Maray

egy kávé mellett

A galaxisok fejlődése

Written By: maray - okt• 18•13

Az üstökösök királyi vadászmenyétje lecsapásra készen várt áldozatára. 1779. április 15-ének éjjelén Charles Messier párizsi csillagvizsgálójából figyelte, hogyan halad át az 1779-es üstökös Naprendszerben tett hosszú útja során a Bereniké haja (Coma Berenices vagy Coma) és a Szűz csillagképek között. Messier híres üstökös megfigyelései nyomán kapta XV. Lajos, francia királytól a fent említett – első hallásra korántsem megtisztelő – becenevet. A csillagászati történelemkönyvekbe azonban nem eme megfigyelésének köszönhetően írta be nevét. Még ugyanazon az áprilisi éjjelen három homályos foltot is észrevett a mennybolton, amelyek bár üstököshöz hasonlítottak, de éjszakáról éjszakára egyhelyben maradtak. Ezeket is felvette azon „gazfickók” listájára, amelyek minden áron a jóravaló csillagászokat igyekeznek megtéveszteni üstököshöz való hasonlatosságukkal. Később még azt is megfigyelte, hogy a Pierre Mechain segítségével azonosított százkilenc folt közül tizenhárom a Szűz és a Bereniké haja csillagképek között található. Ezen égi jelenségeket ma Messier testek (Messier objects) néven ismerjük, s az összes napjainkban élő, hivatalos és műkedvelő csillagász jól ismeri őket.

Mint az oly gyakran megesik a csillagászatban, Messier merő véletlenből egy valami teljesen másra bukkant, mint amit eredetileg kutatott. Elsőként figyelte meg a világegyetem óriásainak néhány példányát: olyan galaxis halmazokat (cluster), amelyeket saját tömegvonzásuk tart össze. Ahogy a galaxisok csillagok csoportját jelenti, ugyanígy a galaxis halmaz sok galaxis együttesére utal. A kozmikus ranglétrán ők töltik be az „alelnök” pozícióját, s csupán egyetlen fok választja el őket az „elnöktől”, azaz magától a világegyetemtől. A galaxis halmazok nagysága, az emberhez viszonyítva jóval meghaladja egy hasonló összevetés eredményeit az ember és a szubatomikus részecskék között.

Sok vonatkozásban a klaszterek (galaxis halmazok) tanulmányozása az egyetlen lehetőség arra, hogy univerzumunkról több ismeretet szerezzünk. Mivel e halmazok a galaxisok és a csillagok minden fajtájú és korú képviselőit magukba foglalják, az egész világegyetem felépítésére vonatkozó következtetésekre juthatunk vizsgálatukat követően; többek között például értékes információkat szerezhetünk az úgynevezett „sötét anyag” kérdésében, amely az emberi szem számára láthatatlan égitestek mozgását irányítja. S minthogy a galaxis halmazok léte iszonyatos mértékű tömegvonzás eredménye, szerkezetük és fejlődésük szorosan kapcsolódik a világegyetem felépítéséhez és kialakulásához. Így ezen jelenségek tanulmányozása a kozmológia három alapvető kérdésére is megadhatja a választ: milyen a világegyetem anyagi és szerkezeti felépítése és mi lesz a sorsa.

Néhány évvel Messier párizsi megfigyeléseit követően William Herschel és nővére, Caroline angliai kertjükből folytatták a Meisser testek vizsgálatát. Az első megfigyeléseket olyan elbűvölőnek találták, hogy elhatározták, további hasonló jelenségek után kutatnak. Francia elődjeik távcsöveinél meglehetősen jobb felszereltséggel több, mint kétezer ilyen homályos foltot találtak – csupán a Szűz csillagképben háromszázat. William és fia, John is felfigyelt a „csomós” elrendezésükre. Minek hatására alakultak ki e – ma galaxis néven ismert – jelenségek ilyen elrendeződése?

Az 1930-as évek közepén, amikor Frin Zwicky és Sinclair Smith megmérték a Szűz csillagképben található és egy távolabbi, a Coma csillagképen elhelyezkedő galaxis halmazok sebességét, egy második kérdés is felmerült. Ahogy a bolygók keringenek naprendszerük tömegközéppontja körül, úgy keringenek a galaxisok is halmazok tömegközéppontja körül. Csakhogy a galaxisok a mérések szerint olyan hihetetlen gyorsasággal haladnak, hogy az együttes tömegükből fakadó tömegvonzás nem lenne elég összetartásukra. A halmazok tömege a látható galaxisok tömegének százszorosa kellene, hogy legyen, különben a galaxisok már régen kiszakadtak volna a csoportból. Az egyetlen lehetséges következtetés: a galaxis halmazok nagy részét az úgynevezett sötét anyag alkotja. De mi is valójában e titokzatos anyag?

