tudósok ráébredtek, hogy a papíron levezetett egyenletek többre is képesek, mint hellyel-közzel megközelíteni a valóságban tapasztaltakat. Amit az ember az égen lát, azt papíron is le tudja írni - Kolb is pontosan e mellett a szemlélet mellett érvelt. Ekkor azonban jött Einstein, és felcserélte a folyamat lépéseit: amit az ember papíron le tud írni, azt az égen is meg fogja találni. (Pontosabban kijelentette, hogy a fizikusok máris e logika alapján ténykedtek, csak vagy nem voltak tudatában, vagy - mint maga Einstein is a karrierje kezdetén - nem voltak hajlandóak beismerni.) Ha az egyenletek szerint két egymáshoz képest mozgásban lévő megfigyelő számára máshogy telik az idő, vagy a gravitáció eltéríti a fénysugarat, akkor a természet ennek megfelelően viselkedik. Einstein is elismerte, hogy az elméleti előrejelzéseket igazolni kell: „A fizika részére a matematikai konstrukció használhatóságának egyetlen kritériuma természetesen a tapasztalat.” Pontosan erről próbálta Schmidt meggyőzni Wetterichet. Ha a természetben kivételt találunk az elméletre, módosítani kell a modellt, vagy el kell vetni. Einstein azonban saját tapasztalata alapján Wetterich nézetével is egyetértett: „Bizonyos értelemben lehetségesnek tartom tehát, hogy a tiszta gondolkodás egyedül is felfoghatja a valóságot, amint azt a régiek megálmodták.”

Nem csoda, ha Schmidt és Wetterich nem tudtak dűlőre jutni ebben az ősi, sőt örök vitában. Schmidt számára azonban a kérdés személyes jelentőséggel is bírt. 1998-ban, lassan tíz évvel korábban elengedett egy poharat, amely egyszer csak felfelé kezdett esni.

Akármilyen elvont volt is a felfedezésük, Schmidtet néha nyomasztották a dolog emberi vonatkozásai. Ekkor is így volt, ugyanis tavasszal, nem sokkal a McMaster/Perimeter-konferencia előtt a Peter és Patricia Gruber Alapítvány, egy tőzsdén szerzett vagyonból alapított jótékonysági szervezet értesítette Schmidtet, hogy Saul Perimutterrel megosztva elnyerte az 500 ezer dollárral járó az évi kozmológiai Gruber-díjat. Ezzel igen illusztris klubnak lett a tagja. Jim Peebles és Allan Sandage 2000-ben megosztva kapták meg a kozmológia kategóriában akkor először odaítélt díjat, de azóta többek között Vera Rubin (2002), valamint megosztva Alan Guth és Andrej Linde (2004) is a díj birtokosai voltak. Schmidt érteni vélte, Perimutter mellett miért őrá esett a 2007-es választás: a tudomány íratlan szabályai szerint Brian Schmidt volt a Nagy-z kutatócsoport nagyágyúja. Mindamellett a Nagy-z éppen ezeket az íratlan szabályokat próbálta átértékelni, és Schmidt hű maradt ehhez a szemlélethez. Egész héten azzal volt elfoglalva, hogy megpróbálja meggyőzni az alapítványt, Adam Riesst is vegyék fel az az évi díjazottak közé, hiszen az ő neve alatt jelent meg a Nagy-z csapat „gyorsuló tágulás”-cikke.

A puszta szőrszálhasogatásnál jóval nagyobb tétje volt, hogy hányan szerepelnek a díjazottak listáján. Valamelyik konferencián Nick Suntzeff egyszer Saul Perimutter egyik előadása alatt ezt súgta a mellette ülő Bob Kirshner fülébe: „Perimutter szerint benne van a Nobel-díj.”

„Úgy is van” - válaszolta Kirshner jelentőségteljesen. (Írásban sok tudós, köztük Kirshner is, jobb szereti „N****-díj”-nak nevezni a kitüntetést. Úgy tűnik, még a természettudományok sem teljesen immunisak a babonára.)

Ha a Nobel-díj az Oscar, akkor a Gruber-díj a Golden Globe-hoz hasonlóan megbízhatóan előrejelzi a nyerteseket. 2006-ban, egy évvel korábban John Mather és a COBE csapata kapták a kozmológiai Grubert, és rá pár hónapra Mather és egyik COBE-s munkatársa, George Smoot vehették át a fizikai Nobel-díjat. Azt senki nem vitatta, hogy a világegyetem tágulásának felfedezése Nobel-díjat érdemel. Azzal kapcsolatban oszlottak meg a vélemények, hogy kit illet a felfedezés dicsősége. „Az biztos, hogy Saul Nobel-díjat kap - nyilatkozta Alex Filippenko egykedvűen én csak azt remélem, hogy a Nobel-bizottság korrekt módon jár el, és Briannek és Adamnek is odaítéli. Úgy lenne fair. Nem igaz?” Ez utóbbi kérdést már úgy tette hozzá, mintha valaki kételkedne a véleményében, ami tulajdonképp igaz is volt.

A két kutatócsoport szóban már jóval korábban megegyezett abban, hogy, Riess szavaival, a felfedezés „elég komoly, és elég nagy királyság ahhoz, hogy megosszuk”. A hivatalos álláspont szerint 1998 elején két tudóstársulás egymástól függetlenül ugyanarra a meglepő következtetésre jutott - mégpedig arra, hogy a világegyetem tágulása gyorsulni látszik. Perimutter, Riess és Schmidt 2006 júniusában megtudta, hogy megosztva elnyerték az egymillió dollár jutalommal járó csillagászati Shaw-díjat, Sir Run Run Shaw hongkongi médiamogul 2002-ben alapított kitüntetését. (Jim Peebles itt is lekörözte őket; 2004-ben kapta meg ugyanezt az elismerést.) Eddig még hagyján. Egy hónappal később, 2006 júliusában viszont kiderült, hogy a „Nemzetközi fizikai és matematikai tudományok” kategóriában a 315 ezer dollárral járó Antonio Feltrinelli-díjat, amelyet csak ötévente ítél oda a Galilei idejében alapított (bár azóta többszázados kihagyással működő) Olasz Tudományos Akadémia (Accademia Nazionale dei Lince), Perimutter kapja - Perimutter, és senki más.

A Nagy-z csoport tagjai azzal nyugtázták a hírt, hogy beindult a Berkeley Laboratórium „médiagépezete”. Még élénken élt bennük annak az incidensnek az emléke, amikor 1992-ben George Smoot az előzetes megegyezést megszegve a hivatalos bejelentés előtt kiszivárogtatta a COBE eredményeit, ráadásul, mint azt Mather a projektről írott könyvében lejegyzi, a Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratórium sajtónyilatkozata „csak futólag említette a NASA közreműködését, és George-on kívül a COBE tudományos munkatársainak egyikét sem nevezte meg”. A Nagy-z csoport attól tartott, az LBL sajtosai ezúttal Saul érdekében lépték túl a feladatkörüket (és talán az etikusság határait), amikor Filippenko szavaival „Istennek, és a spanyolviasz után a világ második csodájának” állították be. A PR-osoknak sikerült egy kellően befolyásos embert meggyőzniük arról, hogy az 1998. január 1-ji Nature-cikkben, vagy az 1998. január 8-i AAS-sajtótájékoztatón, esetleg az AAS-konferencián 1998. január 9-én kiállított poszterek egyikén a Szupernóva Kozmológiai Projekt bejelentette az univerzum gyorsuló tágulásának felfedezését.

Az SCP-tagok ezzel szemben úgy gondolták, hogy épp ellenkezőleg, a Nagy-z csoport akarja őket lejáratni. 2001-ben a Publications of the Astronomical Society of the Pacific (A Csendes-óceáni térség Csillagászati Társaságának Közlönye) lehozta Filippenko személyes hangvételű élménybeszámolóját arról, milyen volt mindkét csapatnak tagja lenni; egy évvel később Bob Kirshner The Extravagant Universe (A hóbortos univerzum) címmel könyv formában jelentette meg az események saját szemszögéből írt változatát. Amikor Mike Turner a Science folyóirat számára recenziót írt a könyvről, Robert Cahn, az LBL igazgatója - aki még mindig dühöngött, ha arra gondolt, hogy meg kellett védenie az SCP-t, amikor Kirshner azt javasolta, vonják meg a költségvetési pénzüket, és aztán Kirshner Perimutter HST-vel kapcsolatos terveit is kisajátította - Turneren keresztül akart visszavágni. „Az azért jelent valamit - mondta -, hogy egy ilyen eredmény után Saul egy űrkísérletet kezdett el tervezni, hogy felfoghassa a dolog jelentőségét, Kirshner meg leült, és megírta az emlékiratait.” Az SCP egyik tagja frappánsan összefoglalta, mi a csoporton belüli közvélekedés a konkurenciáról: „A Nagy-z a beszámolóiban kizárólag a saját háza tájának kapirgál.” Perimutter a maga részéről megkérte az LBL sajtosait, biztos, ami biztos alapon írják meg ők is a felfedezés történetét, hátha egyszer még szükség lesz rá.

A kerek évforduló közeledtével egyre puskaporosabb lett a levegő két csoport között. A felfedezés egy kozmológiai konferencián megrendezett „megünneplésén” Gerson Goldhaber főként saját 1997. őszi hisztogramjára koncentrálva tekintette át a következtetésig vezető utat. „Csak azért említek dátumot - mondta mert a felfedezések pontos időrendje sem elhanyagolható szempont.” Goldhaber Perimutter 1997 végén tartott nyilvános bemutatósorozatáról is szót ejtett. „Ki emlékszik már a tavalyi hóra, nem igaz? - tette fel a költői kérdést. - Nos, Saul előadását videóra vették, és itt van nálam a szalag.”

Riess következett. Azzal kezdte, hogy boldog születésnapot kívánt Goldhabernek, aki a közönség tapsát fogadva biccentéssel nyugtázta ezt. Riess először csapata néhány 1998 januárjában írt e-mailjét mutatta he, majd egy bejátszást a McNeil-Lehrer News-Hour hírműsorból aznapról, amikor a Science lehozta a cikket Filippenko UCLA-találkozón tartott előadásáról.

Másnap délelőtt Perimutteren volt a sor. Azzal kezdte az előadást, hogy bár nem akar a múlton rágódni, azt mindenképp szeretné leszögezni, hogy 1998. január 9-én csapata „a McNeil-Lehrerével egyenértékű” elismerést kapott, hiszen a San Francisco Chronicle a címlapon írt Perimutternek az AAS-konferencián vállalt szerepéről, és bár az adott időszak e-mailjeit nem őrizte meg, ezzel „egyenértékű” dokumentumot is fel tud mutatni: csapata 1997. őszi gyűléseinek jegyzőkönyvét.

„Kedves Saul” - írta Bob Kirshner Perimutternek egy 2007. január 12-i levélben:

Elmerengtem a 2006-os éven, ahogy az év utolsó napján sokan mások is.

A bolondos nosztalgiázásban a Shaw-díj honlapjára tévedtem. Még egyszer szeretném elmondani, mekkora dolog ez a díj, és hogy mennyire örülök, hogy elismerik a gyorsuló tágulást. Joggal lehetsz büszke magadra, és én is ugyanígy érzek Adam, Brian és mindnyájunk munkájával kapcsolatban.

Volt viszont valami, ami feltűnt az oldalon, és nem bírom kiverni a dolgot a fejemből. Ezért írok most neked.

