„A kozmológia egyik legbonyolultabb problémája a galaxisok létének megmagyarázása. Igazából nem kellene, hogy galaxisok létezzenek, ennek ellenére mégis ott vannak…”

Dr. James Trefil, Mason Egyetem, Virginia

Igen, ott vannak. A spirál galaxisok (S), mint az Andromeda – köd vagy akár Tejútrendszerünk. Küllős spirálok (SB), mint az NGC 1365 és az M91. Elliptikus galaxisok, amelyek lapultsága 0-7-ig érvényes számskálán mozog, rálátásunk függvényében, az egészen gömb alakúaktól (M87) a lapultabb ellipszisekig (M110).

És végül vannak a szabálytalan vagy irreguláris galaxisok is – mint pl. a Magellán felhők – amelyeket ezen belül is két csoportba sorolhatunk: I és II.

És ezek a galaxisok távolodnak. Minél messzebb vannak tőlünk, annál gyorsabban: a Hubble állandó (H0=] 50; 100 km/s/Mpc[) függvényében. (A legújabb mérések – WMAP – alapján 72 km/s/Mpc.)

Ez azonban még közel sem ad magyarázatot arra, hogy mikor és miért jöttek létre. Egyáltalán ha – feltételezzük, hogy a legszélesebb körben elfogadott kozmológiai elmélet, a Big Bang helyes és – a Világegyetem egy szingularitásban kezdődött, mi az oka annak, hogy az Univerzum anyaga ilyen mértékben inhomogén eloszlású és galaxisokat, galaxis-halmazokat alkot?

A jövőben ezekre talán választ kaphatunk!

A galaxisképződés rövid története, avagy jelenlegi tudásunk határai

„Kezdetben” mindent a sötétség uralt, mindaddig, amíg, mintegy félmilliárd évvel az Ősrobbanás után felragyogtak az első csillagok, lezárva a „Sötétség korát.” Ekkor következett be ugyanis, hogy a Nagy Bumm után 300 000 év múlva létrejött hidrogénből álló anyagfelhők – ún. mikrogalaxisok – összezsugorodtak, miközben maguk körül is „felszívták” a gázt, ami az első csillagokat „begyújtotta”. Ez a MAP (Microwave Anisotropy Probe) űrszonda eredményei szerint, ami alapján az Univerzum kora 13,7 milliárd évre becsülhető, az első csillagok keletkezését kb. a 13,5 milliárd évvel ezelőtti időpontra tehetjük. Az ősi kék szuperóriások ultraibolya sugárzásának hatására a semleges atomok – hidrogén, hélium és nyomokban lítium – újra ionizálódtak: atommagra és elektronokra estek szét. (Ezek a csillagok néhány millió évvel később szupernóva robbanással pusztultak el. A folyamatot gamma felvillanások kísérték, amik a Napnál sok milliárdszor fényesebbek voltak.)

Az első csillagokkal viszonylag rendben is volnánk…A KÉRDÉS MÁR „CSAK” AZ, HOGY MAGUK A GALAXISOK HOGYAN ALAKULTAK KI? MILYEN HATÁSRA INDULT MEG A CSOMÓSODÁS MÁR A VILÁGEGYETEM LEHŰLÉSE ELŐTT, A KEZDETI, ROHAMOS TÁGULÁS ELLENÉRE?

A választ a feltételezett kozmikus sötét anyagban kell keresnünk. Ez alatt a tudósok a Világegyetem nem látható, azonban erős gravitációs hatásából számításokkal kimutatható tömegét értik, ami nélkül elképzelhetetlen a galaxisképződés folyamatáról tárgyalni. Legextrémebb esetben ez a tömeg a 90%-ot is elérheti!

Itt érdemes még azt is megemlíteni, hogy a csomósodás sem véletlenszerűen jött létre: ezt igazolják ugyanis a COBE (Cosmic Background Explorer – a NASA kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást vizsgáló műholdja) adatai is, amelyek apró forró és hideg foltokat mutattak ki a Világűrben. Ezek alig észlelhető különbségek a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérsékletében (=2,73 K), a feltételezések szerint a sötét anyag gravitációs vonzása által létrehozott őscsomókra utal. (Később a MAP űrszonda minden korábbinál részletesebb térképet készített a sugárzásról, majd 2002. májusában a Cosmic Background Imager (CBI) térképezte fel újra a maradványsugárzás hőmérsékleti eloszlását.)

Tehát, az intergalaktikus anyagfelhőből létrejöttek a kezdetleges, ősi galaxisok…

MILYENEK VOLTAK EZEK A GALAXISOK? MENNYIBEN HASONLÍTOTTAK A MA MEGFIGYELHETŐ, A HUBBLE-FÉLE KATEGÓRIÁKBA EGYÉRTELMŰEN BESOROLHATÓ TÁRSAIKHOZ?