E két rejtély – a galaxisok egyenetlen eloszlása és az ismeretlen tulajdonságokkal bíró sötét anyag – továbbra is sok fejtörést okoz a csillagászoknak. Az első főleg a hatvanas évek közepétől, a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás felfedezésétől, vált csak igazán rejtélyessé. A sugárzás a világegyetem születését jelző, nagy robbanás utáni és a csillagok kialakulását megelőző időszakban szinte teljesen egyenletes volt. Később aprócska egyenetlenségeiből alakult ki a ma ismert világ, azonban erről a folyamatról ma még csak nagyon homályos elképzeléseink Zwicky óta már kicsit tisztábban látnak a csillagászok a sötét anyag kérdésében, de még mindig nem sikerült egyértelmű választ találni arra a kérdésre, mi alkotja tulajdonképpen világegyetemünk túlnyomó részét.

Megvilágosodás a sötét anyagból

Az elmúlt negyven évben a természetes emberi kíváncsiságtól hajtva, a galaxis halmazok kérdésében tett felfedezések szoros egymásutániságban követték egymást. A csillagászok mára már több, mint tizezer ilyen csoportosulást ismernek. Az 1950-es évek elején egy amerikai csillagász, Georg Abell állította össze a kaliforniai Paloma Csillagvizsgáló északi csillagos égboltról készített felvételei alapján az első, meglehetősen hosszú listát. 1970-re a tudósok azt hitték, már teljes ismerettel bírnak e halmazok alapvető tulajdonságairól, azaz gyorsuló galaxisok alkotják őket, amelyeket nagymennyiségű sötét anyag tart össze. Biztos és állandó égi jelenségekkel állnak szemben.

De elérkeztek az 1970-es évek, és ezzel együtt egy új műhold, az Uhuru (szuahéliul „szabadság”) pályára állítása. A Kenyából elindított szerkezet feladata az volt, hogy egy addig megközelíthetetlen sugárzás fajtát, a röntgensugarakat figyelje meg az űrben. Egy massachusettsi kis vállalat, az American Science and Engineering munkatársai, Edwin M. Kellogg és Herbert Gursky a Szűz és a Coma csillagképek felé irányította az Uhurut. A visszaérkező adatokból megállapíthatták, hogy a halmazokat nem csak galaxisok alkotják, hanem a köztük levő űrt nagy mennyiségű gáz tölti ki. A gáz túl ritka ahhoz, semhogy bármilyen látható fényben megfigyelhető legyen, de annyira forró – több, mint huszonötmillió Celsius fok –, hogy röntgensugarakat áraszt magából. Röviden: sikerült a sötét anyag egy részét megtalálni – pontosabban húsz százalékát. Habár e gáz felfedezése korántsem elegendő a sötét anyag rejtélyének teljes megoldásához, a galaxis halmazok tömegével kapcsolatos kérdésekre részben választ nyújthat. A „galaxis halmaz” kifejezés kissé pontatlan. Ezen égi jelenségek valójában hatalmas gázgömbök, amelyekben úgy helyezkednek el a galaxisok, mint a görögdinnyében a magok. A hetvenes évek eleje óta több műhold [például az Einstein Röntgensugárzást Megfigyelő Obszervatórium, a Röntgen Műhold (ROSAT) és az Asztrofizikai és Kozmológiai Fejlett Műhold (ASCA)] is alaposan vizsgálta a kibocsátott röntgensugárzást. Mi elsősorban a ROSAT adatait használtuk kutatásainknál. A ROSAT az első röntgentávcső, amely az égbolt teljes területéről készített felvételeket, és kiváltképp alkalmas nagyméretű, szétszórt objektumok, mint például a galaxis halmazok megfigyelésére. Jelenleg éppen ezen területek részletes feltérképezésével foglalkozik. Az új technológiák alkalmazásával a csillagászok tovább folytathatták az első úttörők, Messier, Zwicky és sok más lelkes kutató megfigyeléseit.

