A Nagy Bumm

A világmindenség Nagy Bumm-modellje vitathatatlanul a 20. század legfontosabb és legdicsőségesebb tudományos eredménye. Viszont az, ahogyan megfogalmazták, továbbfejlesztették, próbálgatták, ellenőrizték, bizonyították és legvégül elfogadták, az teljesen a szokásos módon zajlott le. Ebből a szempontból lényegében azonos a tudomány kevésbé elbívölő területein létrejött gondolatokkal. A Big Bang-modell kialakulása a tudományos módszer míködésének igazi archetipikus példája.Az, hogy a Nagy Bumm-elméletet szavakkal és képekkel is el lehet magyarázni, 1992. április 24-én, pénteken vált bizonyossággá. Ezen a COBE-sajtókonferenciát követő napon jelent meg a The Independent címí napilap címoldalán az az egyszerí diagram, amelyet a 103. ábrán mi is közlünk, s amely az univerzum ősrobbanás-modelljének minden lényeges elemét egyetlen képen foglalja össze. A számok tulajdonképpen mind a mai napig csak hozzávetőlegesek, de többé-kevésbé jól visszaadják napjaink kozmológusai által egyhangúlag elfogadott nagyságrendeket.Az Independent címlapképe találóan síríti össze egyetlen grafikába a Nagy Bumm-univerzumról ma vallott nézeteinket. Eleinte – mutat rá – „minden anyag és energia egyetlen pontban koncentrálódott”, majd bekövetkezett a mindent átható Nagy Bumm. Az eredeti Big Bang elnevezés éppúgy, mint a magyarban meghonosodott Nagy Bumm kifejezés magában hordozza valamiféle robbanás hangulatát, ami nem állhat távol a valóban megtörténttől, de azért mégis volt egy kis különbség: a Nagy Bumm nem valaminek a világírbe való berobbanása lehetett, hanem magának a térnek a robbanásszerí kiteljesedése, megjelenése. Hasonlóképp a Nagy Bumm nem időbeli robbanásként értelmezendő, hanem magának az időnek a kirobbanásaként. Mind az idő, mind pedig a tér a Big Bang időpontjában alakult ki, született meg.

A szuperforró univerzum egyetlen másodperc alatt drámai mértékben fölfúvódott és lehílt, a hőmérséklete néhány trillió (az ábra szerint 100 kvintillió) fokról pár milliárd fokra zuhant. A világmindenség ekkoriban elsősorban protonokat, neutronokat és elektronokat tartalmazott, amelyek fénytengerben fürödtek. A protonok, amelyek a hidrogénatomok magjával azonosak, a következő néhány percben reakcióba léptek más részecskékkel, és kialakultak az olyan könnyí atommagok, mint a héliuméi. Az univerzum anyagában a hidrogén/hélium arány lényegében már ezekben a korai percekben rögzült, és lényegében megfelel a ma is mérhető, megfigyelhető értéknek.Az univerzum ezt követően még tovább tágult és hílt. Ekkoriban egyszerí atommagokból, nagy energiájú elektronokból és iszonyatos fényárból állt, amely összetevők kölcsönösen szóródtak egymáson. &Uacutegy körülbelül 300 000 év elmúltával a világegyetem hőmérséklete már eléggé lecsökkent ahhoz, hogy az elektronok megfelelően lecsillapodva hosszú távra is odakötődhessenek az atommagokhoz, és így létrejöhessenek az igazi semleges atomok. Ennek az átrendeződésnek a következményeként a világ átjárhatóvá vált a fotonok számára, hiszen a fény ettől kezdve már szabadon áradhatott, és azóta is szinte teljesen sértetlenül közlekedik az univerzumban. Ez az ősfény, amelyet Gamow, Alpher és Herman jósoltak meg, és amelyet Penziasnak és Wilsonnak sikerült kimutatnia, vált ismertté mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás (CMB-sugárzás) néven az ősrobbanás kozmikus visszfényeként.

