Az Univerzum kezdetben elképesztően forró és sűrű vala: ezt az Ősrobbanás időszaka. Ahogy aztán a Világegyetem és a benne elterülő anyag kitágult, és egyre jobban lehűlt, megszülettek az elemi részecskék, majd belőlük a legegyszerűbb atomok. Az Univerzum ekkoriban elképesztően unalmas és sötét hely volt, de a mindent kitöltő hidrogén- és héliumlevesben lassan sűrűsödések és csomók jelentek meg. Hosszú-hosszú idő múlva aztán a gáz legsűrűbb pontjaiban fellobbantak az első csillagok. Eljött a kozmikus hajnal, a fény korszaka.

Legalábbis így kellett történnie, a korábban és később látottak alapján.

Csakhogy míg az Ősrobbanás visszfényét (a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást), és a későbbi csillagokat, galaxisokat is látjuk, magukat a legelsőnek született csillagokat szinte lehetetlen megfigyelni. Egyrészt azért, mert nagyon messze kell visszatekintenünk időben, és így térben. Ezek a csillagok több, mint 13,5 milliárd évvel ezelőtt éltek, tehát ma a tőlünk ilyen messzire megszületett égitestek fénye ér el minket. Ilyen távolságból egyedi csillagok vagy akár csillaghalmazok is túl halványak lehetnek a mai távcsöveinknek. Másrészt, ha lenne is elég nagy távcsövünk, a legelső csillagok semleges hidrogénatomok tengerébe voltak ágyazva, ami falként zárja el tőlünk – és egymástól is – a fényüket.

De van egy másik lehetőség: magának a hidrogéntengernek a változásait keresni. A semleges hidrogén ugyanis tud sugározni rádiótartományban, és ezt, az 1420 MHz frekvenciájú sugárzást rengeteg módon felhasználják a csillagászatban, hiszen a hidrogén szinte mindenhol ott van. Az, hogy mi történt az Univerzum fiatal korában a hidrogénnel, elárulja, hogy milyen viszonyok lehettek ott és akkor. A modellszámítások szerint a következők: az Ősrobbanásból visszamaradt háttérsugárzás egy ideig még tudta melegíteni a hidrogént, de végül a gáz magára maradva hűlt tovább. Ahogy az első csillagok felfénylettek, a sugárzásuk gerjeszteni kezdte a hidrogénatomokat, amik újra el tudták nyelni a háttérsugárzás fotonjait. Amikor aztán az első csillagok életük végén fekete lyukaká és neutroncsillagokká váltak, azok röntgensugárzása (mármint a körülöttük kavargó, forró anyagé) felborította az egyensúlyt, és újfent megszűnt a kapcsolat a háttérsugárzással. A feladat tehát az első csillagok születésétől azok haláláig tartó, gerjesztett-elnyelő szakaszt kimutatni, a megfelelő vöröseltolódásnál, vagyis időpontnál.

És itt futunk bele még egy nagy problémába. Az 1420 MHz-es rádiófrekvencia környéke védett, a tudomány nevében: de a 13,5 milliárd évvel ezelőttről érkező fény sugárzást nem ott fogjuk megtalálni, nagyon nem. Hanem 15-20-szoros vöröseltolódást tapasztalva, 70-100 MHz körül. Az emberiség pedig, bölcsességében, a 40-240 MHz közötti rádióhullámokat használja mindenféle telekommunikációra, tévére, rádióra, műholdas adásokra.

Kimutatni a csillagászati jelet ilyen körülmények között olyan, mint a Sziget nagyszínpada előtt állva, koncert közben meghallani a suttogást a backstage-ből.

A mesterséges zaj elől a kutatók a nyugat-ausztrál pusztaságba menekültek, és a sivatag közepén állították fel az EDGES (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature) rádióantennákat. Itt már “csak” a Tejútrendszerből eredő, természetes rádiósugárzás alól kellett kihámozniuk a távoli jelet. Az antennák 2006-tól egy teljes évtizeden át mérték türelmesen az egész belátható égbolt sugárzását. És lassacskán feltűnt egy jel 78 MHz körül. Az első csillagok okozta elnyelési sáv a hidrogén sugárzásában.

