Új felfedezések az őstörténet kutatásában – Ahol a részecskefizika és a csillagászat összeér

Nem egy nép, egy bolygó vagy akár a Naprendszer, hanem a Világegyetem tudományos őstörténete újabb történéseit tekinti át az alábbi ismertetés. Az asztrofizikai, csillagászati, magfizikai és részecskefizikai aspektu­sok összhangjának igénye alakítja az Univerzum őstörténetére vonatkozó kutatás irányait.

Az újkori tudomány kezdeti felfogása állandósult álla­potú Univerzumot tételezett fel. Newton az általános tömegvonzásból származó egybehullási tendencia feltartóztatására a végtelen térben rögzített helyzetű „állócsillagok” együttes kiegyensúlyozó gravitációjával képzelte el az időben is végtelen kiterjedésű kozmikus térségben a bolygók és a Föld elhelyezkedését. Ezt a sta­cionárius állapotot igyekezett Einstein „becsempészni” az általános relativitáselmélet megoldásai közé a nevezetes kozmológiai állandó bevezetésével. Hubble 1929-es fel­fedezése meggyőzte, hogy a természet viselkedésének az Einstein-egyenletek időben táguló megoldása felel meg.

Bár Herschel már a XVIII. században felfedezte az „állócsillagok” mozgását, majd a XIX. század második felére a csillagfény spektroszkópiai elemzésével anya­guk kémiai összetételéről is határozott kép alakult ki, ám a csillagok szerkezetének, egymásra következő lé­tezési fázisaiknak értelmezéséhez elengedhetetlennek bizonyult a nukleáris kölcsönhatás részletes megisme­rése a XX. század 30-as, 40-es évtizedeiben. A csillagok stabilitásában a gravitációval egyensúlyt tartó nyomás eredetét, a forró plazmában zajló magfúziós folyama­tokkal szabályozott csillagfejlődést Bethe alapvető munkái nyomán derítették fel.

A két szálat Gamow kreatív fantáziája fonta össze közös történetté, amikor a táguló univerzum idősorán visszafelé haladva feltételezte egy forró korai, nukleá­ris reakciókkal fenntartott termikus egyensúlyi álla­pot létezését. Alpher, Bethe és Gamow 1948-ban meg­jelent cikke bemutatta a kémiai elemek keletkezése magfizikai elméletének első változatát. Alig két héttel az elsődleges (ős) nukleoszintézis ideáját bevezető cikk után Alpher és Hermann önálló publikációban kimu­tatták, hogy a tágulással folyamatosan továbbhűlő Univerzumban a hőmérsékleti energiasűrűségnek a hidrogénatom legkisebb elektrongerjesztése alá csök­kenését követően mindenütt azonos spektrumú elekt­romágneses sugárzási ősmaradvány lép fel, amelynek jelenkori hőmérsékletét 5K-ra becsülték.

Az úttörő előrejelzések után az 1960-as évekre ma­radt a nagy áttörés mind a megfigyelő csillagászat, mind a mag- és részecskefizikai elmélet területén. 1964-ben talált rá (szinte véletlenül) Penzias és Wilson a kozmikus háttérsugárzásra, amivel elindult a koz­mikus őstörténet e megfigyelésekre alapozott, egyre részletesebb és eredményekben kivételesen gazdag, máig tartó vizsgálata. 1966-ban Peebles, majd 1967- ben Wagoner, Fowler és Hoyle publikáltak magfi­zikai reakcióhálóra épülő modelleredményeket a könnyű elemek atommagjainak (¹H, ²H (deuteron), ³H(triton), ³He, ⁴He, ⁷Li) kozmikus keletkezésére. Ezeknek a számításoknak változtatható számér­tékkel jellemzett bemenő adata az ős-nukle­oszintézis időszakában (az ősrobbanás utáni első 10-20 percben) az Univerzum egészében jelen levő anyag-antianyag aszimmetria. A számítások összevetése a megfigyelésekkel azt sugallta, hogy minden egymilliárd an­tinukleonra (anti-proton és anti-neutron együttes neve) eggyel több nukleon jut (köz­felfogás szerint mára az antinukleonok, ha egyáltalán voltak a forró elegyben, párjukat meg­találva elektromágneses sugárzássá annihilálód­tak). Ugyanebben az évben Szaharov megfogal­mazta az elemi részek kölcsönhatásaira azokat a követelményeket, amelyek teljesülése esetén az anyag és az antianyag kezdetben (az ősrobba­nás pillanatában) teljesen szimmetrikus keveré­ke még jóval az elemek ősszintézisének kezdete előtt aszimmetrikussá válhat.