Hála a COBE írszonda kitartóan részletező méréssorozatainak, amelyek célpontja az égbolt minden irányából áradó CMB-sugárzás volt, ma már tudjuk, hogy 300 000 éves korában az univerzum már nem volt teljesen egyenletes síríségí, hanem itt-ott az átlagot meghaladó síríségí csomók voltak benne. Ezek a sírísödések fokozatosan több és több anyagot vonzottak magukhoz, ezáltal megnövekedtek, megerősödtek, egyre síríbbé váltak, majd nagyjából a Nagy Bumm után 1 milliárd évvel kialakulhattak belőlük az első csillagok és galaxisok. A csillagok belsejében beindult atommag-reakciók energiát szabadítottak fel, és közben termelték a könnyí elemek atommagjait, míg a legnehezebb atommagok keletkezése a csillagok haláltusája során fellépő nagy energiájú folyamatok következménye. Az élet kialakulásához nélkülözhetetlen könynyebb elemek – amilyen például a szén, az oxigén, a nitrogén, a foszfor
és a kálium – atommagjainak létrehozásáért a csillagok belső tüzét illeti a köszönet. Ezzel elérkeztünk a mába, 15 milliárd évvel (néhány milliárddal több vagy kevesebb most nem számít) későbbre. Az újság illusztrációjának legfelső része, amely emberi lényeket is mutat, kissé hízelgő, amennyiben túlhangsúlyozza azt a szerepet, amit az univerzum fejlődésében játszhattunk. Igaz ugyan, hogy már néhány milliárd esztendeje van élet a Földön, de emberek talán 100 000 éve, ha vannak rajta.

Hogy helyes megvilágításba helyezzük az egészet, képzeljük el, hogy az univerzum egész történetének időszakát két
kinyújtott karunk egy-egy ujjhegye közt feszülő távolság szemlélteti, ekkor egy körömreszelő egyetlen húzásával eltüntethető lenne belőle az emberi jelenlét.

Emlékezzünk: a keletkezés és fejlődés itt ismertetett történetét konkrét bizonyítékok is alátámasztják. A fizikusok, mint például Gamow, Alpher és Herman, igen részletes számításokat végeztek, becsléseket adtak arra nézve, hogy milyen állapotok uralkodhattak az univerzum korai időszakában, és előrejelzést készítettek, amelyben megadták, hogy a korai időszakban volt állapotok milyen, máig fennmaradt nyomokat hagyhattak a világegyetemen, nevezetesen a hidrogén/hélium arány értékét és a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzást. Ezek a „jóslatok” megdöbbentően pontosnak bizonyultak. (…) Ez persze még nem jelenti azt, hogy a modell már fényesre csiszolódott és végleges formát öltött, hiszen mindig akadnak majd olyan nyilvánvaló hiányosságai, amelyeket pótolni kell, és olyan részletei, amelyeket célszerí kissé áramvonalasítani. (…)Itt van például a galaxisok kialakulásának kérdése. Kiderült, hogy a nagyjából 300 000 esztendős univerzumban jelen volt síríségfluktuációk nyomán alakulhattak ki később e csillagrendszerek, de hogy maguk a síríségingadozások milyen erők hatására jöttek létre, arról egyelőre fogalmunk sincs. Vagy egy másik téma: Einstein általános relativitáselmélete értelmében három alapvetően különböző téridőtípus, a sík, a pozitív görbületí és a negatív görbületí változat közül az egyik jellemzi világunkat. (…) Modern csillagászati megfigyelések arra utalnak, hogy világunk geometriája sík, így tehát logikus a kérdés: miért lett éppen sík a téridőnk, amikor számtalan változatban lehetne görbült?A síríségfluktuációk eredetére és a világmindenség szemmel láthatóan sík térszerkezetére

