Galaxistérképek és a rejtélyes sötét anyag

Az egyik legelterjedtebben használt amerikai egyetemi kozmológia tankönyv húsz évvel ezelőtt így fogalmazott: „Az Olvasó szerencsésnek érezheti magát, hogy olyan korban él, amikor a tudomány már képes egy olyan alapvető mennyiséget, mint az Univerzum kora, egy kettes szorzófaktor bizonytalansága erejéig meghatározni.” Az akkori adatok alapján az Univerzum korát 10 és 20 milliárd év közöttire becsülték.

A 20. század utolsó évtizedében felgyorsultak a kozmológiai megfigyelő kutatások. 2003 márciusa óta az Univerzum életkorára vonatkozó „hivatalos” adat: 13,5–13,9 milliárd év, azaz a 100%-os hiba helyére 2%-os bizonytalanság lépett. A belátható Univerzum „sugárirányú” mérete 13 milliárd fényév. Úgy tűnik, hogy egyéb méretek megadására nincs is szükség, mert a Világmindenség egésze, a megfigyelési pont helyzetétől függetlenül, gömbszerűen szimmetrikus tulajdonságokat mutat, bármely irányban végzünk is vizsgálatokat. Az Univerzumot mozgató különféle anyagfajtáknak a láthatárunkon belülre eső együttes tömegét Galaxisunk (a Tejút) tömegének 1000 milliárdszorosára becsülik.

HOGYAN MÉRHETJÜK MEG A MINDENSÉGET?

A modern fizikának Galilei, Kepler és Newton munkásságával elindult története négy alapvető kölcsönhatást tárt fel. A mai kozmológusok e törvényeket hipotetikusan az Univerzum egészére érvényesnek fogadják el. Az egyre távolabbi tartományokból érkező új tapasztalati tények értelmezésekor a kutatók azt is ellenőrzik, hogy a földi laboratóriumokban felfedezett kölcsönhatások irányítják-e az Univerzum távoli tartományainak történéseit is? Készen állnak arra, hogy a bennünket alkotó anyag elemi építőköveitől eltérő, új anyagfajtákat és köztük ható új erőket fedezzenek fel a „konzervatív” várakozásoktól esetleg eltérő megfigyelési eredmények hátterében. Az is kiderülhet, hogy a kölcsönhatások ma ismert törvényszerűségeinek története van, és milliárd évekkel korábban az anyag szerveződése a ma ismerttől eltérő törvényeknek engedelmeskedett.

A modern fizika (és nyomában minden természettudományos kutatási irányzat) lényege a kísérlet, amely a jelenségeknek megfelelően kontrollált körülmények közötti ismételt előidézését és az eredményeknek a matematikai statisztika eszközeivel való megbízhatósági ellenőrzését is előírja. Nem világos, hogy egyetlen Univerzumunkat (amelynek neve is jelzi egyedülvalóságát) ilyen statisztikai jellegű jellemzéssel hogyan közelíthetjük meg.

AZ UNIVERZUM „ARCHEOLÓGIÁJA”

A csillagász, az asztrofizikus, a kozmológus (akik ugyanannak a tudományos nemzetségnek kissé eltérő „tájszólást” beszélő tagjai) az Univerzumot szinte kizárólag az elektromágneses sugárzást (azon belül fényt) kibocsátó objektumokat megfigyelve vizsgálja. A fény véges sebességgel halad, a Nap fénye 8 perc alatt ér a 150 millió km távolságra lévő Földre. A csillagászatban az 1 fényév, a fény által egy év, azaz 365 x 24 x 60 perc alatt megtett távolság használatos a távolság egységeként, ami a Nap–Föld távolság mintegy hatvanezerszerese. Több mint 10 milliárd évre van szüksége a fénynek ahhoz, hogy a megfigyelhető Univerzum legtávolabbi pontjából eljusson hozzánk.