A kozmikus őstörténet természettudományos rekonstrukciója tehát a következő három osz­lopra épül. Az első az Univerzum tágulása és tá­gulási ütemének alakulása időben. A második az elemek őstörténeti folyamattal indult magfizikai szintézise, amelynek előfeltétele az anyag és an­tianyag előfordulási szimmetriájának sérülése. A harmadik pedig az elektromágneses háttérsu­gárzás, amely a tágulással lehűlő, a későbbiekben az anyaggal kölcsönhatni képtelen maradványa a korábban termikus egyensúlyban lévő fotonok­ból, elektronokból és meghatározóan hidrogén­ből álló plazmának.

Az elmúlt fél évszázad

Az elmúlt évtizedekben az Univerzum tágulási ütemé­nek történeti alakulását és mai értékét a kozmikus tá­volságlétra egyre távolabb nyúló kiterjesztésével több független módszerrel határozták meg, emellett pedig egyre kifinomultabb eljárásokkal nyertek információt az elemek ősi előfordulási gyakoriságáról, azt megtisz­títva a csillagokban később végbement elemátalaku­lási folyamatoktól. Feltételezve, hogy a földi labora­tóriumokban megnyilvánuló magfizikai törvények érvényesek az ősszintézis folyamatai során is, egyre pontosabb gyorsítós kísérletekkel határozták meg az elsődleges nukleoszintézisben releváns magreakciók tulajdonságait. A kozmikus háttérsugárzás észlelé­sének tökéletesedő technikája látványosan vezetett el az Antarktisz felett léggömbön köröző detektorok­tól a COBE, WMAP űrmissziókon át a Planck-űrszon­da legutóbbi nagy felbontású vizsgálataihoz, amely a háttérsugárzás teljesítményének és polarizációjának legrészletesebb égtérképét készítette el. Az is kiderült, hogy az elemi részek ismert (standard) modellje nem rendelkezik elegendő mértékben a Szaharov-kritériu­moknak megfelelő tulajdonságokkal, amelyek révén számot lenne képes adni az Univerzum legkorábbi fej­lődési szakaszában végbement anyag-antianyag szét­válásról. A szétválás mértékéről, az antianyag „rejtekhe­lyéről” növekvő részletességű megfigyelési információt szerezve igyekszik a tudomány iránymutatást nyerni a jelenlegi gondolkodási keret kibővítésének helyes irá­nyáról. Lássuk hát az utóbbi két-három év legérdeke­sebb fejleményeit ezekben a kutatási irányokban!

Hány Hubble-állandó van?

A Hubble-törvény kimondja, hogy a galaxisok távolo­dási sebessége és távolsága között egyenes arányosság áll fenn. A távolság mérését az 1912-ben felfedezett Leavitt-szabály tette lehetővé, amely a periodikusan változó cefeida-csillagok periódusideje és fényessége közötti arányosságot fogalmazta meg. A közelebbi cefei­dák távolságát közvetlen geometriai módszerekkel meg­mérve következtettek abszolút fényteljesítményükre látszólagos fényességükből. Az abszolút fényesség meg­adása lehetővé tette e csillagok „standard gyertyaként” való használatát a körülbelül 10 Mpc-nél (Mpc = megaparszek) nem távolabbi galaxisok távolságának meghatározásá­ra. A még távolabbi galaxisokhoz az Ia típusú szuper­nóvák fényfelvillanásainak standardizált időmenetét használják, amelyeket az átlapoló tartományban ta­lálható cefeidákkal végzett referenciamérésekkel hi­telesítettek. A modern csillagászati eszközökkel erre a „kozmikus távolságlétrára” építik a Hubble-törvény érvényességének növekvő távolságú kiterjesztését. Hubble eredeti adatai az 1. ábrán szinte észlelhetetlenül bújnának meg a bal alsó sarokban.