az infláció hipotézise
ad egy lehetséges magyarázatot, amelyet még 1979 vége felé dolgozott ki Alan Guth. Amikor a kozmikus infláció gondolata először villant az agyába, Guth annyira el volt attól ragadtatva, hogy noteszébe be is jegyezte: „L&AacuteTV&AacuteNYOS ELKÉPZELÉS”. Máig úgy tínik, hogy az infláció értékes hozzájárulás a Big Bang-modellhez. A kozmikus inflációra több elképzelés is van, de a hipotézis lényegében egy rövid ideig tartó, irtózatos mértékí tágulási szakaszt tételez fel az univerzum legkorábbi időszakában, amely talán már véget is ért, amikorra a világ a 10–35 másodperces kort elérte. Ebben a rövidke inflációs korszakában a világegyetem 10–37 másodpercenként megduplázódott, ami nagyjából száz egymást követő duplázódást jelent. Első hallásra ez talán nem tínik soknak, de a duplázódások hatékonyságára van egy híres történet. (…)

Ilyenformán az infláció egy pillanat alatt nagyon megnövelhette az univerzumot, még annak előtte, hogy a tágulás a ma megfigyelhető kényelmes tempót felvette volna. Döntő lehetett tehát, hogy a mindössze 0,0000000000 0000000000000000000000001 másodperc leforgása alatt az inflációnak mekkora befolyása lehetett a világegyetem fejlődésére. Az éppen csak létrejött univerzumban ezt megelőzően szinte csak teljesen jelentéktelen síríség-
egyenetlenségek létezhettek, de ezeket a ma már érzékelhetetlen csomókat az infláció fölfújhatta és megnövelhette. A szempillantásnál is jóval rövidebb idő alatt olyan tekintélyesre duzzadhattak, amekkoráknak a 300 000 évvel későbbi hatásait a csillagászok ma kimutatják. Ezek a fluktuációk, különösen a síríbbek, idővel galaxisok csíráivá fejlődhettek.A kozmikus infláció egy további következménye lehet, hogy a korábban nem sík téridő-szerkezetí univerzum az inflációs szakasz végére kiegyenesedik, téridő-görbülete megszínik. Gondoljunk arra, hogy egy biliárdgolyó felszínét semmilyen körülmények között nem mondanánk síknak, de ha egymás után huszonhétszer megdupláznánk a méretét, akkor olyan nagy lenne, mint a Föld. És bár a Föld felszíne görbült, mégis sokkal kevésbé, mint a biliárdgolyóé, így emberi léptékkel mérve azt a benyomást kelti, mintha sík volna. Éppen így egy inflálódott univerzum azt a benyomást teheti a szemlélőre, hogy – miként azt korunk csillagászati megfigyelései mutatják – sík téridő-szerkezetí.

A síríségfluktuációk kialakulásának és a sík téridőnek a lehetséges magyarázatán túl az infláció talán még egy további rejtélyre is rávilágít. Amikor a csillagászok összehasonlítják a kozmosz két, egymással átellenben fekvő részének képét, azt találják, hogy – abban az esetben, ha ezek a részek több mint 20 milliárd fényévre vannak egymástól – igen nagy hasonlóságot mutatnak. A kozmológusok sokkal nagyobb különbségre számítottak az egymástól ennyire távoli régiók között; hogy nem ez a helyzet, azt megint csak az inflációval lehet indokolni. Az inflációt megelőzően ugyanis az univerzum két része roppant közel lehetett egymáshoz, ebből kifolyólag minden bizonnyal nagyon hasonlók is voltak. Az inflációval együtt járó iszonyatosan gyors fölfúvódás során azonban hirtelen igen messzire kerültek egymástól, de megőrizték eredendő hasonlóságukat, hiszen mindez roppant rövid idő alatt történt.

