Meghökkentő ennek fényében az Egyesült Államok nemzeti űrügynöksége, a NASA 2020-ig megtervezett kozmológiai kutatási programjának elnevezése. A program neve egyértelműen az Einstein elméletén való túllépés szándékát fejezi ki: "Beyond Einstein" (Einstein után). A program keretében 2010 és 2015 között pályára állítják a gravitációs hullámok kimutatására alkalmas LISA- (Laser Interferometry Space Antenna) űrberendezést és a röntgensugárzás tartományában érzékelő Constellation-X űrtávcsövet. Ezek alkotják az Einstein Nagyobszervatórium két, széles asztrofizikai témakörben hasznosítható nagyberendezését. 2012 és 2018 között további három Einstein-űrmissziót indítnak a kozmológiai infláció, a sötét anyag és a sötét energia kérdésének vizsgálatára.

Cikkünkben - a program elemeit sorra véve - újra és újra feltesszük a kérdést, vajon igazán túllép-e minden elemében az univerzumnak azon a tudományos képén, amelyet Einstein részben maga alkotott, részben előre láthatott?

Az olvasó felvetheti, hogy egyetlen - még oly meghatározó - nemzet tudományos programjának ismertetésére hagyatkozva nem korlátozzuk-e túlzottan a következő két évtized kozmológiai és ahhoz kapcsolódó atomfizikai, magfizikai és részecskefizikai kutatásaira vonatkozó képünket. Az Amerikai Fizikai Társaság, amely a Nemzeti Kutatási Tanács (NRC), a NASA és a Nemzeti Természettudományos Alap (NSF) felkérésére 2003-ban - kétéves munka után - elkészítette "Az univerzum fizikája" című áttekintését, hangsúlyozta, hogy a kutatás fókuszában álló kérdések megoldása az Egyesült Államok nemzeti kereteit minden vonatkozásban meghaladó erőfeszítéseket igényel. Bízvást állítható, hogy a jelentés ajánlásain alapuló tudományos program végül globális együttműködésben hozza meg eredményeit. Mielőtt a program részleteiben elmerülnénk, tekintsük át az univerzum tudományos képének jelenleg általánosan elfogadott változatát.

Az univerzum elmélete olyan törvényekre épül (Einstein, 1915), amelyek szerint a világegyetem bármely pontján azonos észlelések tehetők múltjáról és azonos előrejelzések készíthetők jövőjére. A matematikailag lehetséges mozgások közül a tágulás valósul meg (Hubble, 1929). Ez az Einstein-egyenletek igen egyszerű megoldási csoportjának tulajdonságait mutatja (Friedman, 1921). A tágulás elképzelhető kezdete egy pontszerű kiterjedésű, végtelen nagy energiasűrűségű állapot, az ősatom (Lemaître, 1927), amelynek felrobbanását ma a "nagy bumm" (ősrobbanás) pillanataként emlegetjük.
 
 

Az ősrobbanás nyomán kialakult forró univerzum korának három megbízható tanúját lelték fel azóta lehűlt világegyetemünkben, melyeket kozmológiai világképünk három alappillérének hívnak. A legidősebb, amely a szinguláris pillanatot követő első perc időszakából származik: a forró plazmában száguldó protonok és neutronok ütközéseiből, nukleáris reakcióiból született legkönnyebb stabil atommagok - a hidrogén, a nehézhidrogén, a hélium és a lítium - csoportja. Ezeknek az elemeknek kozmikus előfordulási gyakorisága nagyon jól egyezik azzal az elképzeléssel, amely egy forró, egyenletes eloszlású gázkeverékben zajló, a magfizikának környezetünkben megismert törvényeit követő reakciókból származtatja keletkezésüket (Alpher és Gamow, 1948).
 