Az évek során Brian Schmidt rájött, hogy bármennyit vitatkoztak is akkoriban azon, kit illet az érdem az eredményért, az, hogy Kirshner a ’90-es évek elején különböző konferenciákon Schmidt disszertációjából idézgetett, hozzátartozott a Kirshnerhez hasonló potentátok lényegéhez: a neves tudós a szakmai köztudatba dobja tanítványa érdemeit. Kirshner a felfedezés tizedik évfordulója előtt a Nagy-z csoport érdekében kezdett hasonló hadjáratba: minden olyan magazinnak és újságnak panaszlevelet írt, amely érzése szerint a gyorsuló tágulással kapcsolatos cikkében az SCP szerepét domborította ki jobban.

Ezúttal Perimutter nyúlfarknyi önéletrajza ellen ágált, amelyet az a Shaw-díj weboldala számára írt. Különösen a következő pár mondattal volt gondja: „Az eredményeket az Amerikai Csillagászati Társaság 1998. januári ülésén jelentettük be. Mivel mi és a Brian vezette csapat (köztük Adam Riess, a Shaw-díj megosztott kitüntetettje) is ugyanolyan eredményeket jelentettünk be az év elején, 1998 végére a tudományos közösség nagy része elfogadta a meglepő felfedezést.” Kirshner válaszul hét sűrűn teleírt oldalon keresztül idézett (linkekkel együtt) az LBL 1998. január 8-i sajtónyilatkozatából, az eseményről a sajtóban megjelent beszámolókból és különböző könyvekből, hogy alátámassza azt a véleményét, amely szerint Perimutter „nem jelentette be”, „nem jelentette be”, „nem jelentette be”, illetve a rend kedvéért „nem tett bejelentést” a gyorsuló tágulásról 1998 januárjában.

Amikor nem kapott választ, Kirshner átírta a levelet, más egyéb mellett kivette a megszólítást és a tegező részeket, és 2007. február 27-én feltette saját harvardi weboldalára Gondolatok a sötét energia felfedezéséről címmel.

„Kedves Bob” - jött meg végül Perimutter válasza 2007. június 12-én:

Most, hogy lezárult az egyetemi szemeszter, hadd reagáljak az 1998. januári AAS-találkozón tartott tudományos előadásunkról és sajtótájékoztatónkról írt kilencoldalas leveledre. Mint azt korábbi e-mailemben említettem, nagyon meglepett, amit írtál, és igazság szerint már jóval korábban megfordult a fejemben, hogy e-mailben kérem az eredeti Nagy-Z néhány tagját, hogy ne hangoztassák, hogy a mi januári bejelentésünk „alacsonyabb rendű” vagy „ingatagabb” lett volna, mint a Nagy-Z Marina Del Rey-i bejelentése, ugyanis ez szerintem tévedés. Azzal a felvetéssel viszont, hogy semmilyen lényeges eredményről nem számoltunk be a januári találkozón, leveledben találkoztam először. (Nyilván nem vitatom a Nagy-Z cikkének időrendi elsőbbségét, de úgy érzem, most valami olyasmit állítasz, ami meghamisítja az eseményeket.)

Egyre inkább a „bejelentés” szó pontos jelentése került a nézeteltérés kereszttüzébe. Kirshner egy hónappal későbbi válaszában nevén is nevezte a gyereket: „Azt állítod, hogy »bejelentetted« a gyorsuló tágulást az 1998. januári AAS-találkozón? A Shaw-ra írt önéletrajzodban a »bejelentés« szót használod. Kétszer is. Leveleddel is ezt kívánod bizonyítani, és olvastán egyre biztosabb vagyok abban, hogy nincs igazad.” Kirshner ismét további hét sűrűn teleírt írt oldalon át idézett részben a már korábban is említett sajtóbeszámolókból, valamint cáfolta Perimutter júniusi levelének

külső hivatkozásait, többek között Charles Petit-nek a San Francisco Chronicle címlapjára írt cikkét, amely Az univerzum egyre gyorsabban nő egyre nagyobbra, örökkön - örökké alcímmel jelent meg, és amely szerint az SCP tanulmánya „arra utal”, hogy „a tágulás gyorsulni kezdett”. (Petit a maga részéről jól emlékszik, hogy kereste aznap az összes többi újságban és hírforrásban a nagy bejelentésről szóló riportot, és amikor nem talált semmit, ezt gondolta: „A fenébe!”)

Ezt a levelet Perimutter már nem méltatta válaszra.

Az évforduló előtti feszültség a csapattagok közé is éket vert. 2007-ben, amíg fogait csikorgatva udvariaskodott Perimutterrel, Kirshnernek néhány saját csapattársát is sikerült kiábrándítania. Az Aspen Fizika Központban tartott Szupernóvák és a gyorsulva táguló univerzum című előadáson Kirshner tartotta a Fontosabb fejlemények időrendi sorrendben elnevezésű bemutatót, és míg a Nagy-z csoportra több ízben is utalt, Brian Schmidt nevét összesen egyszer használta - udvariatlanságával megerősítve több Nagy-z-tag véleményét, hogy „túlságosan nagy feneket kerít a saját jelentőségének”.

Az SCP is elkezdte önmaga alatt vágni a fát. Gerson Goldhaber előállt a történet saját szemszögből megírt változatával, amelyet azonban számtalanszor át kellett írnia, mivel több munkatársa is kifogásolta, hogy saját magának követeli benne a felfedezés dicsőségét. A sztorit átírta ugyan, de a személyes véleménye mit sem változott: „Az én csapatom találta meg először, és én találtam meg a csapatnak” - kötötte az ebet a karóhoz négyszemközti beszélgetésekben.

A tízéves évforduló előkészületeinek keretében az Űrtávcső Tudományos Intézet, ahol Riess volt hazai pályán, nyílt napot szervezett. Perimutter az Egyesült Államok túloldaláról repült Baltimore-ba az esemény kedvéért. A Newsweekben egy hétre rá olyan cikk jelent meg a sötét energiáról, amely Riess 1997-es negatív eredményt adó anyagsűrűség-számításaiból származtatta a felfedezést, és Kirshnert idézte a kozmológiai állandóval kapcsolatban. A cikk nemcsak Perimuttert és az SCP-t nem említette - a felfedezők közül csak Riess és „munkatársai” létezéséről tudott.

Ezzel telt be a pohár. Perimutter szólt az LBL sajtosainak, hogy itt az ideje nyilvánosságra hozni a sötét energia felfedezésének az SCP által írt változatát is. A beszámoló három részben került fel a Berkeley Labor honlapjára. Az első rész így indult: „Saul Perimutter, a nemzetközi Szupernóva Kozmológiai Projekt (SCP) laborunkban dolgozó vezetője tett először nyilvános bejelentést a világegyetem tágulásának gyorsulásáról, 1998. január 8-án...”

Cambridge-ben, a Harvard Square-től egy kilométerre lévő domboldali irodában egy remegő kéz a billentyűzet után nyúlt.

Schmidthez hasonlóan egyik csapat egyik tagja sem akarta, hogy egy rakás marakodó okostojásként emlékezzenek rájuk, de sajnos mostanra már az sem volt biztos, hogy egyáltalán jó szolgálatot tettek a tudományterületüknek.

„ Fundamentalista fizika, avagy milyen károkat okoz a sötét energia a csillagászatnak?” - a puszta címre is mindenki felkapta volna a fejét, de mivel Simon White, a német Max Planck Asztrofizikai Intézet egyik igazgatója volt a szerző, komolyan is vették a cikket. Továbbá, mivel az írás a tudományos közösség számára is egyre megkerülhetetlenebbé váló érveket vetett fel, kisebbfajta szenzációt keltett.

A cikk a neten 2007 áprilisában jelent meg, később nyomtatásban is, a Reports on Progress in Physics (Híradások a fizikai előrelépésekről) lapjain, nem sokkal a McMasteren tartott konferencia és Perimeter intézetbeli folytatása előtt. A Gruber-díjjal kapcsolatos bosszúság mellett ez a cikk is nyomasztotta Schmidtet, nemcsak azért, mert mindenki erről beszélt, hanem mert több ponton is hajlott arra, hogy egyetértsen White-tal. White gondolatmenetének kiindulópontja az volt, hogy a csillagászat és a részecskefizika két egymástól eltérő szemléletet képvisel. A csillagászok White szerint átfogó szaktudású „generalisták”, akik a világegyetem összetettségét minden jelenséget külön megvizsgálva, eseti alapon igyekeznek megérteni. A részecskefizikusok ezzel szemben „fundamentalisták”, akik abban a reményben csűrik-csavarják a világegyetem összetett jelenségeit, hogy megtalálják mögöttük „a végső alapot”, „az Igazságot”. „A sötét energia soha nem látott mértékben összekapcsolja a két szemléletet - írta White -, mert bár a jelenség leginkább a részecskefizika alapvető elméletének szempontjából értelmezhető, mégis úgy tűnik, egyedül a csillagászati megfigyelés számára hozzáférhető.”

A világegyetem sötét oldala egyértelmű törést jelentett a természet tudományos megismerésének négyszáz év alatt fokozatosan kifejlesztett, elmélet és megfigyelés felelgetésére épülő rendszerében. Kopernikusz Nap-középpontú elmélete megelőlegezte Galilei Jupiter-és Vénusz-megfigyelését, amely Newtont az általános tömegvonzás elméletének kidolgozására sarkallta, amely holdak, csillagok és bolygók több mint két évszázadnyi új megfigyelését készítette elő, amely nélkül Einstein nem alkothatta volna meg az általános relativitáselméletet, amely megelőlegezte a táguló világegyetem megfigyelését, amelyből a „nagy bumm” modell következett, amely a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás megfigyelését alapozta meg, amely Einsteint a kozmológiai állandó felvetésére inspirálta, ami miatt az Ia típusú szupernóvákat észlelő programok elindultak, és amelyből elméleti oldalon... mi is következett? Egyelőre semmi. Csak egy nevet találtak egy leendő esetleges elméletcsírához, amelyet úgy hívnak, sötét energia.

„A segítségetekért esedezünk - mondta Schmidt az összegyűlt elméleti szakembereknek egy pár évvel korábbi kozmológiai találkozón. - Mondjátok meg, mire van szükségetek, és mi leszállítjuk nektek.”

A felhívásra Sean Carroll elméleti fizikus, Schmidt egykori irodatársa adta a legkifejezőbb választ egy másik kozmológiai találkozón: „A leghalványabb fogalmunk sincs.”