A Sloan Digitális Égfelmérés (SDSS) ka­talógusát, majd a Szupernóva Felmérés Örökség (SNLS) adatbázisát, legvégül pe­dig a Hubble Űrteleszkóp (HST) adatait használva eljutottak egészen a 100 Mpc-s tartományba, ahol a spektrumnak a távo­lodási sebességet mérő z vöröseltolódása egységnyi. Az 1. ábra függőleges tengelyén a távolságot meghatározó fényesség adat­kombinációjának értékei, a vízszintesen a vöröseltolódás látható. A HST tartomá­nyában megfigyelhető felfelé hajló elté­rés a tökéletes egyenestől az Ia szuper­nóvákkal felfedezett gyorsuló tágulást jelzi. A görbe meredekségéből legfrisseb­ben számított Hubble-állandó értéke (a távolodás km/s-ban mért sebességének 1 megaparszek távolságon történő megváltozása) H₀= 74,03 ± 1,42 km s^-1 Mpc^-1

A kozmikus tágulás jelenlegi ütemét adó H₀ értékét meg lehet határozni a kozmikus háttérsugárzást ér­telmező számítások eredményéből is. Legutóbb a hát­térsugárzás hőmérsékletének és polarizációfokának ingadozásai közötti irányfüggő korrelációt mérte meg pontosan a Planck űrszonda. A sok ezer adatot összesen 6 kozmikus paramétert használó elméleti modellel le­het értelmezni. A ΛCDM elnevezésű elméleti modell az Univerzumot kitöltő sugárzó (barionikus) anyag és a nem-sugárzó (sötét) anyag átlagos sűrűségét, az Ősrob­banás óta eltelt időt (az Univerzum életkorát), továbbá a kozmikus térgeometria görbületének nagyságát, az anyag sűrűségingadozásainak spektrumát jellemző adatot és a háttérsugárzással kölcsönható ionizált csillaganyag hatásának erősségét jellemző mennyiséget használja a mérési adatok értelmezésére. A felsorolt paraméterek leg­jobb értékét használva (egyebek mellett) a Hubble-paramé­ter értéke is leszármaztatható: H₀= 67,4 ± 0,5 km s^-1 Mpc ^-1.

A két érték közötti eltérés a hibák kicsinységét te­kintve szignifikáns, ami szakzsargonban azt jelenti, hogy (ha mindkét mérés korrekt) fizikai magyarázata kell legyen. A korábbi meghatározások (lásd 2. ábra) kisebb pontossága mellett a két módszerrel megha­tározott Hubble-állandó értékek még nem voltak megkülönböztethetők.

A közvetlen csillagászati távolságmérések galaxi­sunk környezetében található objektumokat használ­nak, ezért az első értéket lokális Hubble-állandónak is nevezik. Ezzel szemben a háttérsugárzási mérések az Univerzum globális mozgási adataihoz kapcsolód­nak. Ez az észrevétel ösztönözte azt a próbálkozást, amelynek szerzői feltételezték, hogy egy átlagosnál kisebb sűrűségű lokális „buborékban” létezve végzett méréseink okozzák az eltérést. Az ötletet alaposabban kidolgozó újabb publikációk azt bizonyították, hogy ebből néhány tizednyi km s^-1 Mpc^-1 szisztematikus el­térés lenne magyarázható, a 6 km s^-1 Mpc^-1 differencia semmiképp. Egyéb elképzelések sem tudtak ekkora eltérésre magyarázattal szolgálni.

A feszültség oldására végzett egy független mód­szerű Hubble-paraméter meghatározást a Chicago-i és a Carnegie Egyetem közös kutatócsoportja. Ők a csil­lagfejlődés egy jól meghatározott fázisában tartózko­dó vörös óriáscsillagok közül választottak „standard gyertyát”. Azokat a csillagokat keresik, amelyekben ép­pen befejeződik a hidrogénégetési szakasz és egy éles fényességfellobbanással áttérnek a hélium égetésére. Az abszolút fényességüket a cefeidákkal hitelesítve a vörös óriás fejlődési szakasz „szélén” lévő objektumokat kutatták fel, mégpedig azok­ban a galaxisokban, amelyek Ia típusú szupernóváit hasz­nálták a fent ismertetett loká­lis Hubble-paraméter megha­tározásban. Ezzel egy függet­len módszerrel újra megmér­ték a korábbi eljárásban is sze­replő objektumok távolságait. A kapott Hubble-paraméter, amelynek statisztikai és szisz­tematikus hibájának összege is 4 százalék alatt marad: H₀ = 69,8 ± 0,8 (statisztikus) ± 1,7 (szisztematikus) km s^-1 Mpc ^-1.