Az 1995-ben a Hubble űrtávcsővel végzett 10 napos expozíció eredménye, a Hubble Deep Field adta meg – részben – a választ. A felvételek szerint – amelyeket a közeli galaxisokról készült felvételekkel hasonlítottak össze – a HDF galaxisainak 39%-a nem sorolható be egyértelműen a Hubble – féle osztályokba.

Az összehasonlítás során az asszimmetria és a fénykoncentráció paramétereket vizsgálták. Ezek alapján az elliptikus galaxis az, amit nagy centrális fénykoncentráció és változó mértékű asszimmetria jellemez, szemben a spirálgalaxisok radiálisan elnyúlt fényeloszlásával, azaz kisebb fénykoncentrációjával. Az irreguláris galaxisok rendelkeznek a legnagyobb asszimmetriával és a legkisebb fénykoncentrációval.

Az összehasonlítás során az is kitűnt, hogy míg ma a galaxisok 22%-a rendelkezik küllővel, addig a HDF 300 galaxisa közül mindössze egy, ezzel szemben az elliptikus galaxisok aránya közelítőleg megegyezik a közeli galaxisoknál megfigyelhetővel.

Mi következik tehát ebből? Nyilvánvalóan az, hogy az első galaxisok korong alakúak voltak, a gyors forgás és a tömegvonzás következtében. Ezek a galaxisok jóval kisebbek voltak a mai, közelieknél, ezért feltételeznünk kell, hogy ezek lehettek a későbbi galaxisok építőkövei.

DE HOGYAN ALAKULTAK KI A KEZDETLEGES „GALAXISMAGOKBÓL” A MA ISMERT SPIRÁL- ÉS KÜLLŐS – SPIRÁL GALAXISOK?

Valószínűleg a sorozatos ütközések révén és az intergalaktikus térből felszippantott gázáramok anyagából növekedtek sokszorosukra. Azt azonban, hogy hogyan jöhettek létre a közönséges spirálgalaxisokból a küllős spirálszerkezetek, még csak szimulálni tudják a tudósok. A feltételezések szerint két spirálgalaxis ütközéséből.

Az eddig megemlített tetemes kérdés- és feltételezés-mennyiség után még mindig nem zárhatjuk le a témát anélkül, hogy ne érintenénk a galaxisok középpontjában található FEKETE LYUKAKat.

MIKOR JÖTTEK LÉTRE, VAGYIS HOVÁ ILLESZTHETŐK BE A GALAXISOK FEJLŐDÉSÉNEK TÖRTÉNETÉBE?

Beszélhetünk-e egyáltalán fekete lyukakról, ha a „Sötétség korának” végén lezajlott folyamatokra, a galaxisok keletkezésének kezdeti állapotára, a protogalaktikus por és gáz összecsomósodására gondolunk?

Várhatunk-e gigantikus méretű fekete lyukakat egy kb. 12-14 milliárd fényévnyi távolságban megfigyelhető, kezdetleges elliptikus galaxistól, vagy feltételeznünk kell, hogy a fekete lyukak és a galaxisok tömege egyenesen arányos?

***

A galaxisképződés homályos története, amelyben egyelőre több a kérdés, mint a válasz. Épp ezért izgalmas.

De hogyan tovább?

Hiteles jövőkép?

A válaszokat joggal várhatjuk el a jövő óriástávcsöveitől, amelyek már ma is megközelítik, de a következők alapján az is belátható, hogy messze meghaladják majd a Hubble űrteleszkóp felbontóképességét, és az egyre jobban elterjedő adaptív optika alkalmazásával minimálisra csökkenthető a légköri turbulencia…