Fogalmuk talán nem volt, de feltevésekben bővelkedtek. Adam Riess minden nap ránézett egy weboldalra, ahová tudományos cikkeket lehetett feltölteni; azt remélte, hátha valamelyik előáll „egy mély és kimerítő elmélettel”, de sajnos a legtöbb ötlet „elég buggyant” volt. Saul Perimutter a nyilvános fórumokon tartott előadásait újabban egy PowerPoint-bemutatóval kezdte, amelynek diáin egyre magasabbra halmozódik a sötét energiáról írt cikkek kupaca, míg végül betölti az egész vásznat. Schmidt a neten utánanézett, hány cikk idézte a sötét anyagot először felvető eredeti szövegeket. Háromezer tanulmányt számolt össze, ebből kétezerötszáz elméleti fejtegetés. A McMaster Egyetemen a héten tartott előadásán mutatott a közönségnek egy listát a sötét energia valamennyi addig felmerült lehetséges magyarázatáról, amelyet egy barátja szemezgetett ki a tudományos irodalomból:

Tracker (követő) kvintesszencia, egyszeres exponenciális kvintesszencia, kétszeres exponenciális kvintesszencia, pszeudo-Nambo-Goldstone-bozon-kvintesszencia, holografikus sötét energia, kozmikus húrok, kozmikus domain falak, axion-foton összekapcsolódás, fantom sötét energia, Cardassian-modell, bránkozmológia (több dimenzió), Van der Waals-kvintesszencia, diláció, általános Csapligin-gáz, kvintesszenciális tágulás, egyesített sötét anyag és sötét energia, szuperhorizontális perturbációk, hullámzó világegyetem (Undulant Universe), numerológiai elméletek, kviesszencia, általános oszcillációs modellek, Milne-Born-Infeld-modell, k-esszencia, kaméleon, k-kaméleon, f(R)-gravitáció, tökéletesfolyadék-sötétenergia, adiabatikus anyagkeletkezés, változó G, skalár-tenzor gravitáció, kettős skalármező, skalár + spinor, Quintom-modell, SO(1,1) skalármező, ötdimenziós Ricci-féle sík pattogó (bouncing) kozmológia, skalár-sötétenergia, radionok, DGP-gravitáció, Gauss-Bonnet-gravitáció, tachionok, erőtörvény-kiterjesztés, fantom k-esszencia, vektor-sötétenergia, dilatonikus szellemszerű kondenzált sötét energia, kvintesszenciális Maldacena-Maoz-sötétenergia, szuperkvintesszencia, vákuumalapú átalakulás

„Fordítsuk komolyra a szót!” - A fekete háttérről szinte leugró élénk kék betűk egy másik konferencián is farkasszemet néztek a teremben összegyűlt kozmológusokkal. Sean Carroll ugyanis elhatározta, hogy alaposan megmossa a teoretikusok fejét. „Vége annak a korszaknak, amikor szabadon elő lehetett állni mindenféle badarsággal” - magyarázta. Elmúlt az az 1998-at követő mámoros időszak, amikor Michael Turner „alaptalan lelkesedésre” szólíthatta fel a konferencia hallgatóságát. A részegítő pillanatok után eljött a kijózanodás.

Az észlelőcsillagászok elvégezték a dolgukat. A szupernóvák, a BAO, a galaxishalmazok, a gyenge gravitációslencsehatás és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felhasználásával egyre gyűjtötték a tágulás felgyorsulását igazoló bizonyítékokat, amíg ki nem alakult a közmegegyezés, hogy a jelenség valóságos. A munkát azonban ekkor sem hagyták abba: megpróbálták kideríteni, hogy a sötét energia kvintesszencia vagy kozmológiai állandó-e. Továbbra is tették a dolgukat, szakadatlanul. „A sötét energia olyan, mint a hamelni patkányfogó sípja - írta White. - A csillagászokat az otthonos terepről a részecskefizikusok nyomában a szakmai öngyilkosság felé csalogatja.”

A részecskefizikusok ekkor már több mint húsz éve egyetlen zsákmányt kergettek: azt a feltételezett részecskét, amely magyarázatot adna a világegyetemben jelen lévő anyagra, a Higgs-bozont. Eddig a Fermilab Tevatron gyorsítója próbálta meg előállítani; a kísérletek nemsokára a genfi Nagy Hadronütköztetőben folytatódnak. (2012. július 4-én egy konferencián a CERN jelentette, hogy találtak egy részecskét, amely „nagyjából a Higgs-bozon követelményeinek felel meg”.) A gyorsuló tágulás felfedezésének tízéves évfordulóján a csillagászokban felmerült, hogy talán az eddigi kettő helyett az ő tudományterületük is már csak egy értéket kutat: a w-t.

Schmidt belátta, hogy bizony ő maga is kivette a részét abból, hogy a csillagászat is a hatalmas beruházásokra épülő „nagy tudomány” korszakába lépjen. A két szupernóva-kutató csapat együttvéve nagyjából ötven közreműködő munkájára támaszkodott. Nemcsak a diszciplínán belüli tevékenységek szakosodtak részterületekké - lásd szupernóvák, kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, gravitációslencsehatás és így tovább -, hanem e részterületek kutatásának lehetőségei is az elektromágneses spektrum rendkívül vékony szeleteire szűkültek. A Délisarki Teleszkóp jó példa: itt a Szunyajev-Zeldovics-effektust felhasználó csillagászok egy bizonyos szubmilliméteres hullámhosszon kutakodtak, hogy kimutathassák a „lyukak”-at, amelyeket az adott frekvenciatartományból kilépő fotonok hagynak hátra. A csillagászat egyetlen generáció alatt a hegytetőn, látható fényben fényképező magányos kutatótól eljutott a földgömb különböző pontjain az elektromágneses spektrum egyre szűkebb tartományait vizsgáló tucatnyi specialista összefogásáig. Ha a világon a tudományos kutatásra fordított összegek nagy átlagban változatlanok maradnak is, a támogatásra pályázók száma a jövőben biztosan nőni fog. A kutatási területek fokozódó specializációja és a kutatási módszerek sokasodása nyomán a források kimerülésétől kell tartani.

A sötétenergia-kutatásnál pedig semmi sem eszi nagyobb étvággyal az erőforrásokat. Az ADEPT - Chuck Bennett és Adam Riess Perimutter SNAP-tervezetére adott űrteleszkóp-válasza - végül a barion-akusztikusoszcilláció módszerét választotta fő megfigyelési stratégiájának, mindazonáltal a tervek szerint az Ia típusú szupernóvákra is koncentrálna. A SNAP a kezdeti, kizárólag az Ia típusú szupernóvákra kihegyezett programjába felvette a gyenge gravitációslencsehatás kiaknázását is. Akármelyik valósul is meg, az előrelátható költségek meghaladják az egymilliárd dollárt, viszont a NASA a költségvetésében csak 600 millió dollárt különített el erre a célra. „Ez így nem éri meg! - perelt egy csillagász a NASA képviselőjével egy konferencián. - Vagy rendesen csináljuk, vagy sehogy. Ha meg nem csináljátok rendesen, kérjük vissza a pénzt, majd kezdünk vele valami mást.”

„Jól mondja!” - kontrázott Mike Turner az első széksorok közül.

Schmidt felesége közgazdász volt, és egyáltalán nem szégyellte, hogy befektetésként tekint a kizárólag sötétenergia-kutatásra hasznosuló űrtávcső gondolatára. Megéri a költségeket? Milyen kompromisszumokba kell majd belemenni? Hány értékes tudományos kutatásról kell majd lemondani a szakma sötétenergia-mániája miatt? Könnyebben választ találnánk ezekre a kérdésekre, ha az eddigi bizonyítékok nemcsak utalnának arra, hogy a kvintesszencia a sötét energia, hanem félreérthetetlenül jeleznék is, hogy „majd kiveri a szemünket, mint a kutya töke”, ahogy Schmidt felvett ausztrálos fordulattal mondaná. Valami olyasminek a tanulmányozása, ami, ha alig észrevehetően is, de univerzumszerte rengeteg változásért felel, sokkal izgalmasabb, élvezetesebb, és valószínűleg tanulságosabb is volna, mint valami állandó dolog vizsgálata. Ha ómega esetében a bűvös szám az 1 volt, az állapotegyenlet szempontjából a -1 épp ellenkezőleg, nagyon is ünneprontó érték volna, hiszen Jim Peebles szavaival „az csak egy szám volna, és semmit nem lehetne vele csinálni”.

Ahogy azonban a sötét energia első évtizede a végéhez közeledett, a bizonyítékok egyre inkább a kozmológiai állandó felé hajlottak. Az észlelőcsillagászok minél inkább tették a dolgukat, annál közelebb kerültek -1-hez. Lassan már csak az volt a kérdés, ahogy az egyik sötétenergia-konferencia szekciójának címe sugallta, „Meddig kell elmennünk?” azaz „Mennyire kell megközelítenünk a w = -1 választ ahhoz, hogy megegyezhessünk abban, hogy w = -1?” Lawrence Krauss elméleti fizikus, a konferencia egyik résztvevője a következőképpen foglalta össze mondanivalóját egy PowerPoint-dián:

A legelfogadhatóbb elméleti jóslat az, hogy w = -1.

A megfigyelések arra utalnak, hogy w = -1.

Tehát, ha a mérések szerint w ~ -1, azzal még nem megyünk sokra.

Tehát az észlelőcsillagászok ne is keressék w-t? Szó sincs róla. „Hogy meddig kell elmennünk? - ismételte meg Krauss a szekció címadó kérdését. - A képességeinken is túl! Olyan jónak kell lennünk, amilyen szintre szerintem a jelenlévők életében nem fogunk tudni kísérleti szempontból eljutni. Ilyen az élet. Annak ellenére azonban, hogy valószínűleg egész életetekben olyasmiket fogtok méricskélni, amikkel nem jutunk előbbre, nem szabad abbahagynotok! Együtt kell tudni élni a tudattal, hogy húsz-harminc évig nem fogjuk érteni a standard modellünket.” Krauss ezzel tulajdonképpen az elméleti szakemberek nevében annyit mondott az észlelőcsillagászoknak: „Csak tegyétek a dolgotokat, majd egyszer beérünk benneteket.”

Amíg ez a nap el nem jön (ha eljön egyáltalán), a természet-tudománynak nem nagyon van választása: Sean Carroll cikkek sorában, előadásokon, tanulmányokban és egy blog címében is népszerűsített kifejezésével élve, el kell fogadnunk a jelenlegi „abszurd világegyetemet”. Ennek a világegyetemnek megvan az a jó tulajdonsága, hogy látszólag tökéletes benne a megfigyelések és az elmélet közti egyezés: az égi jelenségek és a papírra vetett egyenletek összhangban vannak egymással. Ha például a szupernóvák és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás megfigyeléseire alkalmazzuk az általános relativitáselméletet, pontosan kijön ómega értékére a bűvös egyes szám. Másrészről viszont ugyanebben a világegyetemben közben mégsem akar összeállni a kép: ha a szupernóvák és a háttérsugárzás megfigyeléseire a huszadik századi fizika másik sarokkövét, a kvantumelméletet alkalmazzuk, csupa zöldség jön ki: az eredmény 120 nagyságrenddel haladja meg az elvárásainkat.

Ez azonban nem jelenti azt, hogy a sötét anyag és a sötét energia az epiciklusok vagy az éter modern megfelelői volnának. Annyi azonban mindenképp biztos, hogy az elméleti szakembereknek egyszer s mindenkorra a végére kell járniuk annak a dilemmának, amelynek Einstein élete utolsó harminc évét szentelte: hogyan lehetséges összeegyeztetni a nagyon nagy dolgok fizikáját - az általános relativitáselméletet - a nagyon parányi dolgok fizikájával - a kvantummechanikával?

Annyi előrehaladás történt a kérdésben, hogy a két elméletet már egymással párhuzamosan is alkalmazni tudták - jó példa a Hawking-sugárzás, Stephen Hawking gondolata, amely felteszi, hogy a kvantummechanika törvényszerűségei miatt virtuális részecskepárok keletkeznek a fekete lyukak horizontján, az általános relativitáselmélet törvényszerűségei szerint viszont néha e párok egyik tagja egyszer csak a horizont túloldalán, a fekete lyukban találja magát, a másik részecske viszont visszapattan a „mi univerzumunkba”. Az elméleti fizikusoknak azonban továbbra sem sikerül együttműködésre bírni a két elméletet, nem tudják összeegyeztetni a 0,7-es értékre utaló megfigyelést a l0^120-ra utaló elméleti jóslattal. A két világmagyarázat közti áthatolhatatlan akadály, amely előtt a fizika törvényei felmondják a szolgálatot, éppen az a valami, amire négyszáz éven át a fizika egész tudománya épült: a gravitáció.