A közepes korú tanú, amely az atomi szerkezet stabillá válásának időszakáról vall, a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (Penzias és Wilson, 1965). Ez az elektromágneses természetű sugárzás az ősrobbanás után 300-400 ezer évvel keletkezett. Jól meghatározott hőmérséklete (T=2,725 K, Cosmic Background Explorer műholdas kísérlet, 1992) annak bizonyítéka, hogy az atomok stabilizálódása is termikus egyensúlyban lévő közegben zajlott. A legújabb mérések (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe műholdas kísérlet, 2001-2003) alapján a hőmérséklet mikrokelvin méretű, irányfüggő ingadozásait is igen részletesen ismerjük.

A tanúk legfiatalabb (mintegy 10 milliárd éves) generációját a megfigyelhető távoli csillagászati objektumok (kvazárok, galaxisok, galaxishalmazok) alkotják, amelyeket fénysugárzásuk alapján évezredek óta figyel az ember. Legkorábban már 12 milliárd évvel ezelőtt is létrejöhettek az első, még kissé hűvös (néhány száz fokos) hidrogéncsomósodások, amelyek hierarchikus összeolvadások révén építették fel az egyre komplexebb égi társulásokat. Ezeknek eloszlása az egykor forró anyag kis sűrűségingadozásait felerősítő gravitációs fejlődést tükrözi, amelyet az elmúlt harminc évben igen részletes egységes elmélet révén kapcsoltak össze a mikrohullámú háttérsugárzás hőmérsékletének irányfüggő ingadozásaival (J. Peebles és J. T. Yu, 1970; J. M. Bardeen, 1980; W. Hu, 1998). A háromdimenziós galaktikus égtérképek felméréséhez az 1980-as évek közepétől (M. Geller és munkatársai, 1986) kezdtek hozzá. A Las Campanas-felmérés néhány ezer, a 2dFGRS betűnevű galaxiskatalógus néhány tízezer galaxist tartalmaz. Ez évben fejeződik be az egymillió galaxis pozícióját tároló, jelentős magyar részvétellel végrehajtott Sloan Digital Sky Survey adatgyűjtése (1998-2005).

Az első tanúvallomás alapján kiszámítható az atommagok alkotására képes anyag sűrűsége a világegyetemben. Ez nem több, mint annak a sűrűségnek az 5 százaléka, amellyel a táguló állapot Einstein egykori kedvenc stacionárius állapotú univerzuma felé haladna a jövőben. Úgy mondjuk, hogy a barionikus anyag sűrűsége a kritikus sűrűségnek mintegy huszada. Ezt a képet a harmadik tanú kissé árnyalja, mert rámutat, hogy a gravitációsan csomósodó anyagnak a mai égbolton észlelt képe ennél nagyjából hatszorta-hétszerte nagyobb sűrűségű, newtoni gravitációs hatás kifejtésére képes anyaggal értelmezhető. F. Zwicky már 1933-ban hasonló arányt jelzett a közeli galaxisok világító anyagának mozgását tanulmányozva. Galaxisszintű észrevételét a legnagyobb galaxishalmazok szintjén is megerősítették, s az univerzum méretskálájához közelítő mai felmérések szintén alátámasztják.

Hubble felfedezését követően - W. de Sitter holland asztrofizikussal együttműködésben - Einstein 1932-ben kidolgozta azt az univerzumképet, amelyet a XX. század nyolcvanas évtizedéig általánosan elfogadtak. Ennek az univerzumnak a mai állapotában - közel 100 százalékban - a nehéz (nem relativisztikus mozgású) részecskék hordoznák az energiasűrűségét. Domináns összetevője a sötét anyag, amely az ismert, világító (elektromágnesesen sugárzó) anyag mennyiségét öt-hatszorosan meghaladó mértékben még felfedezésre váró részecskékből áll. Bár nagyszámú könnyű részecske található benne (nagyjából 410 foton és fajtánként 110-120 neutrínó köbcentiméterenként), ezeknek az energiasűrűséghez adott mai járuléka csak néhány ezrelék. Ez az univerzum örökké tágulna annak ellenére, hogy a tömegvonzás lassítja a tágulás ütemét. Teljes átlagos energiasűrűsége legfeljebb harmada a kritikus értéknek. Az eddig leírt tanúvallomásokra épülő kép 75 év múltán sem okozna semmiféle meglepetést a gravitációelmélet újjáteremtőjének.