  • Az eddigi eredmények többnyire a Keck – teleszkópoknak köszönhetők. Ezek külön-külön 9,8 m átmérőjű fénygyűjtő felülettel rendelkeznek, de az interferometria alapján egy távcsőként működnek.
  • Azonban még ez a 16 m-es effektív tükörátmérő sem elég ahhoz, hogy a 12-13 milliárd évvel korábbi eseményekbe bepillanthassunk. Ahhoz még ennél is nagyobb fénygyűjtő kapacitásra és felbontásra lenne szükség.
  • A nem is olyan távoli jövőben sok példát találunk az ezek fejlesztésére irányuló folyamatra. Kezdjük a VLT-vel (Very Large Telescope – Nagyon Nagy Távcső), ami szintén az interferencia jelenségét használja fel a felbontóképesség növelésére. A rendszer 4, 8,2 m-es reflektort egyesít 200 m-es alapvonalon, aminek eredményeként 1 ezred ívmásodperces felbontás érhető el! (Szemben a Keck rendszer 3 ezred ívmásodperces felbontásával.) Ezzel egy időben, 2002 körül léptek működésbe a következők is:
  • LBT (Large Binocular Telescope – Nagy Binokuláris Távcső) – 2, 8,4 m-es tükör fényét egyesíti. Így fényereje egy 11,8 m-es távcsőének felel majd meg, míg felbontása egy 23 m-es távcsőét is eléri. A teleszkóp 2004-ben kezdi meg működését.
  • A felbontóképesség növelésének másik lehetőségén alapul a GTC (Gran Telescopio Canarias – Nagy Kanári-szigeteki Távcső, röviden Grantecan) – elképzelése is, amelynek 10,4 m-es tükörfelületét több, különálló, hatszög alakú szegmens egyesítésével érik el, mivel az átmérő növelése mechanikailag, saját súlya alatti deformálódásának következtében egy kb. 5-10 m-es méretnél tovább nem növelhető. Ezt a technikát alkalmazzák majd a 30-50 m-es óriásokban is a gigantikus tükörfelület létrehozásánál.
  • A várhatóan 2005-ben működésbe lépő SALT (South-African Large Telescope – Dél-afrikai Nagy Távcső) is ezen az elven működik: 11 m-es tükre és 9,1 m-es nyílása lesz.
  • Nem elég azonban a jó felbontás. A távoli galaxisok megfigyelése szempontjából a nagy látómező sem hagyható figyelmen kívül. Ez persze korlátozza az átmérőt, hiszen annak növelésével a látómező jelentősen csökken.
  • Ez igaz, így az a cél, hogy olyan, viszonylag nagy átmérőjű távcsöveket tervezzenek, ahol a látómező a lehető legnagyobb. Erre a közeljövőben három példa is van:
  • VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, Infravörös Csillagászati Átvizsgáló Távcső), d = 4 m; látómező: 1,7°
  • LAMOST (Large Sky Area Multi – Object Spectroscopic Telescope, Nagy Látómezejű Többcélpontú Színképelemző Távcső), d = 4 m, látómező: 5°
  • LSST (Large – aperture Synoptic Survey Telescope, Nagy Nyílású Áttekintő Átvizsgáló Távcső), amely a DMT (Dark Matter Telescope, Sötét Anyag Távcső), továbbfejlesztett változata: d=8,4 m, látómező: 3°.
  • Azért az előbb említett távcsövek sem lehetnek kis költségvetésűek. Az ezeknél is nagyobb „szuperóriások” tervei pedig szintén a pénz hiányában maradnak majd megvalósulatlanok, vagy tolódik el évtizedekkel felépítésük…
  • Az ilyen projektek valóban nem mindennapos vállalkozások: az egyik legalacsonyabb költségű, a SALT került 20 millió dollárba… és a határ a csillagos ég! Ha a költségeket egy-egy államnak kellene vállalnia, valószínű, hogy ilyen nagyszabású programokat még csak tervbe sem vennének… A kulcsszó azonban – itt is, mint ahogy mindenütt – a nemzetközi együttműködés. A jövő óriástávcsövei is így épülhetnek majd fel, ahogyan a CELT is (California Extremely Large Telescope – Kaliforniai Rendkívül Nagy Távcső), amelynek paraboloid alakú, 30 m-es főtükre számítógép-vezérelt, több-száz hatszög alapú szegmensből fog állni, szintén a Mauna Keán (a Keck I, II, a CFHT /Canada–France-Hawaii Telescope/, az IRTF /NASA Infrared Telescope Facility/, a Subaru- és a Gemini távcsövek mellett). A várhatóan 400 millió dolláros összeg függvényében… Hasonló nagyságrendű, szintén 30 m-es távcső terve jelent meg az USA-ban: ez a GSMT (Giant Segmented Mirror Telescope – Óriási Szegmentált Tükrös Távcső). A svédek még ennél is merészebb vállalkozásba kezdtek: az XLT (Extremely Large Telescope – Rendkívül Nagy Távcső) egy 50 m-es, mozgatható távcső terve, 585 szegmensből álló főtükörrel. A várható költségek 750 milliárd dollárra tehetők. Nagyságrendileg ezt követné az arizonai Nemzeti Optikai Csillagászati Obszervatórium (National Optical Astronomy Observatory – NOAO) elképzelése, a MAXAT (Maximum Aperture Telescope – Maximális Nyílású Távcső). Mérete még nem végleges: 30 és 50 m között mozog, ez utóbbi esetben 1 milliárd dolláros várható költségvetéssel… Az egyik elképzelés szerint egy nagyon fényerős, szegmentált aszférikus főtükör és egy 2 m-es segédtükör alkotná a rendszert. Valamivel reálisabb elképzelés az ELT (Extremely Large Telescope – Rendkívül Nagy Távcső), ami egy 30 m-es, 127 szegmensből álló gömbtükröt tartalmazna. A terv összköltsége „mindössze” 250 millió dollár, viszont az égbolt horizont feletti részének csak 70%-át képes észlelni, mivel nem teljesen mozgatható, az objektumokat is csak 1 óráig tudná követni. A legmerészebb elképzelés minden eddigi tervet és képzeletet túlszárnyal: az ESO (European Southern Observatory – Európai Déli Obszervatórium) úgy döntött, hogy korábbi projektjét, napjaink legnagyobb teljesítményű obszervatóriumát, a VLT interferométert nevetségesen – vagy inkább nyomasztóan? – kicsinek és túlhaladottnak titulálják, így születhetett csak meg az Eiffel torony méretéhez fogható 100 m-es távcső, az OWL Jelentése: Nyomasztóan Nagy Távcső (Overwhelmingly Large Telescope). Nem tudni, mikor kerül sor a kb. 1 milliárd dolláros terv megvalósítására, de a 2000 db, 2,2 m-es hatszögletű szegmensből álló, 500 000 számítógép által vezérelt szerkezet építésének kezdetétől számítva még kb. 16 év, mire működésbe léphet…
  • Viszont, mire ezek a tervek életbe léphetnek, addigra már Föld körüli pályán kering majd – többek között – az NGST (Next Generation Space Telescope – Következő Generációs Űrtávcső), a Hubble utódja, magasan a Föld légköre felett, kizárva a légköri turbulencia lehetőségét, a fényszennyezésről nem is beszélve… Ezen kívül, itt már nem jelent problémát a távcsőtükör-átmérő növelésének szempontjából a földi gravitáció okozta deformálódás…
  • A légköri turbulencia csökkentése valóban elsődleges szempont, de ma már nem lehetetlen. Erre a legelterjedtebb módszer az adaptív optika, a jövőben minden földfelszínről végzett megfigyelés elengedhetetlen kelléke. Az alapelv a következő. A Föld légköre hőmérsékletileg jól elkülöníthető centiméteres-méteres turbulens légzsákokra vagy cellákra osztható, amelyeken áthaladva a csillag fénye megtörik. Ez homályos, gyakran széteső képet eredményez, ami másodpercenként több százszor változik. Az adaptív optika feladata, hogy a vékony, piezo – elektromos kristály „tüskék” segítségével deformálható tükörfelületen korrekciókat hajtson végre, amelyek hatása ellentétes a légköri torzításokkal. A számításokat computer végzi: a másodpercenként több száz, a légköri torzításokra vonatkozó mérést, majd az ezek kivédésére irányuló számításokat, amelyek a tüskékben szükséges feszültséget határozzák meg. Majd áramot vezetnek rájuk, aminek következtében néhány mikronnyit összehúzódnak vagy megnyúlnak.