Guth inflációs hipotézise egyelőre még vita és gondolkodás tárgya, de számos kozmológus szerint nemsokára beépül a Nagy Bumm-elméletbe. Jim Peebles egyszer ezt mondta: „Ha az infláció ötlete rossz, akkor az Isten elszalasztott egy jó trükköt! Az infláció frappáns gondolat. Mindazonáltal igen sok olyan fantasztikus ötlet van még, amelyet a természet nem kívánt alkalmazni, ezért aztán nem kell nagyon sopánkodnunk akkor sem,
ha valójában rossz.”

Egy másik olyan kérdés, ami a Nagy Bumm kozmológusait ébren tartja éjszakánként, a sötét anyag. A csillagászati megfigyelések szerint a galaxisok külső vidékein keringő csillagok sebessége túlságosan nagy, miközben a pályájukon belül elhelyezkedő csillagok össztömege által keltett tömegvonzási erő nem elegendően nagy ahhoz, hogy meggátolja e kijjebb tekergő csillagokat abban, hogy a galaxisukból elszálljanak a világírbe. Az ellentmondás magyarázataként a kozmológusok feltételezik, hogy a galaxisokban igen nagy mennyiségí olyan, úgynevezett

sötét anyag
is van, amely amellett, hogy nem bocsát ki fényt, tehát láthatatlan, mégis biztosítja a megfelelő erősségí tömegvonzást ahhoz, hogy ezek a centrumtól távoli csillagok pályájukon maradjanak. Jóllehet a sötét anyag létezésének hipotézise már az 1930-as években megfogant Fritz Zwicky agyában a Wilson-hegyen, a kozmológusok mind a mai napig bizonytalanok abban a tekintetben, hogy milyen is lenne ennek a sötét anyagnak a természete. Ez azért is különösen zavarba ejtő, mert a számítások szerint jóval több sötét anyagnak kell lennie a világmindenségben, mint amennyi a könnyebben megfigyelhető látható csillaganyag.A sötét anyag címére pályázó egyik jelölt az úgynevezett tömör-kompakt-haló objektum (massive compact halo objet = MACHO), egy bővebb osztály, amelybe beletartoznak például a fekete lyukaktól a kisbolygókon át a Jupiterhez hasonló óriásbolygókig mindenféle, nem világító égitestek. Efféléket nem volnánk képesek megfigyelni egy-egy galaxisban, hiszen nem bocsátanak ki kellő mennyiségí látható fényt, de kivétel nélkül mindannyian hozzájárulnának a galaxis eredő gravitációs terének kialakításához. Egy további jelölt a sötét anyag cím elnyerésére a gyöngén kölcsönható tömör részecskék családja (weakly interacting massive particles = WIMPs), amelybe egy csomó olyan részecske beleértendő, amelyek ugyan nem álltak össze hagyományos értelemben vett égitestekké, de lehet, hogy elözönlik az egész univerzumot. Jelenlétüket aligha lehet érezni, egyedül tömegvonzásuk révén lehetne következtetni létezésükre.

A világegyetemben esetlegesen jelen lévő sötét anyag mennyiségét és természetét illetően egyelőre csak halvány nyomra vezető jeleket sikerült felismerni. Ez meglehetősen zavaró, mert a kozmológusoknak méltányolható igényük, hogy szeretnék megérteni a sötét anyagot, mielőtt megpróbálkoznának a Nagy Bumm-modell lékjeinek betömködésével. A sötét anyag tömegvonzása például komoly szerepet játszhatott abban, hogy több „hagyományos” anyagot gyíjtött egybe az univerzum korai időszakában létrejött csomókban, tehát ezzel is hozzájárult a galaxisok megszületéséhez.. A történet másik végén pedig a sötét anyagnak döntő szerepe lehet az univerzum végső sorsának kialakításában. A világmindenség a Big Bang óta egyfolytában tágul, de anyagának tömegvonzása nyilván fékezi ezt a tágulást, és végső soron igyekszik visszahúzni az anyagot. Ennek három, alapvetően különböző végkifejlete lehet, amint azt Alexander Friedmann még az 1920-as években levezette. Az egyik lehetőség, hogy a világegyetem örökké tágulóban marad, bár tágulásának üteme az idővel gyengül. Egy másik, hogy a tágulás idővel teljesen lefékeződik, de ez csak végtelenül hosszú idő eltelte után jelent nulla expanziós sebességet. A harmadik lehetőség egy viszonylag korábbi lefékeződés, teljes megállás, megpihenés, majd lassan kezdődő, de egyre gyorsuló ütemí összehúzódás, amelynek ma feltételezett vége az univerzum összeroppanása, a Nagy Reccs lenne. A világmindenség jövőbeli sorsa tehát attól függ, hogy mekkora az a tömegvonzási erő, amely fékezi, összetartja, ez pedig a benne lévő anyagmennyiség függvénye, ami viszont csak a sötét anyag részarányának ismeretében határozható meg.