A Hubble-paraméter lényegesen befolyásolja más kozmikus jellemzők (például az ősi elemszintézis) számítási eredményeit. Az ábra mutatja, hogy a vörös óriásokra alapozott, 2019-ben publikált mérés nem hozott dön­tést a lokális és a globális meghatározás eltérésének ügyében

A könnyű elemek szintézisének magfizikája

A magreakciók hálózatának felderítésével világossá lett, hogy a könnyű elemek után következő atomma­gok (elsősorban a szén és az oxigén izotópjai) szin­tézisére csak a csillagokban kialakuló nagy sűrűség esetén van mód, illetve a nehéz elemek magjai főként szupernóva-robbanásokban szintetizálódhattak.

A könnyű elemek első szintézisében a 3. ábrán nyi­lakkal jelzett 12 reakció vett részt. A nyilak ahhoz az elemhez mutatnak, amelyek előfordulási gyakori­sága a nyílon feltüntetett szám mellett részletezett reakcióval növekszik (annak az elemnek a gyakori­sága, amelytől elmutat a nyíl, értelemszerűen csök­ken). Az Univerzum tágulását is figyelembe vevő reakcióegyenletek megoldását attól a pillanattól in­dítják, amikor a két nukleon ütközéséből keletkező deuteront nem „robbantják szét” a forró közeg gam­ma-fotonjai. Ettől kezdve a nyilak mentén fokozato­san épülnek fel a nagyobb atomszámú atommagok. Az integrálást akkor zárják le, amikor a tágulás üteme gyorsabbá válik a reakciók rátájánál, azaz a reakcióba lépni „igyekvő” magok „nem érik utol” társukat.

A számításokban a tágulási ráta (Hubble-paramé­ter) mellett még egy kozmológiai bemenő adatra van szükség: a barionikus (praktikusan a nukleonokból álló) anyagnak a fotonok sűrűségéhez mért arányára, amit η-val szokás jelölni. Természetesen szükség van az egyes magreakciók bekövetkezésének esélyét jellemző hatáskeresztmetszetre is. Ez utóbbiakat földi labora­tóriumokban egyre növekvő pontossággal elvégzett kísérletekből veszik. Ez azt a fontos előfeltételezést foglalja magában, hogy az ősszintézis korszakában a magfizika törvényei a jelenlegi laboratóriumi kísérle­tekből megállapíthatóakkal azonosak voltak.

Az asztrofizikusok figyelme egyre inkább a deute­ron előfordulási gyakoriságának kiszámítására és a csillagászati adatokkal való összevetésére összponto­sul. Ennek az oka, hogy egyetlen módon keletkezhet (2. számú reakció az ábrában), és három alaposan ta­nulmányozható reakcióval (3.,4.,5.) csökken a megfi­gyelhető sűrűsége. Az egyenletek megoldása arra vezet, hogy az ismeretlen η-nak monoton csökkenő függvé­nye a deuteron és a hidrogén sűrűségének aránya, így a megfigyelési adatokkal összevetve egyértelműen meg­mondható, hogy a mért érték mekkora barionikus sű­rűség fennállása esetén jött létre.