A mérések elvégzéséhez mindössze egy relatíve fényes csillagra van szükség, amely fényének egy részét a fénynyaláb–elosztó a hullámfront–érzékelőhöz téríti, amelynek lencserendszere a fénynyalábokat beesési szögük alapján fókuszálja az érzékelőre. Ez alapján számítja ki a számítógép a tükör deformálásának adatait.

És a mérések elvégzéséhez mindössze egy fényes, legfeljebb 13 magnitúdójú csillagra van szükség (ennyi a Keck teleszkópok határmagnitúdója)… Ez nem olyan egyszerű, mint amilyennek hangzik, ha tudjuk, hogy az égbolt csaknem 99%-án ez nem adott – így lefedettsége mindössze 1%-os lenne…

Ezért kitalálták, hogy lézer-sugarakat lőnek ki a Na elnyelési és kibocsátási hullámhosszában – =598 nm – így gerjesztik a légkör felső rétegének Na atomjait, ezáltal egy lézercsillag jön létre, valahol 90 km-es magasságban. Egy-egy ilyen vezérlőcsillag létrehozása 50 000 W teljesítményt is felemészthet. Tovább bonyolítja a helyzetet, hogy korlátozott ideig használható: a légi járatok pilótáinak és a katonai felderítő műholdak érzékelőinek védelmére szolgál az infravörös kamera, ami a repülőgépek áthaladásakor automatikusan kikapcsolja a rendszert. Ez egy kissé körülményes, ezért a jövőben az adaptív optikai rendszereken a következő módosításokat hajtják majd végre. Az eredeti rendszerben a vezércsillag fényét sok részre osztva végezték el a korrekciókat. Itt erre nem lesz szükség: ún. képtorzulás érzékelőt alkalmaznak, ami a teljes képből határozza meg a hullámfront alakját. Ebből világosan látszik, hogy így már nincs szükség mesterséges csillagra, hiszen ez a határ-magnitúdó kitolódását jelentené, ezáltal pedig az égbolt lefedettségének növelését, először 10%-kal, majd az egyre érzékenyebb rendszerek esetében ennél is többel! Ez az eljárás azért is praktikusabb, mivel így kevesebb tüskére lenne szűkség a korrekciók végrehajtásához, (ami persze a költségeket is csökkentené…) Az eredeti adaptív optikai rendszerek esetében ez a szám kb. 50–100 volt, de a több 100-at is elérhette (a Keck – II távcső Shack–Hartmann AO rendszere 349 tüskét tartalmaz). A képtorzulás-érzékelős megoldásoknál ilyen szintű korrekció elérésére elég mindössze 85 tüske is!