&Uacutejabban egy negyedik lehetőséget is komolyan tanulmányoznak. Az 1990-es évek vége felé csillagászok sokasága fordította távcsövét egy speciális szupernóva-változat, a szakmabeliek által csak Ia típusú szupernóvának nevezett égitestek felé. Ezek a szupernóvák irtózatosan nagy abszolút fényességíek, ezért aztán olyankor is megfigyelhetők, ha nagyon-nagyon távoli galaxisban törnek ki. Az Ia típusú szupernóváknak ezenfelül még az a nagyon előnyös ismertetőjegyük, hogy fényváltozásuk menete árulkodó; ez lehetővé teszi, hogy látszólagos fényességüket mérve meghatározzuk távolságukat, tehát végeredményben annak a galaxisnak a távolságát, amelyben fölfénylettek. Spektroszkópiai módszerekkel ezenfelül távolodási sebességük is megállapítható. Ahogyan a csillagászok egyre több és több Ia típusú szupernóvát vizsgáltak meg, kezdett kirajzolódni egy határozott, az univerzum tágulási ütemének folyamatos növekedésében megnyilvánuló tendencia.

A világmindenség tehát ahelyett, hogy fékeződne, és egyre lassuló ütemben tágulna, épp az ellenkezőjét látszik tenni: gyorsulva fúvódik föl, szinte szétpöfögi magát. Az, hogy tulajdonképpen mi is készteti erre a szétfutásra az univerzumot, milyen erő okozza, teljes rejtély; egyelőre sötét energiának nevezték el. (…)

A Big Bang máig megoldatlan rejtélyeinek végleges kifürkészéséhez három oldalról kell közelíteni: munkálkodni kell a modell elméleti fejlesztésén; laboratóriumi kísérleteket kell végezni; és ami a legfontosabb, egyre jobb és tisztább megfigyelésekkel kell vallatnunk a kozmoszt. Ez utóbbira jó példa, hogy miután a COBE írszonda 1993. december 23-án befejezte tudományos küldetését, a mérések pontosítására újabb és tökéletesebb detektorokkal felszerelt míholdakat állítottak pályára, többek között a WMAP elnevezésít. De a míhelyekben és kutatólaborokban azóta is egyre tökéletesebb írszondákon dolgoznak, egyre nagyobb érzékenységí és pontosabb rádióteleszkópokat és minden korábbiét meghaladó teljesítményí optikai távcsöveket építenek, a sötét anyag nyomainak kimutatására szolgáló kísérleteket végeznek a Föld felszínén.