A második tanú azonban jócskán - és a mérési pontosság fokozódásával egyre jobban - megkeverte a kártyákat. Az energiasűrűségbeli fodrozódások (ingadozások), amelyeknek a kozmikus háttérsugárzás hőmérsékletében megfigyelt irányfüggő ingadozások hű lenyomatát adják, azt sugallják, hogy univerzumunk teljes energiasűrűsége legfeljebb néhány százalékra tér el a kritikus energiasűrűségtől. Az 1980-as évek elején az elméleti fizikai elemzés hívta fel a figyelmet, hogy a háttérsugárzás a köznapi oksági elvvel (a kauzalitással) ütközni látszik (A. Guth, 1981). Ez rávilágított, hogy a szokásos gravitációs erőt kifejtő anyag által hordozott energia kevés. Einstein bizonyára maximális aktivitással vett volna részt az ellentmondás felismerése nyomán látványosan fokozódó pontosságú megfigyelések elméleti értelmezésében. Ebbéli bizonyosságunkat a kvantumelmélet paradox oksági tulajdonságait gondolatkísérletek miriádjaival bombázó einsteini kritika élességére alapozhatjuk, amely kétségkívül kiindulópontja volt J. Bell 1964-es elemzésének és az azt követő, egyre finomabb kvantummechanikai mérési módszerekkel elért fejlődésnek. Bár ez a fejlődés mára túllépett Einstein kvantumfizikai elképzelésein, az általa élesen felvetett kérdésekre született modern válaszok állnak a kvantumkódolás, a teleportáció és az egyszer majd megszülető kvantumszámítógép koncepciójának hátterében is.

Az ősrobbanást követő fejlődés legelső fázisaként tárgyalt, Alan Guth által javasolt inflációs szakasz sokféle változatát dolgozták ki az 1980-as években, elsősorban Andrej Linde vezetésével. E modellekben a forró univerzum felmelegedését megelőző pillanatokban nem a mai elemi részecskék, hanem egyfajta "ősanyag", az inflaton hordozza az exponenciális gyorsaságú táguláshoz megkövetelt többlet-energiasűrűséget. Az inflaton bomlása során gerjesztődtek a ma ismert elemi összetevők: a leptonok és a kvarkok, de esetleg más, még felfedezésre váró elemi részecskék is.

A szokvány gravitációs hatású anyagtól különböző "energiahordozók" jelenléte univerzumunk táguló mozgása ritmusváltásainak nagyon pontos mérésével is ellenőrizhető. Az 1990-es évek elején e mérésekre dolgoztak ki két olyan önálló programot, amely a távoli szupernóvák helyzetét megfigyelhető fényességükkel veti össze (Supernova Cosmology Program és High-z Supernova Research). Először 1998-ban 42, 2003-2004-ben már közel kétszáz azonos jellegű (azonos fényerejű) szupernóva megfigyeléséből vonták le a következtetést: univerzumunk tágulása néhány milliárd éve gyorsul. A tanúk kozmikus objektumok alkotta csoportjából gyorsan önállósult az Ia osztályú szupernóvák csoportja, amely negyedik tanúként megerősíti, hogy az Einstein-egyenletek alapján csak olyan "többletanyag" mai jelenlétével egyeztethetők össze a világegyetem korai történetéről szerzett információk, amelynek antigravitációs nyomóereje gyorsulva tágítja a világegyetemet. Ez tehát nem a rég elbomlott inflaton, hanem a kozmikus történet újabb ismeretlen szereplője, amely átveszi az inflaton szerepét. Einstein kissé meglepődne, hogy a jelöltként javasolt anyagfajták között ott szerepel az általa 1917-ben felvetett, majd az Einstein-de Sitter-modellből sikeresen kihagyott kozmológiai állandó. A számos egyéb jelöltet is tartalmazó osztályt közös néven sötét energiaként emlegetik.