A távoli jövőben azonban még ennél is pontosabb technikára lesz szükség a 30-50 m-es távcsövekhez: ez az ún. multi – konjugált adaptív optika (MCAO = multi – conjugate adaptive optics). Az MCAO képes lesz a légköri mozgások 3-dimenziós képének modellezésére. Ez azért fontos, mert pl. távoli galaxis-halmazok fényképezése során a fény már nem 5-10, hanem 30-50 m alapú hengeren megy keresztül, tehát fénye sokkal több cellán halad át, mint kisebb átmérő esetén. Ekkora terület „feltérképezésére” nem elég egyetlen csillag fénye, tehát több vezérlőcsillag, hullámfront-érzékelő és deformálható tükör kell! Ennek következtében még nagyobb teljesítményű számítógépek, hiszen a számításokat több 100-szor kell elvégezni másodpercenként! Ezeket az adatokat kell továbbítani a 3 különböző szinten található deformálható tükrökhöz. Egyesek szerint a képtorzulás-érzékelők fejlődésével kihagyhatók a programból a lézersugarak, ami valóban megkönnyítené a módszert. Az eljárást egyébként légköri tomográfiának is nevezik a szaknyelvben, amit az orvostudományból vettek át, mivel az eljárás hasonló ahhoz, ahogy a sebészek létrehozzák az emberi test 3D-s képét a keresztmetszeti képek egymás mellé illesztésével.

  • Ha tehát minden a tudósok várakozásai szerint halad, akkor már az űrtávcsövek segítsége nélkül is képesek leszünk Hubble minőségű felvételeket készíteni…
  • A látható tartományban. De addig is nagy segítséget nyújt a HST, hiszen ez még nem várható a 2010-ig tervezett idejéig. A közeli infravörös tartományban valóban képesek leszünk a Földről is az NGST teljesítményével összemérhető képek készítésére, de ne felejtsük el: ha a Világegyetem teljes megismerésére törekszünk, nem elég két hullámhossz-tartományban vizsgálnunk!

Bár az infravörös tartomány nagy része a Földről is vizsgálható, a sugárzás nagy részét – 30–300 µm-en – a földi légkör elnyeli. Tehát ahhoz, hogy az első galaxisokból eredő sugárzást észleljük, a légkör fölé kell „emelkednünk”. Az infravörös fény ugyanis erős csillagkeletkezésre utal – amellett, hogy származhat aktív galaxismagokból és hatalmas hidrogénfelhőkből is – ami a korai Univerzumban sokkal aktívabb volt, mint néhány milliárd évvel később. A legjelentősebb csillagkeletkezési folyamatok akkor zajlottak, amikor a Világegyetem első építőelemeiből a mai galaxisok összeálltak – vagyis az ütközések során keletkezett az infravörös sugárzás, amit ma távcsöveinkkel észlelünk. Ekkor a Világegyetem mindössze 3-4 milliárd éves volt (vöröseltolódás: z=1-2). Nem könnyű ilyen távoli galaxisokat felfedezni, de sokat segít az ún. gravitációs lencsehatás, aminek következtében az Univerzum olyan ősi fényeket fókuszál felénk, amiket különben nem észlelhetnénk. A lencse egy olyan – nagy tömegű – galaxishalmaz, amely valójában eltakarná előlünk a „célpontot”, csakhogy Einstein óta tudjuk, hogy a fénysugarakra az erős gravitációs tér éppúgy hat, mint minden más – tömeggel rendelkező – testre, ennek következtében elhajlanak. Ha azonban a gravitációs mező olyan nagy kiterjedésű, hogy egyszerre több fénysugarat is „eltérít” pályájáról, akkor ugyanazt a galaxist egyszerre több példányban észleljük. A HST „mélyég” felvételei alapján (HDF) nem is egy példa akadt rá. De térjünk vissza az infravörös fényhez, a jövőben ugyanis e téren várható a legrohamosabb fejlődés! Napjainkban indították az eddigi legkorszerűbb infravörös távcsövet, a SIRTF – et (Space Infrared Telescope Facility = Infravörös Űrtávcső Eszköz). Ezt követi majd 2007-ben a már említett NGST, ami a közeli- és a közepes infravörös hullámhosszokon fog működni és elsődleges célja a korai Világegyetem rejtélyeinek felderítése lesz. Pályája egy, a Földtől 1,5 milliárd km-re lévő pont – az L2, vagyis az egyik ún. Lagrange – pont, ahol a Nap és a Föld gravitációja megegyezik – körüli ellipszis lesz. Ez már elég távol van a Naptól, azonban így is szükséges a hatalmas napárnyékoló pajzs, ami a túlmelegedéstől védi az optikát: segít fenntartani a –200ºC-ot! A csillagászok azt várják ezektől a távcsövektől, hogy felfedik a „Sötétség korának” titkait.