A várható megfigyelések minden bizonnyal kihívást jelentenek majd a Nagy Bumm-modellnek: az eredmények próbára teszik és valószíníleg ki is terjesztik az elméletet. Nagyon könynyen bekövetkezhet, hogy kiértékelésük nyomán meg kell majd változtatni az univerzum korára manapság elfogadott becslést, csökkenteni kell a sötét anyag eddig feltételezett befolyását, ki kell majd egészíteni az ismereteinket itt-ott megszakító hézagokat, de a kozmológusok általában egyetértenek abban, hogy mindez csak a Big Bang-modell kisebb átalakításait eredményezi majd, nem pedig egy újabb paradigmaváltást, egy gyökeresen új elmélet kidolgozását. Ezt a nézetet támogatja a Nagy Bumm két úttörője, Ralph Alpher és Robert Herman is a 2001-ben kiadott Genesis of the Big Bang (A Nagy Bumm keletkezéstörténete) címí könyvében: „Jóllehet számos kérdés megválaszolatlan még a kozmológiai modellezés körül, a Big Bang-modell igencsak sikerültnek mondható. Biztosak vagyunk abban, hogy a jövőben elvégzendő elméleti munkák és megfigyelések nyomán még finomabban behangolják majd, de arra egyáltalán nem számítunk, hogy több mint fél évszázad elteltével kiderül róla, hogy alkalmatlan. Bárcsak visszatérhetnénk további ötven év múltával, hogy megnézzük, hogyan is alakultak a dolgok.”
    
A Nagy Bumm-modell mára a modern kultúra részévé vált. Egy egész nemzedék nőtt fel úgy, hogy a Big Bang-modell segítségével magyarázták el neki a világegyetem kialakulását, fejlődését és történetét, és ma már el sem tudnánk képzelni ezt az elméletet egy másik név alatt.Még a katolikus egyház is megkedvelte a Nagy Bumm-teóriát. (…) Talán éppen az egyház újdonsült türelmessége bátorított fel néhány kozmológust arra, hogy megpróbáljanak a Big Bang-modell filozófiai következményeinek is a végére járni. A hipotézis például számot ad arról, hogy a forró és sírí őskotyvalékból hogyan indult fejlődésnek az univerzum, majd hogyan alakult át galaxisok, csillagok, bolygók és különböző élőlények ma létező irdatlan rendszerévé – megkérdőjelezhető tehát, hogy mindennek elkerülhetetlenül

így kellett-e történnie,
vagy esetleg egy másfajta univerzum is kifejlődhetett volna? Martin Rees angol királyi csillagász is foglalkozik ezzel a kérdéssel Csak hat szám címí könyvében. Ebben elmagyarázza, hogy az univerzum szerkezete végső soron hogyan függ össze hat alapvető paraméter – amelyek egyike éppen a tömegvonzási állandó – értékével. A kutatók meg tudják mérni e hat paraméter aktuális értékét, tulajdonképpen ez a könyv címében is szereplő hat szám. Rees azon elmélkedik, hogy vajon miben is különbözne a világ a miénktől, ha ezek a fontos paraméterek az univerzum kialakulásakor más értékeket vettek volna fel. Például, ha a gravitációt jellemző szám nagyobb lett volna, a tömegvonzás is erősebb lenne, aminek következményeként a csillagok gyorsabban jöttek volna létre.Az egyik szám, amelyet Rees e-vel jelölt, az atommagban ható erős kölcsönhatást jellemzi. Ez az erő a felelős azért, hogy a magban a protonok és neutronok jól összeragadjanak. Minél nagyobb számmal adható meg az e értéke, annál erősebb a ragasztóanyag. A mérések szerint e=0,007, ami hihetetlenül nagy szerencse, mert ha számottevő mértékben különböznék ettől, annak katasztrofális következményei lehetnének. Ha e értéke csak 0,006 lenne, akkor az atommagok ragasztóanyaga valamivel gyengébb lenne, és nem lehetne a hidrogénmagokból deuteront összehozni. Márpedig ez a hélium és más nehezebb elemek atommagjának felépítéséhez vezető út legelső állomása. Abban az esetben tehát, ha e=0,006 lett volna, akkor az egész világmindenséget kizárólag hidrogén alkotná, tehát az égadta világon semmi esélye sem lehetett volna az élet létrejöttének.