A gravitáció a fizika legközvetettebb következtetése. Maga Newton is megvallotta, hogy menet közben alakult ki a modell, ahogy írta róla a könyvet. Egyik Richard Bentleynek írt levelében, amelyben a tömegvonzás törvényei által irányított világegyetem stabilitásáról gondolkodik, Newton elismerte, hogy a két távoli test közti vonzóerő feltevése „oly nagy képtelenségnek tűnik, hogy úgy hiszem, nincs ember, aki elfogadja, ha megfelelően jártas a filozófiai gondolkodásban”. Ernst Mach német filozófus-természettudós még majdnem két évszázaddal később is egyetért: „A newtoni gravitációelmélet megjelenése minden természetbúvárt összezavart, mert nem mindennapi mérvű értelmetlenségre épül.” Mostanra azonban, mint írja, „már teljesen hétköznapi értelmetlenséggé vált”. Einstein azzal adott értelmet a tömegvonzásnak, hogy nem holmi két test közt ható rejtélyes erőként, hanem magának a térnek a tulajdonságaként írta le, valamint az anyag jelenléte és a tér geometriája közti összefüggéssel igazította ki Newton egyenleteit. Legtöbben az egyenlet jobb oldalán kutakodtak a sötét anyag és a sötét energia mibenléte után, azon az oldalon, ahová Einstein az anyagot és az energiát tette. Viszont minden egyenletnek két oldala van, és a másikon éppen a gravitáció áll.

A legtöbb csillagász még a ’80-as évek elején elvetette a módosított newtoni gravitáció (MOND) elméletét, mint a sötét anyag egy lehetséges magyarázatát. Amikor 2006-ban napvilágra kerültek a Lövedék-halmaz képei, amelyeken „látszott”, ahogy a két összeütköző galaxishalmaz körül a sötét anyag elválik a megszokott anyagtól, még az elmélet korábbi védelmezői is kezdtek eltávolodni a MOND-tól. A Lövedék-halmaz adatai összeegyeztethetők ugyan a MOND feltevéseivel, de csak azon az áron, ha valamilyen sötét anyagot is bevonunk az elméletbe, amely ezzel éppen korábbi vonzó egyszerűségét veszíti el.

Viszont az, hogy a MOND esetleg téves, nem jelenti azt, hogy az általános relativitáselmélet feltétlenül helytálló. Bob Dicke az ’50-es években részben azzal a céllal szervezte meg a Tömegvonzás Társaságot, hogy felülvizsgálja Einstein elméletét, és ezzel nemzedékeken át húzódó kísérletsorozatoknak adta meg az első lökést. Az olyan, az általános relativitáselméletbe illeszkedő jelenségek felfedezése, mint a fekete lyukak, a pulzárok vagy a gravitációslencsehatás is csak fokozta az ez irányú érdeklődést. A sötét anyag és a sötét energia felfedezése még sürgetőbbé tette, hogy tiszta vizet öntsünk a pohárba az általános relativitáselmélettel kapcsolatban.

A fizikusok elkezdték igen nagy léptékeken ellenőrizni a gravitáció helyességét. Az Új-Mexikó állambeli Sacramento-hegység-ben működő Apache Point Obszervatóriumi Holdfelszíni Lézertükör Projekt (Apache Point Observatory Lunar Laser-ranging Operation, APOLLO) keretében másodpercenként hússzor küldenek lézernyalábot a Hold felszínére. Ha éppen felhős az ég, a Batmant hívó jelzőfényre emlékeztető zöld pötty jelenik meg az alamogordói vöröslő naplementében. Jó időben viszont a berendezés lézersugara telibe találja az átlagosan 384 000 kilométerre levő célpontját: a három darab bőrönd méretű tükör egyikét, amelyeket az Apollo-program űrhajósai éppen az ilyen kísérletekre gondolva hagytak a Hold felszínén négy évtizede. Minden egyes kilőtt nyalábból néhány foton egészen Új-Mexikóig pattan vissza a tükröződő felületről. Az oda-vissza út teljes időtartama nagyjából 2,5 másodperc.

A hangsúly a „nagyjából”-on van. A fénysebességű út kimérésével a kutatók másodpercről másodpercre követhetik a Föld-Hold távolság minden apró változását, és hihetetlen pontossággal rajzolhatják meg a Hold pályáját. Galilei a legenda szerint a pisai ferde torony tetejéről ejtett le golyókat, hogy a szabadesést tanulmányozza; az APOLLO kísérleti golyói a Nap gravitációs mezejébe ejtett Föld és a Hold. Ha a Hold pályája a legcsekélyebb mértékben is eltér attól, amit Einstein jósolt, talán felül kell vizsgálni a híres egyenleteket.

A gravitáció helytállóságát azonban újabban igen parányi léptékeken is ellenőrzik. A huszonegyedik század kezdetéig nem tudtuk milliméter alatti mérettartományban megmérni a gravitáció hatását, részben azért, mert a dolog sajnos nem merül ki annyiban, hogy két tárgyat egymáshoz nagyon közel teszünk, és számszerűsítjük a köztük lévő vonzerőt. Rengeteg egyéb gravitációs hatással is számolni kell. A Washington Egyetem liliputi léptékű kísérletsorozatában például a kutatóknak figyelembe kellett venniük a szobában lévő műszerek fémrészeit, a talajt a laboratórium betonfalának túloldalán, a talajvíz szintjének eső utáni változását (a kísérleteket ráadásul Seattle-ben végezték, úgyhogy biztosan rengeteget kellett korrigálni a csapadék miatt), egy közeli tavat, a Föld forgását, a Nap helyzetét és a Galaxis közepén lévő sötét anyagot is. Ennek ellenére sikerült 56 mikron, azaz 0,056 milliméter távolságban is megmérniük a tömegvonzás erejét.

Einstein egyenletei eddig világegyetemünk és az ujjhegyünk mérettartományában is kitartanak. Minden egyes olyan tartomány kizárásával, amin belül Einstein egyenletei felmondhatnák a szolgálatot, újabb elmélet múlik ki, és eggyel kevesebb misztikus hangzású név tűnik el Brian Schmidt PowerPoint-diás felsorolásáról. Ha esetleg kiderülne, hogy az einsteini egyenletek tévednek, a kutatóknak ki kellene zárni minden egyéb hibalehetőséget, például, hogy elszámolták a Hold vagy a Nap tömegét, vagy rosszul mérték fel a tavaszi zápor utáni talajvízszint-változást, mielőtt kijelenthetnék, hogy ki kell igazítani az általános relativitáselméletet.

Ettől függetlenül minden csillagász tudta, hogy hiba lenne vakon megbízni a gravitációban. Hiszen például hogyan magyarázható, hogy a másik háromhoz képest ennyire gyenge erő? Hogyan lehetséges, hogy, a természettudósok kedvelt példájával élve, egyetlen filléres mágnes képes legyűrni az egész bolygó egy gémkapocsra ható gravitációs mezejét?

Hát úgy, vetették fel egyes teoretikusok, hogy a gravitáció egy párhuzamos világegyetem, egy (a membrán szóból alkotott) ún. brán visszamaradt nyoma. Ha két brán elég közel kerül egymáshoz, esetleg ugyanazt a teret foglalják el, egymással gravitációs kölcsönhatásba léphetnek. Ha érzékelnénk ezeket a párhuzamos világegyetemeket, a gravitáció is felérne számunkra a három másik alapvető erővel. Lehetséges, hogy egy másik világ nagy erejű kölcsönhatása okozza a mi világegyetemünkben a sötét anyag vagy a sötét energia mérhető hatásait. A csillagászokat az zavarja az ehhez hasonló elméletekben, hogy ellenőrizhetetlenek. Igazolható vagy elvethető jóslatok nélkül egy elmélet sem lehet tudományos igényű. Csakis megfigyelésekkel lehet eldönteni, egy tudományos elmélet helyes-e vagy sem - de hogyan figyelhetnénk meg egy sajátunkon túli párhuzamos világegyetemet?

A természettudósok tudomásul vették, hogy hiába kapálózunk, érzékszerveink börtönéből nincs menekvés. Igaz ugyan, hogy ha a kozmológiai állandó a sötét energia, akkor a százmilliárd év múlva élő kozmológusok csak maroknyi galaxist láthatnak majd, de már a jelenben is találkozunk ilyen áthidalhatatlan érzékelési akadállyal. Az infláció tett róla, hogy a világegyetem kezdeti körülményeinek bizonyos részletei mindörökké megismerhetetlenek maradjanak számunkra.

Ezek a részletek pedig, ha lehet, még a bránoknál is jobban próbára tennék a világról alkotott előzetes elképzeléseinket. Ha ugyanis a felfúvódás képes fialni egy kvantumuniverzumot, miért állna meg egynél? A kvantumelmélet kifejezetten elő is írja a kvantumvilágok sokasodását, és ha tényleg volt inflációs szakasz, akkor a mi felfúvódó buborékunk csak egy lenne a 10^500 számú felfúvódó buborék közül, mind-mind a maga saját univerzumával. Számjegygyei kiírva ez 100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 darab világegyetemet jelent. A miénk ezek szerint puszta véletlenségből éppen az volna, amelyikben a lambda értéke éppen megfelel az olyan lények számára, akik el képesek merengeni létezésük szavakkal kifejezhetetlen jelentéktelenségén.

Ez a lehetőség volt a Vera Rubin szakdolgozatában kifejtett gondolatmenet logikus végkifejlete. A Föld forog, a Naprendszer is forog, Galaktikánk is forog. Akkor az univerzum miért ne forogna? Ennek analógiájára, ha a Föld csupán a Nap körül keringő bolygók egyike, a Nap csak egy a szigetuniverzum sok-sok csillaga közül, mely szigetuniverzum pedig csak a világegyetem számtalan szigetuniverzumának egyike, akkor miért ne lehetne több világegyetem is?

Ez az elképzelés 1973-ra nevet is kapott. Antropikus elvnek keresztelték, és a természettudósok egyöntetűen gyűlölték, a legvaskosabb szitokszóval ért fel. Vitázni sem voltak hajlandóak vele kapcsolatban. Ha a legelvadultabb tudományos fantazma végső megítélése is csak attól függ, hogy képes-e jóslatot tenni valamilyen jelenséggel kapcsolatban, az antropikus elv ugyan milyen jóslattal szolgálhatna? Hogyan volna lehetséges cáfolni a sajátunkon kívüli, felfoghatatlan számú további világegyetem létezését? Ha ez nem lehetséges, mondják a tudósok, a gondolat nem a fizika, hanem a metafizika területére való - csakhogy a huszadik század közepén dívó hasonlóan metafizikus elképzelések vezettek el a ma érvényesnek elfogadott, lambdát, hideg sötét anyagot és inflációs szakaszt tartalmazó világegyetem-modellünkig.

Az a fajta makacs ellenérzés, amellyel a lambda felfedezését követően az antropikus elvet kezelték, sokban hasonlított arra a kényszeredettségre, amely az univerzum homogén és izotróp voltát a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezését követően körülvette. Csakhogy a homogenitást és az izotrópiát megmagyarázta az infláció: egy rövid, de annál fantasztikusabb növekedésen átesett univerzum valóban mindenütt ugyanolyan volna, ráadásul a megfigyelés irányától függetlenül.

Az antropikus elv pontosan ugyanilyen ad hoc jellegű volt. Na és?