Nyilván minél távolabbról érkezik a fénybe kódolt információ, annál régebben indult útjára, azaz annál régebbi kozmikus jelenségről hoz hírt. Ez a körülmény lehetőséget ad az Univerzum történetének feltárására, ha pontosan meg tudjuk határozni a fényforrások távolságát. Az Univerzum egész történetén áthaladó fény által hozott információk távolság, azaz korok szerinti szétválasztásának feladata közelíti a kozmológus munkáját az emberi múltat kutató régészéhez. A földi régész az ember által fokozatosan egymásra épített rétegek korát például a maradványok környezetében talált fémpénzek, cserepek és más dátumot hordozó tárgyak révén határolja be, a különböző korú rétegek törmelékes maradványait óvatos munkával szétválasztja egymástól. Az azonos korú törmelékekből megkísérli az egykori tárgy, épület, festmény fizikai rekonstrukcióját. Ugyanígy vadászik a kozmológus is a korai Univerzum egy meghatározott korszakáról hírt adó, jellemző relikviákra. Ezek olyan tipikus kozmikus objektumok, jelenségek, amelyek elég egyszerűek ahhoz, hogy a fizika mérési eszközeivel tanulmányozhatók legyenek, és létrejöttük megértéséhez a fizika törvényeit hívhassuk segítségül.

TÁVOLSÁGMÉRÉS A KOZMOSZBAN

A távolság mérését a kozmológiában minden esetben viszonylag gyakori előfordulású, közel azonos belső csillagdinamikájú (standard) csillagok megfigyelésére építik. A viszonylagos távolság megállapítása azon az előfeltevésen alapszik, hogy valamely azonos működésű csillagfajta egyes egyedei azonos fényteljesítményt bocsátanak ki. Miután a teljesítmény a távolság négyzetével arányosan növekvő felületen oszlik szét, egyszerű összefüggés adja meg a csillag látszólagos fényességének csökkenését a távolság függvényében. Persze olyan jelenséget kell választanunk, amelyről okkal remélhetjük, hogy bekövetkeztének időpontjától független a jelenséget kísérő fénysugárzás teljesítménye.

A 20. század első évtizedéiben Henrietta Leavitt, amerikai csillagász vizsgálta Galaxisunknak, a Tejútnak azokat a csillagait, amelyek fényessége néhány napos periodicitással változik. E csillagokat Cepheidáknak hívják. Leavitt felfedezte, hogy az átlagos fényteljesítmény egyenletesen nő a pulzáció periódusidejének növekedésével. Ezzel a periódusidő mérésére vezette vissza a Cepheidák abszolút fényteljesítményének meghatározását. Ezt az észlelhető gyengébb fényességgel összevetve meghatározta az új objektumnak a referenciaként használt (ismert távolságú) Cepheidához képesti relatív távolságát. Edwin Hubble azzal a felfedezésével „teremtette meg” a kozmológiát, amikor 1922-ben az Androméda csillagkép irányában, egy szabad szemmel éppen látható, halvány foltként észlelhető csillaghalmazban sikerült egy Cepheidát kimutatnia. Ennek távolságára kétmillió fényév adódott, amivel Hubble bebizonyította, hogy a folt csillaghalmaza a Tejúttól távoli, független „Univerzum-sziget”, mai szóval galaxis. A galaxiskatalógusokban az M31 nevet viselő Androméda galaxis a hozzánk legközelebbi galaxis, amiből még ezer milliárd van az Univerzumban.

A húszas években a csillagászok egyre több különálló galaxis létét bizonyították, és Hubble szisztematikusan vizsgálta az azokból érkező fény színképét. A földi spektroszkópusok által részletesen tanulmányozott hidrogén-színképet ismerte fel kissé eltorzítva. A hidrogén által kisugárzott fény diszkrét frekvenciái annál jobban eltolódtak a kisebb frekvenciák, azaz a kéktől a vörös felé, minél nagyobb volt a fényesség alapján meghatározott távolság. Ezt hívják vöröseltolódásnak. A Hubble-törvény a következő egyszerű megfogalmazásban állítható fel: a vöröseltolódás mértéke és a luminozitási távolság között egyenes arányosság áll fenn. A Doppler osztrák fizikus által felfedezett, közismert hatás alapján a sugárzás színének észlelt vörösödését a forrás állandó sebességű távolodása okozza. Ezért a Hubble-törvény közismert megfogalmazása valójában a Világegyetem legfontosabb globális mozgástörvénye: A galaxisok a távolságukkal arányban növekedő sebességgel távolodnak egymástól.

GALAXISTÉRKÉPEK

A modern asztrofizikai eszközök egyre halványabb fényforrások megfigyelésére képesek. A bennük használt fényképező eszközök a beérkező fotonok irány szerinti szétválasztásával az égbolt finomrajzolatú térképének felvételét teszik lehetővé. Hosszú expozíciós idővel adják össze a fényforrásokból származó fotonok energiáját az ún. CCD-csipekből felépített kamerákban. Ez a technika másfél évtized alatt forradalmian átalakította az amatőr fotósok életét is.