A röntgenfelvételeken a Coma halmaz meglehetősen egyenletes képet mutat, csupán néhány kidudorodást figyelhetünk meg. Ezek a púpok galaxisok csoportjainak, azaz aprócska halmazoknak tűnnek. Délkeleten az egyik púp a halmaz főtömege felé halad, ahol már több hasonló kitüremkedés is található. Összevetésben a Szűz csillagkép halmaza sokkal formátlanabb. Habár itt is találhatók igen erős röntgensugárzást kibocsátó területek, ezek a fényes pontok a Messier galaxisokból származnak s nem az űrt kitöltő gázból. Csak az északi területeken figyelhetünk meg nagyjából szimmetrikus elhelyezkedést.

Az ilyen röntgenfelvételek nyomán a kutatók arra a következtetésre jutottak, hogy a galaxis halmazok a galaxis csoportocskák egyesüléséből alakulnak ki. A Coma halmaz púpjai olyan csoportokat jeleznek, amelyek már bekerültek ugyan a halmazba, de még nem foglalták el végső helyüket, míg a Szűz hasonló objektumai a fejlődés még korábbi szakaszánál tartanak. A környező anyag még nem fejezte be a galaxis halmaz közepe felé tartó áramlását, és ha e folyamat nem lassul le, akkor néhány milliárd év múltán a Comához hasonló állapotot érhet el. E dinamikus szemlélet – a halmazok folyamatosan felfalják a közelükben található anyagot – éles ellentétben áll azon statikus elképzelésekkel, amelyeket nemrégen még minden kutató osztott.

Hőmérőzés

A nyolcvanas évek eleje óta, amikor az első, jó minőségű röntgenfelvételek megjelentek a csillagászok nagyon szerették volna megmérni a galaxis halmazokon belüli hőmérséklet eloszlását. Azonban az ilyen mérések elvégzése számottevően nehezebbnek bizonyult, mint a felvételek elkészítése, mivel ehhez a halmaz minden egyes pontján el kell végezni a röntgenspektrum elemzését. Ennek következtében csupán 1994-ben láthatott napvilágot az első hőmérsékleti eloszlást is ábrázoló térkép.

A térképek vizsgálata bebizonyította, hogy a halmazok kialakulása korántsem békés folyamat. Az Abell 2256 halmaz felvételein például jól látható, hogy a röntgensugár kibocsátásnak nem egy, hanem két csúcsa van. A nyugati csúcs egy kicsit laposabb, ami arra enged következtetni, hogy egy galaxis csoport becsapódáskor, egy hóekéhez hasonlatos módon, magával sodort némi anyagot. A hőmérsékleti térkép is alátámasztja ezt a feltételezést. A nyugati csúcs hűvösebbnek bizonyult: hőmérséklete jobban emlékeztet a galaxis csoportokban található gázéra. Mivel a csoportok kisebbek, mint a halmazok, a gravitációs vonzás is alacsonyabb bennük, s így a gázmolekulák is lassabban mozognak – azaz alacsonyabb a hőmérsékletük. Egy átlagos csoport ötvenbilliószor nagyobb, mint a Nap, és tízmillió Celsius fok meleg. Az összehasonlítás kedvéért elmondhatjuk, hogy egy halmaz ezerbillió nappal ér fel, és hetvenötmillió Celsius fokos hőmérséklettel dicsekedhet, de a legnagyobb ismert halmaz még ennél is ötször nagyobb és háromszor ilyen meleg.

A fent említett két meleg terület az Abell 2256-ben a csoport feltételezett mozgására merőleges vonalban található. A hő valószínűleg a csoport előtt hóekeként tolt anyagnak köszönhetően keletkezik, ahogy az oldalra „spriccel” és becsapódik a központi halmazba. A számítógépes modellezése a csoportok egymásba olvadásának pontosan megfelel ezen megfigyeléseknek. A csoport néhány százmillió év múltán eljuthat a halmaz közepébe, de az Abell 2256 egyelőre az egyesülési folyamat még igen korai szakaszában van.

Az egyesülés későbbi szakaszait egy másik halmazban, az Abell 754-en figyelhetjük meg. E halmaz két megkülönböztető jeggyel bír. Először is, a hagyományos fényképeken jól látható, hogy a galaxisok két csomóba tömörültek; másodszor pedig, a röntgensugaras megfigyelések kimutattak egy olyan gátszerű alakzatot, amelyen forró gáz csap át. Az egyik galaxiscsomó a gát közelében található, míg a másik nyugatra, a magas hőmérsékletű terület szélén.