A szupernóvákra alapozott mérések eredményeinek értelmezése tökéletesen összehangolható a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe adatainak részletes elemzéséhez használt elméleti gondolatmenettel. Mindkettő megalkotható a Guth-Linde-féle inflációs keretben. Az egyetértés jelenlegi mértékét mutatja az 1. ábra, amelyen felrajzoltuk, hogy a három tanúvallomásból milyen következtetések szűrhetők le az univerzum teljes energiasűrűségének a normális gravitációjú anyag és a sötét energia közötti megoszlására. Látszik, hogy van egy közös, közmegegyezéses tartomány!

Ám az egyes komponenseket alkotó bizonyos anyagfajták (az inflaton vagy a sötét energia) egzotikus természetének megragadása a kozmológiai megfigyelések pontosságának további javítását igényli. Természetesen további izgalmas kérdés a megszokott gravitációs hatású anyag fényt nem sugárzó öthatodának, azaz a sötét anyagnaka természete is. Erre ma a legkevésbé spekulatív jelöltek az univerzum korai szakaszában keletkezett, nagy tömegű elemi részecskék (Weakly Interacting Particles, azaz WIMP-ek), amelyek az ismert anyagfajtákkal a gyenge kölcsönhatáshoz hasonló módon lépnek reakcióba.

A sötét anyagot alkotó részecskék felfedezését célzó csillagászati kutatások egyebek között a fekete lyukak természetének jobb megismerését is igénylik. A modern gravitációs elméletben K. Schwarzschild mutatott rá utóbbiak létezésére, szinte hónapokkal Einstein elméletének közzététele után. Megállapítását Taylor és Hulse közvetett érvvel támasztotta alá 1974-ben, a neutroncsillagot tartalmazó kettős rendszerek energiaveszteségének tanulmányozásakor. Bizonyosnak látszik az is, hogy a galaxisok többlépcsős fejlődésének eredményeként szupernehéz fekete lyukak helyezkednek el az elegendően öreg galaxisok mindegyikének centrumában.

A fekete lyukak vizsgálatakor feltett kérdések a kozmológia egy másik aspektusából is izgalmasak lehetnek. Fontos jelenség a kialakulásukat és más objektumokkal való időnkénti ütközéseiket kísérő, gravitációs térben fellépő zavar, a gravitációs hullám (Einstein, 1916). Ennél jóval kisebb intenzitású az a gravitációs hullám, amely az ősrobbanáskor keletkezett, s a lehető legkorábbról hozna híradást, ha képesek lennénk kimutatására. E gravitációs zavarok lokálisan egykor elegendően erősek lehettek a mikroszkopikus méretű, kvantumos fekete lyukak gázának létrehozásához. Bár ezek a nevezetes Hawking-sugárzás (1975) mechanizmusával véges idő alatt elpárologtak, időszakos létüknek jelentős hatása lehetett a galaxisok keletkezéstörténetére.

A vázlatosan ismertetett, nagyszerű megfigyelési és elméleti teljesítményekre alapozott kép zavaros, sötét foltjainak megtisztítását tűzi ki a NASA "Einstein után" nevű programja.

A sötét anyag létezését gravitációs hatásának számos jól felderített következménye közvetve bizonyítja. A galaxisok ún. forgásgörbéinek a fénylő galaxishatáron túlnyúló, nem csökkenő menete, a galaxishalmazokon belüli objektumok saját mozgásának segítségével feltérképezett gravitációs potenciál lokális mélysége, valamint az óriás galaxishalmazok gravitációs lencsehatása - kétségbevonhatatlan tény. A feladat ezen anyag alkotórészeinek kiderítése a gravitációstól különböző kölcsönhatásaik megfigyelésével. Igen fontos, hogy a földi részecskefizikai laboratóriumokban e részecskék némelyikét elő is állítsuk.