„Talán tudsz jobbat?” - írta 2003-ban a homogenitás és az izotrópia nem kisebb korábbi ellenzője, mint Jim Peebles. „Egyesek arra panaszkodnak, hogy az antropikus elvet ad hoc vezették be, a jelenség mentegetésére. Pontosan ugyanez igaz A-ra. Manapság úgy tekintünk a kozmológiai állandóra, mint ami egy sor jelenséget kihúz a csávából.” Ami pedig lambda túl alacsony értékének egy alternatív megoldását illeti: „Bármikor jöhet valami újdonság.” Viszont nem feltétlenül volt szükség újdonságra. Az inflációs elmélet az univerzum feltételezett homogenitását és izotrópiáját ad hoc gondolatkísérletből megkerülhetetlen kiindulóponttá tette - talán 10^500 világegyetem párhuzamos létezését is igazolhatja.

Nem arról van tehát szó, amivel az antropikus elv ellenzői vagdalkoznak, hogy ez a fizika végét jelenti. Ha az infláció különböző színű és ízű világegyetemek sokaságát jósolja is meg, arra nem ad magyarázatot, hogy az egyes univerzumokban hogyan és miért lehet lambda értéke eltérő. Fel van adva a lecke az elméleti szakembereknek: milyen fizikai törvényszerűségek irányítják ezt a létezésről alkotott megváltozott képünket?

Ez lesz hát az örökség, amelyet Brian Schmidt, Saul Perimutter, Adam Riess és a világegyetem tágulásának gyorsulását bizonyító több tucat másik hátrahagy. Nem a civódásuk, és nem a szakterület szociológiájának átalakítása miatt fognak emlékezni rájuk, hanem a miatt a természettudományos forradalom miatt, amelyet a sötét energia értelmezése elindít. Egy ilyen forradalom végre-valahára szinte biztosan egyesítené az általános relativitáselméletet és a kvantummechanikát. Lehet, hogy Einstein egyenleteit is módosítja. Esetleg párhuzamos, egymást metsző, vagy gyakorlatilag végtelen számú világegyetemet is előír.

Azonban bárminemű legyen is ez a forradalom, és bármilyen hatása lesz is, annyit szinte mindegyik konferencia szinte minden előadója elismer - ugyanazzal az elegáns szerénységgel és tisztelettel, amellyel a Dicke-fiókák reagáltak a hírre, hogy lekörözték őket, vagy amellyel Vera Rubin fogadta a felismerést, hogy a világegyetem nagy részét nem vettük észre -, hogy a forradalomnak „új fiziká”-ra lesz szüksége.

Hagyhat-e ennél nagyobb örökséget egy tudós akármelyik világegyetemre?

Utószó

Ünnepélyes trombitaszóval indult a bevonulás. A sötét energia bizonyítékát felfedező két szupernóva-kutató csoport vezetője végigsétált a Cambridge Egyetem kombinációs termének (amelyet a világon mindenhol máshol „tanári társalgódnak hívnak) széksorai között, egy sor kiválóság nyomdokaiba lépve. Mindössze egy belső udvar választotta el őket attól a szobától, ahol Newton diákéveit töltötte. Nem messze onnan állt az a csillagvizsgáló, ahol Eddington eltervezte az einsteini relativitáselméletet igazoló napfogyatkozás-megfigyelő expedíciót. A tudományos konferenciák helyszíne általában mellékes szempont, ezt az eseményt, a 2007-es kozmológiai Gruber-díj átadóünnepségét azonban nem véletlenül szervezték kifejezetten ebbe a terembe. Tíz évvel azután, hogy valami furcsaságra lettek figyelmesek a szupernóváik adataiban, Saul Perimuttert, Brian Schmidtet, valamint a Nagy-z és az SCP teljes gárdáját élő történelmi személyiségekként kezdték elismerni.

Az utókor elismerését már korábban bebetonozták. Tudományos szakfolyóirat többé nem említheti a kozmikus tágulás gyorsulásának bizonyítékait a következő két hivatkozás nélkül: Riess, A. G. et al., AJ 116., 1998, 1009. oldal és Perimutter, S. et al., ApJ 517., 1999, 565. oldal. A kozmológiai Gruber-díj aznap Cambridge-ben jelen lévő nyertesei számára azonban ez a kitüntetés nem az utókor, hanem a történelem elismerése miatt számított. A kettő nem ugyanaz: a történelem a jelenben folyamatosan kialakuló utókor.

Schmidtnek sikerült kompromisszumot kötni a Gruber Alapítvánnyal Adam Riess díjazásának kérdésében: mindenki részesül az elismerésben - a Nagy-z és az SCP teljes összesített közreműködőgárdája, azaz ötvenegy ember. A két csapat megosztozik a díjjal járó félmillió dolláron is: Schmidt és Perimutter megkapja a csapatuknak járó 250 ezer dollár felét, a fennmaradó összeget pedig szétosztják a munkatársak között. Az egyes csapattagok körülbelül nettó kétezer dollárral lesznek gazdagabbak, viszont harmincöt munkatársnak saját zsebből kellett állnia a cambridge-i utazás költségeit. Valószínűleg az ötvenegy főből egyszerre egy helyen még sosem voltak annyian jelen, mint a díjátadón, és talán többé nem is lesznek soha. A hiány felfedezését ünneplő eseményhez jól illett, hogy távollévőket is méltattak: Schmidt és Perimutter közös PowerPoint-előadásukban megemlékeztek a ’90-es évek elején működő, gyakran elfelejtett chilei szupernóva-felmérés eredményeiről, José Mazát pedig, Mario Hamuy mentorát, aki 1995-ben kivált a szupernóvaprogramból, név szerint is kiemelték, és a fotóját is bemutatták.

„A két csapatról főleg az Egyesült Államokban köztudott, hogy néhanapján zsörtölődtünk” - mondta Schmidt egy londoni sajtótájékoztatón, egy nappal a díjátadó ünnepség előtt. „A világegyetem tágulásának gyorsulása volt az első olyan kérdés, amelyben megegyeztünk” - tette hozzá, mire a mellette álló Perl mutter elnevette magát. A két csoportvezető előre megbeszélte, hogy egységesen lépnek fel, és közösen dolgozták ki az átadó hétvégéjének részletes ütemtervét. Az ünnepség másnapjára szervezett közös előadásukon felváltva beszéltek, és úgy tűnt, egymás gondolatait is kitalálják, miközben a modern kozmológia történetéről meséltek.

A modern kozmológia története. Valami olyasminek a története, ami 1964-ben Jim Peebles számára filozófiai szempontból abszurdnak, 1978-ban Michael Turner számára szakmai szempontból kockázatosnak, a COBE műhold fellövése előtt pedig bárkinek fizikailag kétségesnek tűnt. Perimutter és Schmidt maguk is egy idősek voltak a világegyetemmel - már ugye azzal, ami 1965-ben egy telefonhívás nyomán keletkezett, amikor elmélet és észlelés összetalálkoztak, és egy égi jelenség összhangban volt egy papíron levezetett számítással. Ekkorra azonban az ilyen égi-földi összhang teljesen mindennapos kozmológiai eseménnyé vált.

A felfedezés tizedik évfordulóját ünneplő eseményeket érthetően a múltidézés hatotta át. „Egy pillanatra gondoljunk csak bele, milyen bámulatosan szerencsések vagyunk, hogy a kozmológia odáig eljutott, ahol most tart” - mondta John Peacock, az Edinburgh Egyetem professzora az Űrtávcső Tudományos Intézet 2008-as, A sötét energia első évtizede című szimpóziumán. „Egy 1914-ben a lövészárokban elpusztult szegény kiskatona ugyanannyit tudott a világegyetemről, mint egy ősember” - tette hozzá. Egy ilyen katona világegyeteme csak a legmesszebb látható csillagokig terjedt, és mozdulatlanul állt. Az előző évszázadban viszont tudásunk egyetlen szigetuniverzum ismeretétől több száz milliárd galaxis megismeréséig dagadt, az űrt pedig már nem örökkön-örökké ismétlődő mozgások, hanem folyamatos strukturális fejlődés színhelyének tartjuk. Nem régóta pedig még egy kozmológiai fogalomról tudunk többes számban beszélni: a sötétségről.

Ezért aztán az ünnepi megemlékezések nemcsak az eddig megtett, hanem a még előttünk álló útra is kitértek. „Nem túl gyakran fordul elő - mondta Matt Mountain, az Űrtávcső Tudományos Intézet igazgatója, a fent idézett találkozón -, hogy az asztrofizika kiigazíthatja a modern fizikát, vagy a tudományról alkotott alapvető elképzeléseinket. Az utóbbi négyszáz év során egy, esetleg két kézen meg lehetne számolni, hányszor fordult elő ilyesmi. Nos, a felfedezés, hogy a világegyetem gyorsulva tágul, éppen ilyen lehetőséget ad a következő nemzedék kezébe.”

A távcső négy évszázaddal korábbi feltalálása óta a csillagászat pusztán azáltal sikeresen ki tudta okoskodni a világegyetem működési elveit, hogy megfigyelte az égi tüneményeket, aztán matematikailag leírta őket, vagy éppen megfordítva. Például a holdak, a csillagok és a galaxisok felfedezése és a newtoni törvények együttesen egy óramű pontosságával járó világegyetem képét adják ki. Viszont, ha a Newtont kiigazító einsteini alapokról indulunk, ehhez pedig hozzávesszük a világegyetem észlelt tágulását, kész a nagy bummal induló univerzum modellje, amelyet Saul Perimutter egyszer „nevetségesen egyszerű, szinte szándékosan elnagyolt sémának” nevezett.

Három nappal azután történt a dolog, hogy George Smoot megtudta, hogy a COBE-n végzett munkájáért neki ítélték a 2006-os fizikai Nobel-díjat. Perimutter Smoot berkeleyi irodájában üldögélt. A szakállas, az adrenalintól és a kialvatlanságtól forgó szemű friss Nobel-díjas hátra-, Perimutter pedig előredőlt a székében.

„Újra és újra kiderül, milyen meglepően egyszerű a világegyetem” - mondta Smoot, a kelleténél kicsit hangosabban.

Perimutter hevesen bólogatott. „Hogyhogy egyáltalán képesek vagyunk máris felfogni?”

„Pontosan! Ez egy kezdőknek való világegyetem! Világegyetem zöldfülűeknek, I. kötet! Hihetetlen szerencsénk van, hogy rögtön az első kísérletünk sikerült.”

Vajon továbbra is ki fog tartani a szerencsénk? Sok tudós mondogatja, hogy a természettudománynak „egy új Einstein”-re volna szüksége. Ha azonban tényleg ezerévente döbbenünk rá az univerzum korábban láthatatlannak vélt tartományaira, az Einstein-hasonlat sántít. Einstein a mai ember Kopernikusza, aki kitalálta a világegyetemet (vagy azt, amit mi annak gondolunk) megfelelően, vagy nem annyira megfelelően leíró egyenleteket. A sötét anyag és a sötét energia felfedezői a modern kor Galileijei, akik elvégezték a papíron megfejtett világegyetem igazolását adó megfigyeléseket, csakhogy ez a világegyetem közben sokkal talányosabbnak, rejtelmesebbnek bizonyult, mint valaha gondoltuk volna. Nem egy új Einsteinre, hanem egy új Newtonra volna szükségünk, valakire (vagy valakikre, vagy egy társulásra, vagy egy teoretikusok nemzedékei által kidolgozott roppant elméletpalotára), aki lefektetné ennek a legújabb világegyetemnek a matematikai alapjait. Aki egyesítené a hatalmas dolgok és a parányi dolgok fizikáját, ahogy Newton egyesítette az égi dolgok és a földi dolgok fizikáját. Olyasvalakire volna szükségünk, aki elvégezné a szükséges megfigyeléseket, és valamilyen egyelőre felfoghatatlan úton-módon segítene újra megértenünk a világegyetemet, ezzel évszázadokra előre meghatározva a fizika és a filozófia tudományát egyaránt - azaz az egész emberi kultúrát.