A három 2H-t csökkentő reakció hatáskereszt­metszetét a legutóbbi időkig 10 százalékos pontosság­gal ismerték, míg a deuteron megfigyelési adatai immár százalékos pontosságúak. Ezért nagy erő­feszítéseket tesznek a reakciók adatai pontosabb kinyerésére. Miután a szokásos gyorsítós energiák­nál jóval kisebb (0,01-0,4 MeV) energiájú ütközése­ket kell vizsgálni, a kozmikus sugárzás részecskéi­vel való kölcsönhatás a legnagyobb zavaró ténye­ző. Az olasz vezetésű LUNA (Földalatti Nukleáris Asztrofizikai Laboratórium – Laboratory for Un­derground Nuclear Astrophysics) együttműködés ezért határozott úgy, hogy a 3. számú reakciónak a hatáskeresztmetszetét, amelyben a de­uteron egy protont befogva gamma ré­szecske kibocsátásával 3He maggá alakul, a kozmikus sugárzás számára elérhetet­len helyen, a Gran Sasso hegység gyomrá­ban elhelyezkedő laboratóriumban méri meg. E célra olyan gyorsítót telepítettek a laboratóriumba (4. ábra), amely a proto­nokat 30 keV-től 400 keV-os energiáig ké­pes gyorsítani.

A kísérleti csoport, amelynek a cikket jegyző 41 tagja közül heten az Atomki és a Konkoly Csillagászati Intézet munkatársai, 2020. novemberben közölte 3 százalékos pontos­ságú hatáskeresztmetszet-mérési ered­ményét. A Nature folyóiratban megjelent publikáció azonnal komoly visszhangot váltott ki, mivel segítségével pontosítani lehetett az Univerzum barion/foton há­nyadosát, és az eredmény összehasonlít­ható volt a ΛCDM modellel rekonstruált háttérsugárzási adatokból származó ér­tékkel. A LUNA-közlemény tökéletes egye­zésről számolt be, de a következő hetekben közzétett más publikációk eltérést jelez­tek. Ilyen például az A. Coc és E. Vangioni vezette francia csoport, amely arra jutott, hogy az η hányados kétfajta meghatározására 2018-ban végzett számítások eredményéhez képest az egyezés az új reakció hatáskeresztmetszetet használ­va éppen hogy rosszabb lett, amit az 5. ábrán jól lehet látni. Az ábrán zöld vízszintes sávval jelölt érték jelzi a deuteronsűrűségnek a jól ismert hid­rogénsűrűséghez viszonyított előfor­dulása csillagászati meghatározását. Ennek reprodukálásához az olasz-brit-német-magyar csoport adatával a rózsaszín sávban fekvő η-ra van szükség, ami a szürkével jelzett ΛCDM modellből adódó értékkel kevésbé egyezik, mint korábban. (A kék sáv a magreakciók hálózatából adódó D/H sűrűséghányadnak a monoton csökkenését mutatja η növelésével.)

A feszültség feloldásának igénye sürgeti mind a további (4. és 5. szá­mú) magfizikai reakciók hasonló körülmények közötti vizsgálatát, mind az elsődleges deuteron/hid­rogén aránynak nagyobb számú és minél távolabbi (azaz minél ősibb) hidrogén+hélium felhőből történő javított meghatározását.

Anticsillagokba sűrűsödött antianyag?

Az előző fejezetben a barionikus anyag­sűrűség jellemzésére használt η mennyi­ség valójában a barionok és az antibario­nok sűrűsége különbségének a fotonsűrű­séghez viszonyított mértéke. Ám legszéle­sebben elfogadott tényként kezelik, hogy kozmikus környezetünkben természetes formában nincs antianyag. A köznapi tapasztalat hatósugara igen korlátozott, a távolabbi csillagokról érkező elektro­mágneses sugárzást egyformán bocsát ki a proton és az elektron, illetve a po­zitron (anti-elektron) és az anti-proton. Fényük alapján nem tehető különbség csillag és anticsillag között.