A részletes elemzés alapján az Univerzumban az első csillagok az Ősrobbanás, a kezdeti, nagyon forró és sűrű állapot után 180 millió évvel fénylettek fel. Ezek nagyon mások voltak, mint a Nap: a nehéz elemek hiánya miatt sokkal nehezebbek és sűrűbbek voltak, illetve hát bolygóik sem lehettek. De nem is éltek sokáig: kevesebb, mint 100 millió évvel később már annyi felrobbant közülük szupernóvaként, hogy a belőlük létrejövő fekete lyukak fel tudták melegíteni maguk körül a hidrogéngázt. Ezt a két időpontot árulta el a rádiómérés a Judd Bowman vezette, amerikai kutatócsoportnak. A második időpont azért is különösen fontos, mert a felrobbanó csillagok elkezdtek nehezebb elemeket szétszórni a kozmoszban. Ekkortól jelenik meg a szén, oxigén, nitrogén, és egy sor más elem, ami nélkül elképzelhetetlen lenne bolygók, és persze végső soron élet létrehozása.

De valami nem volt kerek: a jel kétszer olyan erős volt, mint amilyennek a modellek jósolták. A hidrogéngáz hideg volt, sokkal hidegebb, mint amit a modellek lehetővé tette volna. A háttérsugárzás ezért nem egynegyed, hanem fél Kelvin fokot is melegíteni tudott rajta. Nem tűnik nagy különbségnek, de itt nagyon sok hidrogénről beszélünk, közel egy Univerzumnyiról. Akkoriban pedig nem sok dolog volt még jelen, ami el tudta volna vonni a hőt. Egyetlen jó jelölt akad: a sötét anyag.

Mielőtt továbbmennénk először tisztázzuk, mit is értenek a csillagászok sötét anyag alatt. A sötét ebben az esetben nem azt jelenti hogy eltakarná a fényt: ez a szubsztancia egyszerűen nem foglalkozik elektromágneses sugárzással. Azért sötét, mert nincs saját fénye, de nincs árnyéka sem, mint mondjuk egy porfelhőnek. Onnan tudjuk mégis, hogy jelen van, jelen kell lennie, mert a tömegére, és az általa keltett gravitációjára szükség van. Ha nem lenne jelen a galaxisokban, galaxishalmazokban ez a plusz tömeg, akkor a csillagok, galaxisok azokkal a sebességekkel, ahogy mozogni látjuk őket, egyszerűen szétrepülnének.

Arról viszont nagyon megoszlanak a vélemények, hogy mi is, milyen is ez a sötét anyag. Alighanem valamilyen részecskék tengere, de hogy ezek a részecskék milyen tömegűek és mennyire hatnak kölcsön a normál anyaggal a gravitáción túl (már ha egyáltalán), arra kézzelfogható bizonyíték egyelőre nem nagyon van. De talán itt az első: az ősi hidrogéngázzal való kölcsöhatás. Ha a mérés helytálló, akkor azt is jelenti, hogy eddig a sötét anyagot kimutatni igyekvő kísérletek rossz helyen keresgéltek, túl nagy tömegű, nagy energiájú részecskéket feltételezve. A jelölt lehet, hogy jóval könnyebb, a protonnal összemérhető tömegű részecske lesz. Ennek kimutatásához viszont új kísérleteket kell tervezni.

A sztori persze innen még két nagyon különböző irányba is mehet tovább. Az első csillagok, az első fekete lyukak megfigyelése, a sötét anyag mibenlétének pontosítása: simán benne van az eredményekben legalább egy Nobel-díj. Vagy mehet az egész a fénynél gyorsabb neutrínók és a BICEP2 ősi gravitációs hullámos méréseinek útján is. (Mindkét esetben kiderült, hogy a látni vélt jel nem valódi, a neutrínók műszerhiba, a “hullámok” pedig más természetes forrás keltette jel volt.) A kutatók ugyan nagyon alaposan körüljártak és kizártak minden, általuk ismert és feltételezett hibaforrást és műszeres effektust, de ez még nem feltétlenül garancia arra, hogy a mérés valóban helytálló. (Itt van egy szakmai fejtegetés arról, hogy a Tejútrendszerből érkező sugárzás mennyire könnyen belerondíthatott az adatokba.)

Avagy, egy mérés nem mérés.

Szerencsére vagy fél tucat további projekt van már folyamatban, ami képes lesz hasonló megfigyeléseket végezni, és reprodukálni, vagy éppen cáfolni a felfedezést. Ha megerősítik, ráadásul azt is megerősítik, hogy a sötét anyagnak is fontos szerep jutott, az roppant izgalmas helyzetet teremt majd. A csillagászok képesek lesznek egy újabb kozmikus korszak, az első csillagok korának vizsgálatára, feltérképezésére. Sőt, talán végre a sötét anyagról is sikerül valami kézzelfoghatót megtudni. Még néhány év, és tisztábban fogunk látni mindkét kérdésben. (Források: Nature, Scientific American, Gizmodo, NPR)

A két szakcikk, csak előfizetőknek:
Judd Bowman et al.: An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum (Nature)
Rennan Barkana: Possible interaction between baryons and dark-matter particles revealed by the first stars (Nature)