Az ezzel a technikával felszerelt Hubble űrteleszkópot az égboltnak azokra a tartományaira irányították, amelyeket a hagyományos csillagászati eszközök tökéletesen sötétnek mutattak. Az eredmény drámai. Galaxisok és galaxis-halmazok sokasága tárulkozik fel egészen a négyszeresnél is nagyobb (430%-os) vöröseltolódás tartományáig. Évtizedes előkészítés után, 1999-ben indult be a Sloan Alapítvány által támogatott digitális ég-térképezési program (SDSS), amely öt év alatt közel egymillió galaxis többszínű fényképét készíti el automatizáltan. A több színszűrős fényképsorozatot földi telepítésű teleszkóppal veszik fel. Egy magyar kutatók jelentős hozzájárulásával kidolgozott eljárást használva e fényképekből meghatározzák az objektumok vöröseltolódásának mértékét. A SDSS tartja a legnagyobb vöröseltolódású objektum (egy ún. kvazár, amelyről még nem bizonyított, hogy galaxis kapcsolható-e hozzá) megfigyelésének rekordját, amelyre az eltolódás 600%-os.

A Hubble-törvénytől való esetleges kismértékű eltérések nem változtatják meg a fő tendenciát: aminek nagyobb a vöröseltolódása, az távolabb van, azaz az Univerzum korábbi történeti pillanatáról ad hírt. A galaxisokat az égbolt irányai mentén a vöröseltolódásuk mértékében rendezve alakulnak ki a galaxistérképek, amelyek az Univerzum csillagcsomóinak szerkezetéről adnak információt, az égbolt egy szeletéről. Az első ilyen térképet az 1980-as évek közepén tették közzé, a feltérképezés mélysége kevesebb, mint két évtized alatt óriásit lépett előre.

A REJTÉLYES SÖTÉT ANYAG

A galaxishalmazokban résztvevő galaxisok ugyanolyan kötött rendszert alkotnak, mint a Naprendszer bolygói. A halmaz egésze együtt sodródik a Hubble-törvényt követve a táguló Univerzumban, de az egyes tagok közötti tömegvonzás e mozgásra zárt pályán való száguldást is „rárajzol”, amelynek jellemző sebessége 1000 km/s. A galaxisok közötti teret forró gáz tölti ki, amelynek hőmérsékletét abból a tényből lehet megbecsülni, hogy elektromágneses sugárzása a röntgen-tartományban igen intenzív, éppen ebből tudjuk, hogy a galaxisközi gáz több ezer fokos. Ezen a hőmérsékleten minden anyag, amely elektromágneses kölcsönhatásra képes, világít. Ezért nem várható, hogy a bennünket alkotó anyag kisebb darabkái, amelyeket „barna törpéknek” is neveznek, megbújnának ebben a rendszerben.

A galaxishalmaz teljes tömegét több független módszerrel is meg lehet becsülni, többek között a nagy tömegek közelében elhaladó fény elhajlásának jelensége is felhasználható erre. A leképezés számszerű értékelésének konklúziója az, hogy a galaxishalmaz össztömegének csak mintegy 4–5%-a található a taggalaxisokban és 10–15%-a a forró galaxisközi gázban. A többi az ismeretlen sötét anyag. Kisebb skálán vizsgálták annak lehetőségét, hogy a nem világító anyag egy része az ismert anyagfajták hideg csomóiból, úgynevezett barna törpékből áll. A galaxisunkban végzett megfigyelések szerint e csomók járuléka elhanyagolható. Az elemi részek fizikájának egyik legfontosabb kihívása annak a mindeddig ismeretlen, valószínűleg nagytömegű részecskének a felfedezése, amely a sötét anyag meghatározó komponense.

A newtoni gravitációt kifejtő anyagfajták nagyjából 30%-át teszik ki az Univerzum alkotórészeinek. A galaxishalmazokra épülő becslésünkből megérthetjük, hogy a bennünket alkotó anyag, azaz a fényt kibocsátani képes alkotórészek (az elektron, a kvarkok és társaik) nem több mint 5%-os súllyal rendelkeznek az Univerzum teljes anyagában. Nehéz beletörődni, hogy mindaz, amit az emberi tudomány az Univerzum anyagából mindmáig képes volt megragadni, ilyen kis részt jelent csak.

Készítette az M&H Communications szabad felhasználásra, a szerzői jogok korlátozása nélkül.