Ha tőlünk véges távolságban köz­vetlenül érintkezik az anyag az anti­anyaggal, onnét annihilációs gamma-foton sugárzás indul ki. Ez része lenne annak a diffúz (irányítatlan) gamma-fluxusnak, amelynek teljes és energia szerint differenciált (spektrális) intenzitását asztrofizikai mé­résekkel rendszeresen tanulmányozzák. 1998-ban Cohen, de Rújula és Glashow feltette a kérdést, mekkora távolságból érkezhet hozzánk a megfigyelt diffúz gamma-fluxus, ha feltesszük, hogy anyag-antianyag annihiláció a forrása? Eredményüket foglalja össze a 6. ábra. A COMPTEL műholdon regisztrált fotonok energiája és a korábbi mérések is meglehetősen nagy hibával rendelkeztek és az egységnyi szögtarto­mányba eső intenzitás bizonytalansága is nagy volt a kis eseményszám miatt. Az ábrán az adatok mellett két elméleti görbéjüket tüntették fel a szerzők. A fel­ső megfelel annak az esetnek, amikor az anyag és an­ti-anyag érintkezési felülete 20 Mpc-re van tőlünk. Jó­val kisebb spektrális fluxus tartozik ahhoz az esethez, amikor az érintkezési felületet 1000 Mpc-re helyezték el. A mérési adatok azt jelzik, hogy ez utóbbi tartomá­nyon belül biztosan nincs antianyag.

Érdemes megjegyezni, hogy az úgynevezett ré­szecskehorizont (az a legtávolabbi felület, ahová egy részecske az ősrobbanást követően eljuthatott) körülbelül 4000 Mpc-re van jelenleg tőlünk.

Az elemzés nem vesztette el aktualitását, bár azó­ta több, gamma-részecskék megfigyelésére alkalmas műholdat állítottak pályára (legismertebb a Fermi Large Area Telescope). Ezek jeleznek is az ábrán fel­tüntetetthez képest többletfluxust, ám a többletet mindeddig sikeresen magyarázták pontszerűnek tekinthető gamma-forrásokkal, illetve a galaxisunk központja felől az érkező többlet a centrumban lévő szupernehéz fekete lyukba hulló anyag utolsó „életje­leként” értelmezhető. Magabiztosan állítják, hogy ki­terjedt antianyag-tartomány legfeljebb Univerzumunk pe­rifériáin lehet jelen.

Ezen ismeretünk ellenőr­zésének közvetlen módja a pozitronokra, antiprotonok­ra, antideuteronra vagy még nagyobb tömegű antianyag alkotórészekre történő „va­dászat”. Tökéletesítésének leg­utolsó stádiuma 2011-ben kez­dődött, amikor az űrsiklóval felvitték a nemzetközi űrállo­másra az AMS-2 (Anti Matter Survey) elnevezésű mérőállo­mást (lásd 7. ábra).

A berendezés alapjában azonos az izotópok elkülö­nítésére konstruált mágne­ses spektrométerrel, amelyen áthaladó részecskék sebességét Cserenkov-sugárzásuk észlelésével reprodukálják. Pályájuk elhajlásából és Cserenkov-gyűrűjük adatai­ból meghatározható az áthaladó részecske tömege és elektromos töltése.

2018-ig a detektorral milliárdnyi protont és deuteront észleltek, amelyeket jól azonosítottak a kozmikus sugár­zásnak korábbi tanulmányozása során megismert alko­tórészeivel. Nem lepte meg a kutatókat az sem, hogy an­tiprotonból és antideuteronból is jelentős számú eseményt halmoztak fel. Ezek mennyiségét (fluxu­sát) sikerült azzal a másodlagos részecskekeltéssel értelmezniük, amely a kozmikus sugárzás elsődle­ges részecskéi és a csillagközi anyag erős kölcsönhatá­sa során párkeltés formájában következik be.

Érdekesen egyszerű modellt alkalmaztak az antide­uteron-fluxus kiszámítására. Az antiproton fluxussal azonos impulzuseloszlású antineutron-áramot felté­teleztek (a két részecskének azonos az erős kölcsön­hatása) és alkalmazták a koaleszcencia-modellt. Esze­rint, ha relatív impulzusuk (ez esetben a sebességük is) egy alkalmasan választott értéket nem halad meg, akkor az ilyen antiproton és antineutron antideute­ronná olvad össze. Ezt a modellt a CERN nagyenergi­ás nehézion ütközéseiben keletkező antideuteron események értelmezésében sikeresen alkalmazták. Az ALICE kollaboráció méréseivel meghatározott ko­aleszcenciasugár értéket alkalmazva az AMS-2 észle­léseiben is eredményesen vezették vissza az antide­uteron-fluxust a mért antiproton-fluxusra, azaz az elsődleges kozmikus sugárzásnak a csillagközi anyag­gal bekövetkező ütközéseire. Eddig tehát úgy látszott, hogy a világűrben észlelt antianyag mennyiségének értelmezéséhez nincs szükség extra forrás felkutatásá­ra, teljes egyezésben a diffúz gamma-sugárzás szintjé­ből levont következtetéssel.