Az először aggasztónak tűnő felfedezéseket, hogy a világegyetem valójában érzékszerveinkkel felfoghatatlan, a kozmológusok éppen a bennük rejlő lehetőség miatt üdvözölték akkora optimizmussal és izgalommal. Hiszen korlátainkat az intellektuális szabadság forrásaként is fel lehet fogni. „Az a jó a nagyon nehéz feladatokban - mondta egyszer Mike Turner -, hogy biztosan valami buggyant új ötlet kell a megoldásukhoz.” A McMaster Egyetemen rendezett, a sötét energiáról szóló konferencián megszólaló egyik csillagász is erre gondolhatott, amikor azt mondta: „Ha a tudománytörténet eddigi bármelyik korszakát és akármelyik területét választhatnám, éppen itt és most szeretnék dolgozni.”

Tehát: legyen sötétség! Legyenek kétségeink, még a bizonyosságainkat illetően is. Sőt különösen a bizonyosságainkat illetően ne féljünk kételkedni, azokat a bizonyítékokat illetően, amelyek a kozmológiát egyetlen nemzedék alatt metafizikából fizikává, puszta spekulációból tudománnyá tették.

2010 elején megérkeztek a WMAP űrszonda hét év alatt gyűjtött adatai, a világegyetemünket meghatározó számok eddigi legpontosabb értékei. Az univerzum ezek szerint 13,75 milliárd éves, benne a Hubble-állandó értéke 70,4, állapotegyenlete (w) -0,98, tehát a hibahatáron belül -1. A világegyetem sík, benne a sötét energia hányada 72,8 százalék, a sötét anyagé 22,7, a barionikus anyagé (amelyből mi is vagyunk) 4,5 százalék - ezek a számok rendkívüli precizitással megadják feneketlen tudatlanságunk pontos mértékét. Arról, hogy hogyan végződik a világegyetem története, az adatok nem adtak támpontot, ezt talán sosem fogjuk megtudni. Azoknak a csillagászoknak, akik az univerzum legutolsó fejezetének megírására vállalkoztak, egy szerényebb zárlattal kellett beérniük: „Folytatása következik.”

„Nem túlzás kijelenteni - írta Vera Rubin egy helyütt hogy a csillagászatban most minden elölről kezdődik.” A Földmágnesség Osztály, ahol Rubin dolgozott, új épületbe költöztette az irodáját. Az Androméda-köd plafonra szegeit fotója vele költözött, és ígéretet kapott, hogy valaki majd az új helyen is felerősíti neki az íróasztala fölé, de a dolog valahogy elfelejtődött. Rubin mégsem izgatta magát: „A világ változik” - gondolta. Ráadásul a régi irodájában kicsi volt a belmagasság, és az M31-es képét szinte meg lehetett érinteni, az új épületben viszont jó magasan volt a plafon. „A világegyetem megértésével járó örömet és elragadtatást unokáinkra, és az ő unokáikra örökítjük át” - írta a fent idézett cikkben.

„Hároméves a lányom - meséli Perimutter Smoot irodájában és most lépett a »Miért?«-korszakba. Látszik, hogy ő is tudja, hogy igazából ez csak egy jópofa játék. Tudja, hogy akármit is felelünk neki, mindig továbbgördítheti a beszélgetést azzal, hogy »Jó, de miért?«. Az a benyomásom, az emberekben nem tudatosult eléggé, hogy a fizikusokat nem az vonzza a fizikában, hogy megérthetik, amit már eddig kiderített a tudomány, hanem az, hogy így esetleg rajtakaphatják a világegyetemet, ahogy épp valami képtelenséget művel. Nem tudunk betelni a tudattal, hogy a bolondját lehet járatni a világgal kapcsolatos természetes intuícióinkkal, és hogy néha a környezetünk nagyon furán tud viselkedni. Ilyenkor mindig szépen visszaállítjuk a normális kerékvágást, és nyaggatjuk, hogy »Még egyszer!«, »Csináld még egyszer!«.”

Smoot bólintott. „A gyerekek kíváncsiak szüleik tűrőképességének a határaira, és mi is ezt tesszük. Újszülöttek vagyunk az univerzumban, és arra vagyunk kíváncsiak, hol vannak a határok.”

Ha kitart a szerencsénk, és tényleg jön egy új Newton, aki számunkra korábban elképzelhetetlen módszereivel megint bebizonyítja, valójában miért is pofonegyszerű a világegyetem, akkor Saul Perimutter lánya és Vera Rubin unokáinak unokái már nem ugyanarra az égre fognak felnézni, mint mi, ugyanis máshogy fognak róla gondolkodni. Persze, ugyanazokat a csillagokat látják majd, és hozzánk hasonlóan őket is ugyanúgy ámulatba ejtheti a sajátunkon kívül létező sok száz milliárd tejútrendszer, de ők már a sötétséget is érzékelni fogják. Számukra pedig ez a sötétség a tudáshoz vezető utat jelöli majd - egy olyan felfedezések felé vezető ösvényt, amelyeket valaha naivitásunkban az alagút végén lévő fénynek neveztünk.

Idézett művek

A könyv szempontjából központi jelentőségű művek összes szerzőjét feltüntettem, a témába kevésbé vágó többszerzős szövegek esetében csak a kiemelt szerző neve szerepel, a többieket „et al („et alii”, azaz „és mások”) jelöli.

Abazajian, Kevork N., et al.: Astrophysical Journal Supplement 182., 2009, 543-558. oldal

Alcock, C. et al.: Possible Gravitational Microlensing of a Star in the Large Magellanic Cloud. Nature 365., 1993, 621-623. oldal Alpher, R. A. és R. C. Herman: Evolution of the Universe. Nature 162., 1948, 774-775. oldal

Anton, Ted: Bold Science: Seven Scientists Who Are Changing Our World. New York, W. H. Freeman, 2001

Aubourg, E. et al.: Evidence for Gravitational Microlensing by Dark Objects in the Galactic Halo. Nature 365., 1993, 623-625. oldal Australian Astronomers Oral History Project. Interview of Brian Schmidt by Ragbir Bhathal, 2006. június 15., National Library of Australia Baade, W.: The Absolute Photographic Magnitude of Supernovae.

Astrophysical Journal 88., 1938, 285-304. oldal Bartusiak, Marcia: Through a Universe Darkly: A Cosmic Tale of Ancient Ethers, Dark Matter, and the Fate of the Universe. New York, HarperCollins, 1993

Bernstein, Jeremy: Three Degress above Zero, New York, New American Library, 1986

Bernstein, Jeremy és Gerald Feinberg (szerk.): Cosmological Constants: Papers in Modern Cosmology. New York, Columbia University Press, 1986

Bondi, H. és T. Gold: The Steady-State Theory of the Expanding Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108., 1948, 252-270. oldal

Bosma, A.: The Distribution and Kinematics of Neutral Hydrogen in Spiral Galaxies of Various Morphological Types. PhD-disszertáció, Groningen Egyetem, Groningen, 1978

Boynton, Paul: Testing the Fireball Hypothesis. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009

Burbidge, E. Margaret, G. R. Burbidge, William A. Fowler és F. Hoyle: Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics 29., 1957, 547-640. oldal

Burke, Bernard F.: Radio Astronomy from the First Contacts to the CMBR. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009

Carroll, Sean M., William H. Press és Edwin L. Turner: The Cosmological Constant. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 30., 1992, 499-542. oldal

Colgate, Stirling A., Elliott P. Moore és Richard Carlson: A Fully Automated Digitally Controlled 30-inch Telescope. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 87., 1975, 565-575. oldal

Crowe, Michael J.: Theories of the World from Ptolemy to Copernicus. New York, Dover, 1990

Davis, Marc: Galaxy Clustering and the Missing Mass. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Series A, Mathematical and Physical Sciences 307., 1982, 111-119. oldal

Davis, Marc, J. Huchra, D. W. Latham és J. Tonry: A Survey of Galaxy Redshifts, II: The Large Scale Space Distribution. Astrophysical Journal 253., 1982, 423-445. oldal

Davis, Ma re és P. J. E. Peebles: A Survey of Galaxy Redshifts, V: The Two-Point Position and Velocity Correlations. Astropbysical Journal 267., 1983, 465-482. oldal

Davis, Marc, Pier Hut és Richard A. Muller: Terrestrial Catastrophism: Nemesis or Galaxy? Nature 308., 1984, 715-717. oldal de Vaucouleurs, Gérard: Evidence for a Local Supergalaxy. Astronomical Journal 58., 1953, 30-32. oldal

Dicke, R. H. és P. J. E. Peebles: Gravitation and Space Science. Space Science Reviews 4., 1965, 419-460. oldal Dicke, R. H., P. J. E. Peebles, P. G. Roll és D. T. Wilkinson: Cosmic Black-Body Radiation. Astropbysical Journal 142., 1965, 414-419. oldal

Doroshkevich, A. G. és I. D. Novikov: Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology. Soviet Physics Doklady 9., 1964, 111. oldal Einstein, Albert: Cosmological Considerations on the General Theory of Relativity. In: Jeremy Bernstein és Gerald Feinberg (szerk.): Cosmological Constants: Papers in Modern Cosmology. New York, Columbia University Press, 1986

Einstein, Albert: On the Method of Theoretical Physics. In: Carl Seelig (szerk.): Ideas and Opinions. New York, Bonanza Books, 1954 Eisenstein, Daniel et al.: Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies. Astropbysical Journal 633., 2005, 560-574. oldal Faber, S. M. és J. S. Gallagher: Masses and Mass-to-Light Ratios of Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 17., 1979, 135— 187. oldal

Filippenko, Alexei V.: Einstein’s Biggest Blunder? High-Redshift Supernovae and the Accelerating Universe. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113., 2001, 1441-1448. oldal Finkbeiner, Ann: Cosmologists Search the Universe for a Dubious Panacea. Science 256., 1992, 319-320. oldal Gainow, George: Rotating Universe? Nature 158., 1946, 549. oldal

Gamow, George: The Evolution of the Universe. Nature 162., 1948, 680-682. oldal

Garnavich, Peter M., Robert P. Kirshner, Peter Challis, John Tonry, Ron L. Gilliland, R. Chris Smith, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks, Alexei V. Filippenko, Mario Hamuy, Craig J. Hogan, B. Leibundgut, M. M. Phillips, David Reiss, Adam G. Riess, Brian P. Schmidt, J. Spyromilio, Christopher Stubbs, Nicholas B. Suntzeff és Lisa Wells: Constraints on Cosmological Models from Hubble Space Telescope Observations of High-z Supernovae. Astrophysical Journal 493., 1998, L53-L57. oldal

Gates, Evalyn: Einstein’s Telescope-. The Hunt for Dark Matter and Dark Energy in the Universe. New York, W. W. Norton, 2009

Geller, Margaret J. és John P. Huchra: Mapping the Universe. Science 246., 1989, 897-903. oldal

Gibbons, G. W., S. W. Hawking és S. T. C. Siklós (szerk.): The Very Early Universe. Cambridge, Cambridge University Press, 1985