A legismertebb jelölt a tömeggel rendelkező neutrínó. A Napból érkező neutrínók, a kozmikus sugárzás által a földi atmoszférában keltett neutrínók és végül a gyorsítóban előállított neutrínók nyalábjának távoli detektorban történő észlelése alapján az elmúlt öt évben egyértelműen bebizonyosodott, hogy a neutrínóknak van tömege, továbbá a neutrínófajták közötti tömegkülönbség nagyon kicsi. Bár a b-bomlásban keletkező elektronok energiaeloszlásának tanulmányozásából még csak felső korlátot sikerült adni az elektron neutrínójának tömegére, az biztos, hogy kozmikus gázuk körülbelül annyi energiát hordozhat, mint amennyit a csillagok (a fénylő égi objektumok) tárolnak. Ez a sötét anyag becsült sűrűségének legfeljebb 1 százaléka, de hatása megjelenik például a galaxisok keletkezésének majdani nagy pontosságú leírásában.

A legnépszerűbb jelölt, a neutralínó létezését az elemi részek Standard Modelljének ún. szuperszimmetrikus kiterjesztése jósolja meg. A kiterjesztés lényege, hogy minden ismert elemi részecskének van egy nála jóval nagyobb tömegű partnere. Az ismert egész perdületű részecskéknek (pl. a fotonnak) feles spinű a partnere (a fotonét fotinónak becézik), a feles spinűek partnereinek pedig egész a perdülete. A neutralinó a Z-bozon partneréből, a Z-inóból, a Higgs-részecskék partnereiből, a higgsinókból és a fotinóból kikevert legkönnyebb részecske. A Standard Modell kiterjesztésében fellépő speciális megmaradási tétel eredményeként a neutralinó ugyanúgy stabil, mint a proton, amely annak ellenére nem bomlik el, hogy az elektronnál és a fotonnál jóval nagyobb a tömege. A proton stabilitásának is egy megmaradási tétel az oka: az, hogy a bariontöltés egy kvantumát hordozza. A szuperszimmetria elméletében csak annihilációs folyamat csökkentheti a neutralínók kozmikus koncentrációját. Ha a neutralínó tömege a protonénak 50-100-szorosa, akkor annihilációjának üteme az univerzum történetének nagyon korai szakaszában lemaradt a tágulás üteme mögött, és ezzel a neutralínók összmennyisége állandósult. A magányosan stabil neutralinó kimutatására - a 2007-ben induló - LHC európai gyorsítóban továbbfolytatják az eddig eredménytelen nagy energiájú részecskefizikai kísérleteket.

Az univerzumunk elmúlt 10-12 milliárd éve során kifejlődő gravitációs anyagcsomósodás következtében a sötét anyag koncentrációja is feldúsult az anyagcsomók körzetében. Ezért a galaxismagok centrumában lévő fekete lyukak közelében megnő a valószínűsége annak, hogy két neutralinó mégiscsak találkozzék, és annihilációjukból fotonpár keletkezzék. Ezeknek a fotonoknak az energiája a neutralínó tömegének fele. Nagyon tiszta, egyértelmű következtetésre lehetőséget adó jel. A 2. ábrán azt a jelet mutatjuk be, amely - a várakozások szerint - a 2007-ben felbocsátandó GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) röntgentávcsővel figyelhető majd meg. Ez a távcső lép a kiemelkedő sikerű Chandra műhold nyomába, és észlelései alapján választják ki a Constellation-X megfigyelési programjába kerülő röntgensugárzó objektumokat.

Természetesen a neutralínó-annihiláció során (a tömeg nagyságától függően) számos más részecske-antirészecske pár keletkezhet. Ezek bomlási termékeiként másodlagos röntgenfotonok is keletkeznek, amelyek energiája folytonosan változik. Ennek a folytonos energiaeloszlású jelnek azonban számos más forrása is lehet, legelsősorban a fekete lyukakba bespirálozó barionikus anyag röntgensugárzása. A két jel megbízható elválasztása is megköveteli a fekete lyukak minél részletesebb megismerését.

A GLAST mesterséges hold egyik fő feladata a fekete lyukak égtérképének felvétele. A megtalált fekete lyukak katalógusából választják majd ki azokat, amelyek részletesebb tanulmányozása lehetővé teszi például a fekete lyukat tartalmazó kettős rendszerek dinamikai folyamatainak megismerését, vagy az óriási galaktikus fekete lyukak kialakulásának és növekedésének feltárását. A Constellation-X-et olyan drámai folyamat megfigyelésére is felkészítik, amikor a galaxismag középpontjában elhelyezkedő fekete lyuk eseményhorizontja mögött egy teljes csillag tűnik el.