Nagyenergiájú folyamatok vizsgálatára fejlődött ki a röntgencsillagászat. Ebben a tartományban sugároznak az aktív galaxismagok, tehát a kvazárok, a galaxisok ütközése során is ez keletkezik – ami a galaktikus evolúció kutatása szempontjából nem elhanyagolható – és röntgensugárzást bocsát ki a fekete lyuk akkréciós korongjába áramló anyag – pl. kettős rendszerekben, de akár ősi galaxisok magjában is. Ezek tanulmányozása talán elvezet a fekete lyukak és a galaxisok kapcsolatának felderítéséhez. Az eredmények a 99 óta működésben lévő Chandra röntgenobszervatóriumtól várhatók, ami már eddigi pályafutása során is jelentős eredményeket hozott.

A röntgensugárzásnál is nagyobb energiákra utalnak a gamma – felvillanások (GRB = Gamma Ray Burst), amelyek eredete még nem bizonyított. A pontszerű felvillanásokat két csoportba oszthatjuk időtartamuk alapján: 0,3 s és 30 s körüli gyakorisági maximummal. A rövidebb felvillanások feltehetően neutroncsillagok vagy fekete lyukak ütközése során keletkeztek, a hosszabbak pedig lehet, hogy az első csillagoktól származnak, ezek a nagy tömegű csillagok ugyanis életüket szupernóva – sőt, hipernóva – robbanással fejezték be. Lehet, hogy a csillagok első generációja pusztulásának lehetünk szemtanúi? A csillagászok a gammacsillagászati műholdak új generációjától várják az áttörést, mint amilyen pl. a HETE-2 és a Swift is.

Végül, de nem utolsósorban, meg kell említeni az ultraibolya csillagászatot is, hiszen ez a hullámhossztartomány is jelentős szerepet kap a galaxisok keletkezésének kutatásában. Az ultraibolya fény forrásai a forró csillagok és a csillagközi tér, amelynek összetétele és dinamikája így tanulmányozható. A távoli galaxisok kutatóinak azonban korántsem olyan fontos az UV-fény jelenléte, mint amikor azt tapasztalják, hogy a halvány, alacsony fényességű, nagy vöröseltolódású galaxisok ultraibolya fényben láthatatlanok. A jelenség magyarázata a következő: a Világegyetem fejlődésének korai szakaszában az intergalaktikus tér rengeteg hidrogént tartalmazott, ami, ha az útjába kerülő ultraibolya sugárzás egy bizonyos értéket meghaladott, akkor elnyelte. Mivel az ősi galaxisok esetében pontosan ez történik, ibolyán túli fényben láthatatlanok, míg pl. infravörösben vagy röntgentartományban megfigyelhetők. Az elmélet bizonyított, a galaxisoknak ezt a típusát Lyman – letöréses galaxisoknak nevezik Theodore Lyman fizikus után, aki a 20. sz. kezdetén az elsők között vizsgálta az ultraibolya fényt. Az első kutatások ezen a téren még a Földfelszínről történtek a CCD detektorokkal készített felvételek vizsgálata során, UV szűrők segítségével. Közvetlenül a Földről ugyanis nem tanulmányozható ez a tartomány, mivel az ózonréteg elnyeli a 400 és 90 nm közti sugárzást. Az ultraibolya tartományban végzett kutatások az utóbbi időben kissé visszaszorultak, az 1978-ban fellőtt IUE (International Ultraviolet Explorer) 96-os eltávolítása után sokáig mindössze a HST ultraibolya kamerájával végeztek jelentősebb megfigyeléseket e téren, majd ezeket követte 99-ben a FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer), amelynek fő feladata az elemek eloszlásának kimutatása a galaxisok között, hogy ezáltal választ kapjunk arra a kérdésre, hogyan befolyásolta ez a fejlődésüket. Határmagnitúdója 14m.