Ha viszont e=0,008 lett volna a tényleges érték, a ragasztó valamelyest erősebb, vagyis a hidrogénmagok sokkal hevesebben fuzionáltak volna deutériummagokká, majd héliummagokká, olyannyira, hogy egyáltalán nem is maradtak volna hidrogénatommagok, vagyis már nagyon korán, alig valamivel az ősrobbanást követően elfogyott volna minden hidrogén, és a csillagok fítésére nem lett volna megfelelő tüzelőanyag. A végeredmény ugyanaz, semmi lehetősége nem lett volna az élet megszületésének.Rees megvizsgálja a másik öt olyan számot is, amelyek értéke meghatározza az univerzum tulajdonságait, és elmagyarázza, hogy bármelyiküket megváltoztatva mi történt volna, milyen súlyos következményekkel járt volna ez az univerzum fejlődésére. Az igazság az, hogy az öt szám némelyike még az e-nél is érzékenyebb egészen kis változásokra is. Ha csak a legparányibb mértékben is különböztek volna tényleges értéküktől, akkor nagyon könnyen meglehet, hogy egy teljesen steril, élettelen univerzum fejlődik, vagy az is lehet, hogy keletkezése után rögtön meg is semmisül.&Uacutegy tínik, hogy az említett hat szám pontosan úgy van behangolva, hogy lehetővé tegye az élet kialakulását. Olyan ez, mintha a hat számlapot, amelyek a világegyetem fejlődését állásukkal megszabják, nagyon gondosan úgy állították volna be, hogy a mi létezésünkhöz elengedhetetlenül szükséges feltételeket írják elő. Egy híres fizikus, Freeman Dyson írta: „Minél többet tanulmányozom a világmindenséget és felépítésének részleteit, annál inkább az az érzésem támad, hogy az univerzum valahonnan értesült róla, hogy úton vagyunk.” (…) §


  • Frappáns utálat
    Amikor az állandó állapotú univerzum teóriája tarthatatlanná vált, támogatói közül néhányan egy módosított változatát, a „kváziállandó állapotú univerzum”-modellt javasolták. Azok a kozmológusok, akik továbbra is kitartanak e kisebbségi vélemény mellett, szenvedélyesen büszkék arra, hogy milyen fontos szerepet töltenek be a Big Bang-igazhitíség állandó megkérdőjelezésével. Való igaz, hogy Fred Hoyle, aki 2001-ben hunyt el, azzal a szilárd hittel ment a sírba, hogy a „kváziállandó állapotú univerzum”-modell a helyes, és a Nagy Bumm-modell a hibás. &Oumlnéletrajzában ezt írta: „Azt állítani azonban, ahogyan a Big Bang-kozmológia pártolói közül sokan megteszik, hogy eljutottak a helyes elmélet határára – nekem legalábbis úgy tínik –, merő arrogancia. Ha én magam netán beleestem volna ebbe a kelepcébe, az csakis pillanatnyi szemtelenség lehetett, amiért egészen biztosan meg is bínhődtem.” Ez az egészséges dac a tudomány elengedhetetlen kelléke, és ezért azt soha nem volna szabad letörni. Végül is a Nagy Bumm-modell maga sem volt egyéb, mint a megállapodott tudományosság elleni lázadás gyümölcse.Az is nagyon valószínínek látszik, hogy Hoyle-nak a Big Bang-modell iránti utálatát részben az a kérlelhetetlen tény is táplálhatta, hogy éppen ő volt az, aki ezt a frappáns nevet adta a teóriának, és a név nagyban hozzájárult ahhoz, hogy az elmélet gyökeret verhetett a köztudatban. A „Big Bang” szóösszetétel rövid volt, ütős, és lévén még alliteráló is, könnyen megjegyezhető, és a hitelét még az sem rontja, hogy éppen a nevezett hipotézis legádázabb kritikusa találta ki. (…)