A kozmikus "katasztrófák" során gravitációs hullámok is keletkeznek. Az elmúlt években több olyan berendezést fejlesztettek ki, amely alkalmas a Földünkön áthaladó hullám által okozott, iszonyúan kicsi távolságváltozás interferometrikus kimutatására: a 4 km alaptávolságú megfigyelési pontok közötti távolság egyetlen hidrogénatom átmérőjének százmilliomod részével való megváltozását érzékelő LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) 2001-ben kezdte el kutatási programját az Amerikai Egyesült Államokban (3. ábra). A NASA a GLAST és a Constellation-X megfigyelési programjával szinkronizált feladattal állítja majd pályára a három űreszközből álló LISA-obszervatóriumot. Ennek érzékenysége elősegíti, hogy közvetlen jelet észlelhessen a tér-idő görbületének olyan deformációiról, amelyek a fekete lyukak keletkezése során lépnek fel. A mérőűrhajók ötmillió kilométeres távolságának azt a változását, amely a térgörbület változása következtében lép fel, a hidrogénatom-átmérő tízezredrészének megfelelő pontossággal érzékelik majd. Einstein bizonyára imponálónak tartaná az általános relativitás elméletére alapozott megfigyelési előrejelzéseknek e fantasztikus technikájú ellenőrzését. Nem kizárt, hogy eszébe jutna az elméletét egykor "zsidó spekulációnak" bélyegző némely németországi kollégája, aki elképzeléseit idegennek minősítette az egészséges tapasztalatra alapozott "árja kísérleti fizikától".

A sötét anyag alkotórészeinek kimutatását tervező kísérletek között az űrbeli vizsgálatokat elengedhetetlenül kiegészíti a Föld gravitációs terében megkötött WIMP-ek és a földi (barionikus) anyag nagyon ritkán bekövetkező rugalmas ütközéseinek kimutatása. A neutralínó tömegére vonatkozó becslés alapján a leghatásosabb impulzusátadásra a nagyjából azonos tömegű céltárgy ad lehetőséget. Az olaszországi Gran Sasso hegység mélyén elhelyezkedő detektor (4. ábra) jeleit értékelő DAMA betűnevű kísérlet évek óta állítja, hogy "látja" a sötét anyag részecskéivel lejátszódó ütközéseket. Az 5. ábrán bemutatott jel éves periodikusságú. Ennek okát abban látják, hogy a Föld hol közeledik galaktikánk centruma felé, hol távolodik attól. A sötét anyag befelé növekvő sűrűségű előfordulásának elérhető maximuma helyére napra kiszámítható pontossággal érkezik a Földön elhelyezett detektor, és a jel maximumát is ezen a napon mérik! A gond csak az, hogy az egyesült államokbeli hasonló berendezés nem látja a jelet. A továbblépés útja a detektorok újabb, még érzékenyebb generációjának megépítése, amit már el is kezdtek.

Összefoglalva, a NASA két űrobszervatóriuma, a Constellation-X és a LISA programjával jók az esélyeink, hogy a XXI. század első harmadában az asztrofizika meggyőző pontossággal mutassa ki univerzumunkban az általános relativitás elméletének több látványos következményét. Megfelelőbb elnevezésnek vélem a program e részének célkitűzésére a "Keeping up with Einstein" (ne maradjunk el Einstein mögött) kifejezést: bizonyuljunk méltónak Einstein zsenijének szárnyalásához.

A sötét energia fogalmának felbukkanása, amelyet az univerzum tágulásának gyorsulása kényszerített ki - amint történelmi áttekintésünkben bemutattuk - gyökeresen új fejlemény lehet Einstein kozmológiai elképzeléseihez képest. Ezt a vélekedést cáfolni látszik, hogy az ő nevéhez kapcsolódik a kozmológiai állandó koncepciójának felvetése, amely az univerzum gyorsulásának mai pontosságú ismerete mellett alkalmas a sötét energia szerepének eljátszására. Azonban vannak az adatoknak olyan aspektusai, amelyek igényelhetik az einsteini gondolaton való túllépést.