  • Így tehát egyes szakembereknek már minden feltétel adott ahhoz, hogy teljes képet kapjanak Világegyetemünk történetének korai szakaszáról, a galaxisok keletkezésének korszakáról. De ez egy nagyon kis réteg. Hazánk szakembereinek így semmi esélye arra, hogy ezen a téren eredményeket érhessenek el…
  • Ez egyre kevésbé igaz, különösen, hogy Magyarország – úgy tűnik – rövidesen csatlakozik az ESO- hoz (European Southern Observatory). Ez azt jelenti, hogy néhány milliárd forint befizetésével magyar csillagászok is jogosultak lehetnek pl. a VLT- vel történő közvetlen vagy közvetett észlelésre. Ez utóbbin a távészlelést értem, amely bárhol a világon elvégezhető, ha:
  • műholdas adatvonal segítségével összekötik a teleszkóp és az észlelési hely hálózatát
  • a távcső mellett éjszakai asszisztens dolgozik, akivel biztosított az észlelő csillagász számára a hangkapcsolat
  • és folyamatos videofelvételek továbbítása a használatban lévő műszerre szerelt kamerából, amit az észlelő a számítógépén dolgozhat fel.

Bár az adatok tömörítése során némi veszteség is előfordulhat, még mindig ez látszik a modern csillagászati megfigyelés legegyszerűbb formájának. Már ma is sok helyen alkalmazzák (pl. Royal Observatory (Edinburgh), Hawaii – Infravörös Teleszkóp (UKIRT) és Maxwell Teleszkóp – Apache–Peak-i Obszervatórium, La Palma-i Obszervatórium stb.), de a jövőben olyan széles körben is elterjedhet, hogy az Internet-hozzáféréssel rendelkező amatőröknek is lehetősége nyílhat „professzionális” észlelésre. Már ma is léteznek virtuális obszervatóriumok, mint pl. a németországi központú- és az Astrovirtel programok, melyeket az ESO irányít. A Digital Sky Project, a California Institute of Technology és a NASA Jet Propulsion Laboratory négy hatalmas csillagászati adatbázis Internetes összekötését tervezi, amelynek segítségével professzionális és amatőr csillagászok dolgozzák majd fel a több millió MB mennyiségű adatot, ennyi a HST által egy éven keresztül összegyűjtött adatmennyiség is, azonban ez rövidesen a sokszorosára nőhet majd.

Ám nem ez az egyetlen terület, ahol a – a csillagászathoz hasonlóan dinamikusan fejlődő – informatika segítséget nyújthat. A digitális képfeldolgozás, amely már csaknem egy évtizede kiszorította a fotometriai eljárást, olyannyira elterjedt, hogy már az amatőrök többsége is CCD- detektorokat használ fotólemezek helyett. Lássuk, hogy miért!

Az első és legfontosabb érv a CCD (Charge Coupled Device = Töltéscsatolt Eszköz) mellett az, hogy ellentétben a fotográfiai módszerekkel, ennél a felvétel határfényessége az expozíciós idővel lineárisan nő. Ebből következik, hogy az eltérő fényességű objektumok intenzitáskülönbségüket a CCD- s felvételeken is megtartják. Így tehát akár 10-12m fényességkülönbségű csillagok is összehasonlíthatóvá válnak, vagyis a dinamikai tartomány jóval szélesebb lett.

Míg a fotoemulzió a látható fénynek csak 300-500 nm-es tartományára érzékeny, a többi hullámhossztartományban pedig szinte egyáltalán nem használható, a CCD- kamerák akár 300-1100 nm-es tartományban is érzékenyek.

Mindössze két terület van, ahol a fotográfia használata még mindig előnyösebb: ez az érzékelő-felület nagysága és a felbontóképesség, de ismerve az eddigi fejlődésének tendenciáját, már nem sokáig…

  • De még a rohamosan fejlődő technika ellenére sem nézhetjük végig élőben, hogyan is történt valójában Világegyetemünk kialakulása. Vagy mégis?

Léteznek elméleti asztrofizikai kutatások – ide sorolható akár a Hawking- féle irányzat is – és a megfigyeléseken alapuló, a technika fejlődésével egyre inkább előretörő ágazat, e kettőt egyesíti a szimuláció, ami az asztrofizikai kutatások legforradalmibb módszerének ígérkezik. Legfontosabb szerepe a Világegyetem nagyléptékű szerkezetének kutatásában van, ide tartozik a galaxisok keletkezésének és a sötét anyagnak – vagyis a Világegyetem feltételezett 90%-ának – kutatása. De szimulációt alkalmaznak a szupernóva-robbanás modellezésére, vagy az égitestek ütközésére (pl. a Hold keletkezésére irányuló egyik elmélet vizsgálatára). Az ilyen kutatásokhoz szuperszámítógépekre van szükség, mivel egy átlagos PC sebessége az ilyen szintű számításokhoz már nem elegendő, növelésére egyszerre több processzort kapcsolnak össze nagysebességű kapcsolók segítségével. Az ilyen számítógépeknek több típusa is létezik – vektorprocesszorok, szimmetrikus multiprocesszorok, masszívan párhuzamos processzorok (MPP) és klaszterek, ám ezek bemutatására most nem kerítenék sort – a lényeg az, hogy a tendencia – a nemzetközi! – lényegesen a klaszterek alkalmazása felé irányul. Egy reális példa: a kaliforniai egyetem – többek között asztrofizikai kutatásokra használt – szuperszámítógépe 132 GB-os memóriával és közel 8 TB-os tárolókapacitással rendelkezik, 264 AMD Athlon processzorának órajele 1,4 GH: mindez 300 milliárd számítást eredményez másodpercenként! És ez csak a 99. a szuperszámítógépek 500-as listáján… A nemzetközi szót azért hangsúlyoztam, mivel Magyarországon még csak nagyon kevés szuperszámítógép áll a kutatók rendelkezésére (pl. ELTE, MTA SZTAKI, BME…), de ez valószínűleg már nem marad így sokáig.