Gilliland, Ronald L., Peter E. Nugent és M. M. Phillips: High-Redshift Supernovae in the Hubble Deep Field. Astrophysical Journal 521., 1999, 30-49. oldal

Gingerich, Owen: The Summer of 1953: A Watershed for Astrophysics. Physics Today 47., 1994, 34-40. oldal

Glanz, James: To Learn the Universe’s Fate, Observers Clock Its Slowdown. Science 269., 1995, 756-757. oldal

Glanz, James: Debating the Big Questions. Science 273., 1996, 1168— 1170. oldal

Glanz, James: New Light on Fate of the Universe. Science 278., 1997, 799-800. oldal

Glanz, James: Exploding Stars Point to a Universal Repulsive Force. Science 279., 1998, 651-652. oldal

Glanz, James: Astronomers See a Cosmic Antigravity Force at Work. Science 279., 1998, 1298-1299. oldal

Glazebrook, Karl: The WiggleZ Survey. PowerPoint-előadás

Goldhaber, Gerson: Discovery of the Most Distant Supernovae and

the Quest for Omega. LBNL Paper LBL-36361, Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratórium, 1994

Goobar, Ariel és Saul Perimutter: Feasibility of Measuring the Cosmological Constant A and Mass Density fl Using Type la Supernovae. Astrophysical Journal 450., 1995, 14-18. oldal

Gunn, James E. és Beatrice M. Tinsley: An Accelerating Universe. Nature 257., 1975, 454-457. oldal

Guth, Alan H.: The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems. Physical review D23., 1981, 347-348. oldal

Guth, Alan H.: The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. New York, Basic Books, 1998

Hamuy, xMario, M. M. Phillips, Jósé Maza, Nicholas B. Suntzeff, R. A. Schommer és R. Aviles: A Hubble Diagram of Distant Type la Supernova z. Astronomical Journal 109., 1995, 1-13. oldal

Happer, W., P. J. E. Peebles és David Wilkinson: Robert Henry Dicke, 1916-1997. Biographical Memoirs 77. Washington, National Academy Press, 1999

Hemingway, Ernest: Indian camp. In: The Short Stories of Ernest Hemingway. New York, Charles Scribner’s Sons, 1966

Hewitt, Adelaide, Geoffrey Burbidge és Li Zhi Fang (szerk.): Observational Cosmology. Beszámoló a Nemzetközi Csillagász Szövetség Pekingben 1986. augusztus 25. és 30. között tartott 124. szimpóziumáról, Dordrecht, D. Reidel, 1987

Hoyle, E: A New Model for the Expanding Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108., 1948, 372-382. oldal

Hubble, Edwin: The Realm of the Nebulae. New Haven, Yale University Press, 1936

Irion, Robert: The Bright Face behind the Dark Side of Galaxies. Science 295., 2002, 960-961. oldal

Karé, Jordin T, Carlton R. Pennypacker, Richard A. Muller, Terry S. Mast, Frank S. Crawford és M. Shane Burns: The Berkeley Automated Supernova Search. Az 1981. június 28. és július 10. között Camb—

ridgeben tartott, a NATO Advanced Study Institute által szervezett szupernóva-konferencián elhangzott előadás

Kim, A. et al.: K Corrections for Type la Supernovae and a Test for Spatial Variation of the Hubble Constant. Az 1995. június 20. és 30. között Aiguablavában tartott, NATO Advanced Study Institute által szervezett Termonukleáris Szupernóva Konferencián elhangzott előadás

Kirshner, Robert P.: The Extravagant Universe. Exploding Stars, Dark Energy, and the Accelerating Cosmos. Princeton, Princeton University Press, 2002

Kolb, Edward W. és Michael S. Turner: The Early Universe. Reading, Addison-Wesley, 1993

Kolb, Edward W., Michael S. Turner, David Lindley, Keith Olive és David Seckel: Inner Space/Outer Space: The Interface between Cosmology and Particle Physics. Chicago, University of Chicago Press, 1986

Kragh, Helge: Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe. Princeton, Princeton University Press, 1996

Krauss, Lawrence M. és Michael S. Turner: The Cosmological Constant Is Back. General Relativity and Gravitation 27., 1995, 1137-1144. oldal

Leibundgut, B., J. Spyromilio, J. Walsh, B. P. Schmidt, M. M. Phillips, N. B. Suntzeff, M. Hamuy, R. A. Schommer, R. Avilés, R. P. Kirshner, A. Riess, P. Challis, P. Garnavich, C. Stubbs, C. Hogan, A. Dressier és R. Ciardullo: Discovery of a Supernova (SN 1995K) at a Redshift of 0.478. ESO Messenger 81., 1995, 19-20. oldal

Lightman, Alan és Roberta Brawer: Origins: The Lives and Worlds of Modern Cosmologists. Cambridge, Harvard University Press, 1990

Livio, Mario (szerk.): The Dark Universe: Matter, Energy, and Gravity. Cambridge, Cambridge University Press, 2003

Massey, Richard et al.: Dark Matter Maps Reveal Cosmic Scaffolding. Nature 445., 2007, 286-290. oldal

Mather, John C. és John Boslough: The Very First Light: The True Inside

Story of the Scientific Journey Back to the Daren of the Universe. New York, Basic Books, 2008

National Research Council of the National Academies (Nemzeti Kutatói Tanács): Connecting Quarks with the Cosmos: Eleven Questions for the New Century. Washington, National Academies Press, 2003

Newberg, Heidi Jo Marvin: Measuring q() Using Supemovae at z~ 0.3. PhD-disszertáció, Berkeley Egyetem (Kalifornia) és Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratórium, 1992

Newton, Isaac: The Principia: Mathematical Principles of Natural Philosophy (ford. Bernard Cohen és Anne Whittman). Berkeley, University of California Press, 1999

O’Connor, Flannery: Writing Short Stories. In: Mysteries and Manners. New York, Farrar, Straus & Giroux, 1979

Ohm, E. A.: Receiving System. Bell System Technical Journal 40., 1961, 1045. oldal

Ostriker, J. P. és P. J. E. Peebles: A Numerical Study of the Stability of Flattened Galaxies: Or, Can Cold Galaxies Survive? Astrophysical Journal 186., 1973, 467-480. oldal

Ostriker, J. P., P. J. E. Peebles és A. Yahil: The Size and Mass of Galaxies and the Mass of the Universe. Astrophysical Journal 193., 1974, L1-L4. oldal

Ostriker, J. P. és Paul J. Steinhardt: The Observational case for a Low-Density Universe with a Non-Zero Cosmological Constant. Nature 377., 1995, 600-602. oldal

Overbye, Dennis: Lonely Hearts of the Cosmos: The Scientific Quest for the Secret of the Universe. New York, Harper Perennial, 1992

Overbye, Dennis: Weighing the Universe. Science 272., 1996, 1426-1428.

Paczynski, Bohdan: Gravitational Microlensing at Large Optical Depth. Astrophysical Jómmal 301., 1986, 503-516. oldal

Paczynski, Bohdan: Gravitational Microlensing by the Galactic Halo. Astrophysical Journal 304., 1986, 1-5. oldal

Pais, Abraham: 'Subtle Is the Lord...': The Science and the Life of Albert Einstein. Oxford, Oxford University Press, 1997

Peacock, John A. et al.: A Measurement of the Cosmological Mass Density from Clustering in the 2dF Galaxy Redshift Survey. Nature 410., 2001, 169-173. oldal

Peebles, P. James E.: The Black-Body Radiation Content of the Universe and the Formation of Galaxies. Astrophysical Journal 142., 1965, 1317-1326. oldal

Peebles, P. James E.: Cosmology. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 63., 1969, 4-31. oldal

Peebles, P. James E.: Structure of the Coma Cluster of Galaxies. Astronomical Journal 75., 1970, 13-20. oldal

Peebles, P. James E.: Physical Cosmology. Princeton, Princeton University Press, 1974

Peebles, P. James E.: Tests of Cosmological Models Constrained by Inflation. Astrophysical Journal 284., 1984, 439-444. oldal

Peebles, P. James E.: Penzias and Wilson’s Discovery of the Cosmic Microwave Background. Astrophysical Journal 525C, 1999, 1067-1068. oldal

Peebles, P. James E.: Open Problems in Cosmology, http://arxiv.org/pdf/ astroph/0311435vl, 2003

Peebles, P. James E.: How I learned Physical Cosmology. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009

Peebles, P. James E. és J. T. Yu: Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe. Astrophysical Journal 162., 1970, 815-836. oldal

Peebles, P. James E., Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New’ York, Cambridge University Press, 2009

Penzias, Arno A.: The origin of Elements. In: Stig Lundqvist (szerk.): Nobel Lectures in Physics, 1971-1980. Szingapúr, World Scientific Publishing Co., 1992

Penzias, Arno A.: Encountering Cosmology. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009

Penzias, Arno A. és R. W. Wilson: A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. AstrophysicalJournal 142., 1965, 419-421. oldal

Perimutter, Saul: An Astrometric Search for a Stellar Companion to the Sun. PhD-disszertáció, Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratórium és Berkeley Egyetem (Kalifornia), 1986 Perimutter, S., G. Aldering, M. Della Valle, S. Deustua, R. S. Ellis,

S. Fabbro, A. Fruchter, G. Goldhaber, D. E. Groom, I. M. Hook, A. G. Kim, M. Y. Kim, R. A. Knop, C. Lidman, R. G. McMahon, P. Nugent, R. Pain, N. Panagia, C. R. Pennypacker, P. Ruiz-La-puente, B. Schaefer és N. Walton: Discovery of a Supernova Explosion at Half the Age of the Universe. Nature 391., 1998, 51-54. oldal

Perimutter, S., G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent, P. G. Castro, S. Deustua, S. Fabbro, A. Goobar, D. E. Groom, I. M. Hook, A. G. Kim, M. Y. Kim, J. C. Lee, N. J. Nunes, R. Pain, C. R. Pennypacker, R. Quimby, C. Lidman, R. S. Ellis, M. Irwin, R. G. McMahon, P. Ruiz-Lapuente, N. Walton, B. Schaefer, B. J. Boyle, A. V. Filippenko, T. Alatheson, A. S. Fruchter, N. Panagia, H. J. M. Newberg és W. J. Couch: Measurements of Q and A from 42 High-Redshift Supernovae. Astrophysical Journal 517., 1999, 565-586. oldal Perimutter, S., S. Deustua, S. Gabi, G. Goldhaber, D. Groom, I. Hook, A. Kim, M. Kim, J. Lee, R. Pain, C. R. Pennypacker, I. Small, A. Goobar, R. Ellis, R. G. McMahon, B. Boyle, P. Bunclark, D. Carter, K. Glazebrook, M. Irwin, H. J. M. Newberg, A. V. Filippenko,

T. Matheson, M. Dopita, J. Mould és W. Couch: Scheduled Discoveries of 7+ High-Redshift Supernovae: First Cosmology Results and Rounds on q„. Az 1995. június 20. és 30. között Aiguablavában tartott, NATO Advanced Study Institute által szervezett Termonukleáris Szupernóva Konferencián elhangzott előadás

Perimutter, S., S. Gabi, G. Goldhaber, A. Goobar, D. E. Groom, I. M. Hook, A. G. Kim, M. Y. Kim, J. C. Lee, R. Pain, C. R. Pennypacker, I. A. Small, R. S. Ellis, R. G. McMahon, B. J. Boyle, P. S. Bunclark, D. Carter, M. J. Irwin, K. Glazebrook, H. J. M. Newberg, A. V. Filippenko, T. Matheson, M. Dopita és W. J. Couch: Measurements of the Cosmological Parameters Cl and A from the First Seven Supernovae at z > 0.35. Astrophysical Journal 483., 1997, 565-581. oldal Perimutter, S., C. R. Pennypacker, G. Goldhaber, A. Goobar, R. A. Muller, H. J. M. Newberg, J. Desai, A. G. Kim, M. Y. Kim, I. A. Small, B. J. Boyle, C. S. Crawford, R. G. McMahon, P. S. Bunclark, D. Carter, M. J. Irwin, R. J. Terlevich, R. S. Ellis, K. Glazebrook, W. J. Couch, J. R. Mould, T. A. Small és R. G. Abraham: A Supernova at z = 0.458 and Implications for Measuring the Cosmological Deceleration. Astrophysical Journal Letters 440., 1995, L41-L44. oldal Petrossian, V., E. Salpeter és P. Szekeres: Quasi-Stellar Objects in Universes with Non-Zero Cosmological Constant. Astrophysical Journal 147., 1967, 1222-1226. oldal Phillips, M. M.: The Absolute Magnitudes of Type la Supernovae.