A legszembeötlőbb kérdés: vajon miért nem játszott szerepet ez a komponens az univerzum korábbi történetében, miért vált észlelhetővé csak a kozmikus közelmúltban, amikor a sugárzás és a tömeges részecskék hordozta energiasűrűség már felhígult? Miért egyezik az általa hordozott energiasűrűség nagyságrendje éppen most a newtoni gravitációs hatású anyagéval? A kérdések megválaszolására született számos modell szinte mindegyike arra a következtetésre jut, hogy a sötét energia sűrűsége időben változik, azaz a kozmológiai állandónak az elméleti fizikusok kevés esélyt adnak. A sötét energia hordozója olyan kölcsönhatásban lehet a szokásos gravitációs hatású anyaggal, amelynek révén energiasűrűségük változása az univerzum történetének kései szakaszában összehangolódott (szinkronizálódott).

Ahhoz, hogy a sötét energia számos dinamikai modellje között választhassunk, sokkal pontosabban meg kell ismernünk az univerzum elmúlt néhány milliárd évbeli mozgását, tágulási ütemének változásait. A tervezett Einstein-űrmissziók egyikének az a feladata, hogy minél pontosabban felmérje a nagy távolságú standard fényforrások fényességének és távolodási sebességének kapcsolatát. E két adat viszonyából kiolvasható a tágulási ütem mindenkori lassulása-gyorsulása. A cél az, hogy a sötét energia sűrűségének esetleges időbeli változására egyértelmű következtetést vonhassanak le. A távlati stratégiában nemcsak a minél távolabbi szupernóva-robbanások észlelése szerepel, hanem a gamma-kitörések, sőt a gravitációs hullámforrások felhasználása is része lehet a kozmikus távolságlétra kiterjesztésének.

Az anyag új fajtája, amely a sugárzástól, a tömeges részecskéktől és a kozmológiai állandótól egyaránt eltérő, lassú időbeli sűrűségváltozást mutat, előre nem látott eseménye lenne a fizikának. A tágulás időbeli lefolyásának nagy pontosságú megismerése kiindulópontja lehet a szokásos anyaggal való kölcsönhatása felderítésének, és egyben az univerzum jövőbeli sorsára vonatkozó előrejelzéseket is pontosabbá teszi.

Hasonlóan izgalmas a forró univerzumot létrehozó inflációs korszak beindulásának és az azt előidéző inflaton megismerésének kérdése. A 2007-ben pályára álló európai PLANCK-űreszközt 2015 táján követi majd a NASA harmadik Einstein-űrmissziója. A háttérsugárzás e két mérési programjának adatait használva a mikrohullámú égbolttérképet 1 szögpercnél is jobb szögfelbontással rajzolják meg. A térkép létrejöttéhez vezető kozmológiai folyamatok elméleti értelmezése - a ma még többtucatnyi elképzelhető inflációs forgatókönyvből - várhatóan néhányra szűkíti le a mi univerzumunkban megvalósuló dinamikai mechanizmusok elképzeléseinek listáját.

Számos kozmológus a hipotetikus inflaton-ősanyagtól - a rejtőzködő sötét anyagon át -a kissé misztikus sötét energia megjelenéséig ívelő konstrukciót párhuzamba állítja a bolygómozgások Föld-középpontú, ptolemaioszi leírása során fellépett újabb és újabb epiciklusok okozta bonyodalmakkal. Az áttekinthetlenné váló egykori képet Kopernikusz, majd Newton új törvényszerűségeket tükröző megközelítése rendkívül leegyszerűsítette. Az adatok mai mérési pontosságát nagyságrendekkel megnövelve nem zárhatjuk ki, hogy - a koncentrált vizsgálatok végén - az univerzum egészére érvényes törvényszerűségeket felölelő elképzelésünk az általános relativitás elméletének lényeges korrekciójával gazdagodik.

Einstein bizonyára a tudománytörténet e fordulatát tekintené a legkedvezőbbnek!