Az AMS-2 tervezéséhez kapcsolódóan a fenti mo­dell kiterjesztésével elkészítették az anti-3He és az anti-4He hélium magok észlelési gyakoriságára vo­natkozó előrejelzést is. Arra a radikális konklúzióra jutottak, hogy a kozmikus sugárzás kölcsönhatásai alapján a 2011 és 2024 közötti működési időszakban kizárható akárcsak egyetlen anti-4He esemény észle­lése is, miközben nagyjából 2 milliárd héliummagot detektáltak az eddigi észlelések során.

2018. május 24-én Samuel Ting, az AMS-2 kísérlet Nobel-díjas vezetője a CERN zsúfolt nagy előadójá­ban bemutatta a nyolcéves észlelési időszak össze­sített eredményeit. Bejelentette, hogy az előrejelzést meghaladó számú, összesen 8 antihélium-eseményt észleltek, ami 1:10⁸ relatív gyakoriságot jelent a héli­umészlelésekhez képest. A 8 eseményből 6 tömege az anti-³He-hoz van közel, kettőé pedig az anti-⁴He-hoz. Egy ilyen esemény kirajzolódását a Cserenkov-detek­torban mutatja a 8. ábra.

Az előadó jelezte, hogy felfedezésüket alapos vizs­gálatnak vetik alá, ezért publikációja akár éveket kés­het. Ez nem zavarta az interpretáción gondolkodók fantáziájának beindulását. A legtöbben az amúgy is ismeretlen tulajdonságú sötét anyag és a csillagközi anyag kölcsönhatásából igyekeznek magyarázni meg­jelenését. Ezt azonban határozottan cáfolja a Vivian Poulin és négy munkatársának (köztük a jelenleg élő asztrofizikusok egyik legnagyobb szaktekintélyének, Joseph Silknek) 2019-ben publikált elemzése. Szerin­tük az egyetlen lehetőség tisztán antianyag alkotta pontszerű gamma-források, azaz anticsillagok léte­zésének feltételezése. Annihilációs folyamat ennek felületén megy végbe, ám az ebből érkező gammák irányítottak. A Fermi-LAT műhold által talált pont­szerű forrásokból egyéb jel híján azonosítatlanul maradtak csoportjában lehetne őket keresni. Hogyan jöhettek létre az antianyagnak a normál anyagba ágyazott zárványai? Természetesen kínálja magát a lehetőség, hogy az ős-nukleoszintézis leírására hasz­nált homogén barion-plazma feltételezése nem töké­letes. Poulin és társai számításai szerint lehet, hogy átlagosan egy ezrednyi relatív sűrűséggel anti-anyag is jelen volt, amelynek sűrűsödési tartományaiban an­ti-nukleoszintézis ment végbe. A későbbi annihilációs folyamatokat ebből csak a valami módon csillagokká sűrűsödött anti-anyag élhette túl, mert azok belsejéből kiszorultak a potenciális annihilációs partnerek. Iz­galmas nyitott kérdés, hogy az AMS-2 2024-ig folytatott méréseiből milyen kép alakul majd ki.

A figyelmes Olvasó észrevehette, hogy a magyará­zatra váró új fejlemények nem cáfolják tudományos képünket az univerzum őstörténetéről, akár a Hubb­le-paraméter meghatározásában, akár a deuteron elsődleges előfordulási gyakoriságában, akár az anti­anyagnak világegyetemünk belsőbb tartományaiban való előfordulásában jelentkeztek, hanem az ismere­tek százalékos vagy ezrelékes pontosításában van sze­repük. A tudományos pontosság fokozása újra és újra feltár váratlan jelenségeket, a korábbi képből kimaradt szempontokat. Ennek következménye a tudományos világkép lezárhatatlansága. A folyamatos tökéletesí­tésre törekvés adja e kutatások iránti nem csökkenő lelkesítő ösztönzést.

PATKÓS ANDRÁS