Tehát vessünk véget a „Sötétség korának”! Építsünk óriástávcsöveket, amelyek az elődeiket megszégyenítően éles, részletes képeket adnak majd az Univerzum eddig ismeretlen, távoli objektumairól. Vizsgáljuk meg ezeket az objektumokat infravörös és más hullámhossztartományokban is, hogy az eddig homályos feltételezések világos, bizonyított elméletekké váljanak. Ez lesz az előttünk álló évtizedek célkitűzése.

„Túlzás nélkül mondhatjuk, hogy a kopernikuszi forradalomhoz hasonló változás korát éljük.”

Carlos Frenk, az angliai Durhami Egyetem kozmológusa

A változásokat azonban nem ott kell megteremtenünk, ahol már egyszer végbementek. A csillagászatnak vannak területei, amelyek nagy múlttal rendelkeznek, és vannak olyanok is, amelyek „múltját” nekünk, a 21. sz. embereinek kell megteremtenünk, hogy az ezt követő századok emberei már közhelyként emlegessék Carlos Frenk zseniális gondolatát. Számomra az előző csoportba tartozik pl. a Naprendszer kutatása. Ezen a téren több eredmény van, amit már elértünk, és kevesebb, ami még várat magára. Az utóbbi csoportot képviselik a kozmológia kérdéseinek megválaszolása, feltevéseinek igazolása, vagy akár a Földön kívüli élet kutatása – és ezzel kapcsolatban az exobolygó – kutatás is – mivel ezek még eléggé kevéssé felderített területek.

Ez az, ami a jövő csillagászatát szerintem meghatározza majd. A kozmikus történelemkönyv üres lapjainak megírása, miközben Georges Lemaître híres gondolatát valósítjuk meg, miszerint:

„A Világegyetem fejlődését olyan tűzijátékhoz hasonlíthatjuk, amelyik éppen most ért véget: néhány gomolyag, hamu és füst. A már kihűlt salakon állva nézzük a halványodó napokat, és próbáljuk visszaidézni a világ kezdetének eltűnt ragyogását.”

***

Internetes források:

http://www.kfki.hu/fszemle/archivum/fsz9705/12mill.html
http://gyroscope.txo.hu/articles/GiantScopes/AgeOfBehemoths.htm
http://supernova.hu/ujhirek/junius/fuse/
http://gyroscope.txo.hu/articles/GiantScopes/GiantEyes.htm
http://www.mek.iif.hu/porta/szint/termesz/csillag/csill-tk/csill-tk.04
http://www.mek.iif.hu/porta/szint/termesz/csillag/abraham/html/
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/archivepix.html
http://titan.physx.u-szeged.hu/~fureszg/mtech/I-01/mt-I-01-3.html
http://zebu.uoregon.edu/1996/ph123/galaxies.html
http://setigyongyos.freeweb.hu/national.html
http://gyroscope.txo.hu/articles/ad_optic/aoptika.htm
http://www.sulinet.hu/eletestudomany/archiv/2001/0147/04.html
http://gyroscope.txo.hu/spacenews/Hubble_Keck.htm
http://alpha.dfmk.hu/~vcse/cikkek/sirtf.html
http://www.ihimulti.hu/hirek/space.htm#056
http://www.konkoly.hu/staff/holl/evk94.html
http://macsbk.csillagaszat.hu/cikkek/meteor/tavcso/meteor_1999_01_otccdw2.html
http://astro.u-szeged.hu/ismeret/orias/oriasok.html
http://origins.stsci.edu/under/galaxies.shtml
http://unisci.com/stories/20021/0204026.htm
http://www.sulinet.hu/eletestudomany/archiv/2001/0150/04.html
http://www.lssto.org/lsst_home.html

Megjegyzés: A cikk a Természet Világa 2003-as pályázati felhívására készült, melynek címe „A csillagászat jövője” volt. Első helyezést értem el vele. A Természet Világa 2004-es augusztusi számában jelent meg.