Astrophysical Journal 413., 1993, L105-L108. oldal Raup, David M. és J. John Sepkoski, Jr.: Periodicity of Extinctions in the Geologic Past. Proceedings of the National Academy of Science USA 81., 1984, 801-805. oldal

Riess, Adam G., William H. Press és Robert P. Kirshner: Using Type la Supernova Light Curve Shapes to Measure the Hubble Constant. Astrophysical Journal Letters 438., 1995, L17-L20. oldal Riess, Adam G., William H. Press és Robert P. Kirshner: Determining the Motion of the Local Group Using SN la Light Curve Shapes. Astrophysical Journal Letters 445., 1995, L91-L94. oldal Riess, Adam G., William H. Press és Robert P. Kirshner: A Precise Distance Indicator: Type la Supernova Multicolor Light-Curve Shapes. Astrophysical Journal 473., 1996, 88-109. oldal Riess, Adam G., Alexei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks, Peter M. Garnavich, Ron L. Gilliland, Craig J. Hogan, Saurabh Jha, Robert P. Kirshner, B. Leibundgut, M. M. Phillips, David Reiss, Brian P. Schmidt, Robert A. Schommer, R. Chris Smith, J. Spyromilio, Christopher Stubbs, Nicholas B. Suntzeff és John Tonry: Observational Evidence from Supernovae

for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. Astronomical Journal 116., 1998, 1009-1038. oldal Riess, Adam G., Peter E. Nugent, Ronald L. Gilliland, Brian P. Schmidt, John Tonry, Mark Dickinson, Rodger I. Thompson, Tamás Budavári, Stefano Casertano, Aaron S. Evans, Alexei V. Filippenko, Mario Livio, David B. Sanders, Alice E. Shapley, Hyron Spinrad, Charles C. Steidel, Daniel Stern, Jason Surace és Sylvain Veilleux: The Farthest Known Supernova: Support for an Accelerating Universe and a Glimpse of the Epoch of Deceleration. Astrophysical Journal 560., 2001, 49-71. oldal

Riess, Adam G., Louis-Gregory Strolger, John Tonry, Stefano Casertano, Henry C. Ferguson, Bahrain Mobasher, Peter Challis, Alexei V. Filippenko, Saurabh Jha, Weidong Li, Ryan Chornock, Robert P. Kirshner, Bruno Leibundgut, Mark Dickinson, Mario Livio, Mauro Giavalisco, Charles C. Steidel, Txitxo Benitez és Zlatan Tsvetanov: Type la Supernova Discoveries at z > 1 from the Hubble Space Telescope: Evidence for Past Deceleration and Constraints on Dark Energy Evolution. Astrophysical Journal 607., 2004, 665-687. oldal Riess, Adam G., Louis-Gregory Strolger, Stefano Casertano, Henry C. Ferguson, Bahram Mobasher, Ben Gold, Peter J. Challis, Alexei V. Filippenko, Saurabh Jha, Weidong Li, John Tonry, Ryan Foley, Robert P. Kirshner, Mark Dickinson, Emily MacDonald, Daniel Eisenstein, Mario Livio, Josh Younger, Chun Xu, Tomas Dahlén és Daniel Stern: New Hubble Space Telescope Discoveries of Type la Supernovae at z > 1: Narrowing Constraints on the Early Behavior of Dark Energy. Astrophysical Journal 659., 2007, 98-121. oldal Riordan, Michael és David N. Schramm: The Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe. New York, W. H. Freeman, 1991

Rubin, Vera Cooper: Differential Rotation of the Inner Metagalaxy.

Astronomical Journal 1190., 1951, 47-48. oldal Rubin, Vera C.: Fluctuations in the Space Distribution of the Galaxies. Proceedings of the National Academy of Sciences 40., 1954, 541-549. oldal

Rubin, Vera Cooper: The Rotation of Spiral Galaxies. Science 220., 1983, 1339-1344. oldal

Rubin, Vera Cooper: Bright Galaxies, Dark Matters. Woodbury, AIP Press, 1997

Rubin, Vera Cooper: A Brief History of Dark Matter. In: Mario Livio (szerk.): The Dark Universe: Matter; Energy, and Gravity. Cambridge, Cambridge University Press, 2003

Rubin, Vera Cooper: Seeing Dark Matter in the Andromeda Galaxy. Physics Today 59., 2006, 8-9. oldal

Rubin, Vera C., Jaylee Burley, Ahmad Kiasatpoor, Benny Klock, Gerald Pease, Erich Rutscheidt és Clayton Smith: Kinematic Studies of Early-Type Stars, I: Photometric Survey, Space Motions, and Comparison with Radio Observations. Astronomical Journal 67., 1962, 491-531. oldal

Rubin, Vera C., W. Kent Ford, Jr. és Judith S. Rubin: A Curious Distribution of Radial Velocities of Sc I Galaxies with 14.0 < m < 15.0. AstrophysicalJournal 183., 1973, LI 11—LI 15. oldal

Rubin, Vera C., W. Kent Ford, Jr., Norbert Thonnard, Morton S. Roberts és John A. Graham: Motion of the Galaxy and the Local Group Determined from the Velocity Anisotropy of Distant Sc I Galaxies, I: The Data. Astronomical Journal 81., 1976, 687-718. oldal

Rubin, Vera C., Norbert Thonnard, W. Kent Ford, Jr. és Morton S. Roberts: Motion of the Galaxy and the Local Group Determined from the Velocity Anisotropy of Distant Sc I Galaxies, II: The The Analysis for the Motion. Astronomical Journal 81., 1976, 719-737. o.

Rubin, Vera C., W. Kent Ford, Jr. és Norbert Thonnard: Extended Rotation Curves of High-Luminosity Spiral Galaxies, IV: Systematic Dynamical Properties, SA->SC. Astrophysical Journal 225., 1978, L107-L111. oldal

Sandage, Allan: Cosmology: The Search for Two Numbers. Physics Today 23., 1970, 34-41. oldal

Sandage, Allan: Observational Cosmology 1920-1985: An Introduction to the Conference. In: Adelaide Hewitt, Geoffrey Burbidge és Li

Zhi Fang (szerk.): Observational Cosmology (Beszámoló a Nemzetközi Csillagász Szövetség Pekingben 1986. augusztus 25. és 30. között tartott 124. szimpóziumáról). Dordrecht, D. Reidel, 1987 Smith, Sinclair: The Mass of the Virgo Cluster. Astrophysical Journal

83., 1936, 23-30. oldal

Smoot, George és Keay Davidson: Wrinkles in Time: Witness to the Birth of the Universe. New York, Harper Perennial, 1994 Stachel, John (szerk.): Einstein's Miraculous Year Five Papers That Changed the Face of Physics. Princetown, Princetown University Press, 1998[1] Staniszewski, Z. et al.: Galaxy Clusters Discovered with a Sunyaev-Zel’dovich F,ffect Survey. Astrophysical Journal 701., 2009, 32-41. oldal

Thompson, Silvanus P.: The Life of William Thomson, Baron Kelvin of Larg. London, Macmillan and Co., 1910 Tolman, Richard C.: Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. New York, Dover, 1987

Tryon, Edward R: Is the Universe a Quantum Fluctuation? Nature

246., 1973, 396-397. oldal

Turner, Kenneth C.: Spreading the Word - or How the News Went from Princeton to Holmdel. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009 Turner, Michael S.: Cosmology Solved? Maybe, http://arxiv.org/abs/ astroph/9811366, 1998

Turner, Michael S.: Cosmology Solved? http://arxiv.org/abs/astroph/ 9811447, 1998

Turner, Michael S.: Cosmology Solved? Quite Possibly! Publications of the Astronomical Society of the Pacific 111., 1999 Turner, Michael S.: David Norman Schramm, 1945-1997: A Biographical iMemoir. Washington: National Academy of Sciences, 2009

Turner, M. S., G. Steigman és L. M. Krauss: Flatness of the Universe: Reconciling Theoretical Prejudices with Observational Data. Physical Review Letters 52., 1984, 2090-2093. oldal Uomoto, A. és R. P. Kirshner: Peculiar Type I Supernovas. Astronomy and Astrophysics 149., 1985, L7-L9. oldal van Bibber, Karl és Leslie J. Rosenberg: Ultrasensitive Searches for the Axion. Physics Today 59. (augusztus), 2006, 30-35. oldal Weinberg, Steven: The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe. New York, Basic Books, 1993[2]

White, Simon D. M.: Fundamentalist Physics: Why Dark Energy Is Bad for Astronomy. Reports on Progress in Physics 70., 2007, 883-897. oldal

Wilczek, Frank: Conference Summary and Concluding Remarks. In: Gibbons, G. W., S. W. Hawking és S. T. C. Siklós (szerk.): The Very Early Universe. Cambridge, Cambridge University Press, 1985 Wilczek, Frank: The Birth of Axions. Current Contents 22., 1991, 8-9. oldal

Wilkinson, David T.: Measuring the Cosmic Microwave Background Radiation. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009

Wilson, Robert W: The Cosmic Microwave Background Radiation. In: Stig Lundqvist (szerk.): Nobel Lectures in Physics, 1911-1980. Szingapúr, World Scientific Publishing Co., 1992 Wilson, Robert W: Two Astronomical Discoveries. In: P. James E. Peebles, Lyman A. Page, Jr. és R. Bruce Partridge (szerk.): Finding the Big Bang. New York, Cambridge University Press, 2009 Zwicky, Fritz: Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln.

Helvetica Physica Acta 6., 1933, 110-127. oldal Zwicky, Fritz: On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae. Astrophysical Journal 86., 1937, 217-246. oldal

[1]

Magyarul: Einstein csodálatos éve - Öt cikk, amely megváltoztatta a fizika arculatát (ford. Piróth Attila). Budapest, Akkord Kiadó, 2004

[2]

Magyarul: Az első bárom perc (ford. Gajzágó Éva). Budapest, Gondolat, 1982

Table of Contents

Tartalom

Előszó

Bevezetés

I. A láthatónál több

Legyen világosság!

Ami odaát van

A megfelelő haló

II. Nézzenek oda!

Selejtező

Pályán maradni

Az élboly

III. A távoli űr ábrázata

A Sík Világegyetem Társaság

Jó reggelt, Lambda!

A második kívánság

IV. A láthatónál kevesebb

A Bambino átka

A Dolog

Minden feldobott test...

Utószó

Idézett művek