A kutatók egy hasonlattal magyarázzák e jelenséget. Képzeljük el, hogy egy apró kavicsokat és vizet tartalmazó ballont egy vízzel teli medencébe dobunk. A lufi az éppen beolvadni készülő csoportot jelképezi: a benne levő víz a gázt, míg az apró kavicsok a galaxisokat ábrázolják. A medence a halmaz. Amikor a gömb becsapódik a medencébe, szétszakad. A víz, amit eddig tartalmazott, a medence felszínén marad, és csak lassan keveredik el a többi részecskével, de a kavicsok gyorsan leérnek a medence fenekére. Hasonló folyamat játszódhatott le az Abell 754-ben is. A becsapódó csoport gázának a halmaz gáza hirtelen útját állta, míg a galaxisok gyorsan elérhették a halmaz másik oldalát.

Egy harmadik halmazon, az Abell 1795-ön megfigyelhetjük, hogy néz ki egy galaxis halmaz sok milliárd évvel az utolsó csoport becsapódása után. E halmaz körvonalai tökéletesen simák, és a hőmérséklet eloszlás is szinte teljesen egyenletes, ami arra utal, hogy az összes csoport megtalálta helyét, és beállt az egyensúlyi állapot. Egyetlen kivétel a hűvösebb központi rész. Az alacsonyabb hőmérséklet magyarázata, hogy a halmaz közepén sűrűbb a gáz, és a nagyobb sűrűségű gáz gyorsabban ad le röntgensugárzást – azaz veszít hőmérsékletéből –, mint a ritkább sűrűségű. Ha még két-hárommilliárd évig semmi sem zavarja meg a halmaz nyugalmát, a sűrű gáz megszabadulhat összes energiájától, és teljesen kihűlhet. Miközben a gáz hűl, nagymennyiségű langyos anyag szabadul fel, ami akár egy újabb galaxis felépítéséhez is elegendő. De hova lett ez az anyag? A nagyerőkkel folyó kutatások ellenére, még nem sikerült egyetlen ilyen langyos gáz lelőhelyet sem találni. Az hogy a halmaz egyre veszít hőjéből, egyértelműen megfigyelhető a hőmérsékletet ábrázoló térképeken. Elképzelhető, hogy e hővesztés csak nem régen indult be, vagy a galaxis csoportok összeütközése megakadályozza, hogy a kihűlt gáz eltávozzon. Ezek az úgynevezett kihűlt áramlások tovább gyarapítják az eddig még meg nem oldott rejtélyek sorát.

Kicsiből nagyobbat

A fenti három Abell halmaz által képviselt állomások vélhetően minden egyes galaxis halmaz fejlődésére érvényesek. Néha galaxis csoportok csapódnak be halmazba, s minden egyes becsapódással a halmaz még több forró gázt, fényes galaxisokat és sötét anyagot nyer. A nagyobb tömeg növeli a gravitációt, ami viszont felmelegíti a gázt és felgyorsítja a galaxisok mozgását. A legtöbb csillagász osztja azt a nézetet, miszerint minden kozmikus alakzat ilyen módon jött létre: először csillaghalmazok egyesültek galaxisokká, majd a galaxisokból csoportok, s ezekből halmazok lettek. A jövőben a galaxis halmazok egyesülnek, hogy még hatalmasabb egyesüléseket hozzanak létre. Azonban a világegyetem tágulásának a vége ennek is gátat szabhat. Végül a halmazok már túlságosan távol kerülnek egymástól ahhoz, hogy egymásba olvadhassanak, mi több, lehetséges, hogy a kozmosz már el is érte ezt a pontot.

Kozmoszi mértékkel az eddig említett halmazok (a Coma, a Szűz, az Abell 2256, 754 és 1795) közeli testeknek számítanak. A csillagászok azon igyekezete, hogy a halmazok fejlődését megértsék, hasonlatos egy olyam próbálkozáshoz, amely során emberek fényképeiből szeretnénk megállapítani, hogyan nőnek az emberek. Ha elég gondosan tanulmányozzuk a képeket, kor szerint sorrendbe állíthatjuk az embereket, és kikövetkeztetjük, ahogy egyre öregebbé válnak – más szemmel látható változások mellet – egyre magasabbak lesznek.

Az emberi növekedést más módszerrel is megfigyelhetjük, ha csak azonos korú emberekről készült felvételeket vizsgálunk; például általános, közép- és főiskolások osztályfényképeit nézegetve. Hasonló módon tanulmányozhatják a csillagászok a tőlünk egyre távolabb eső – s ezért időben egyre korábbi – galaxisokat. Általában minél távolabbi mintát veszünk alapul, annál fiatalabb galaxisokkal állunk szemben. Így a kutatók is összeállíthatják különböző korú galaxisok „osztályfényképeit”. E megközelítés előnye abban rejlik, hogy nemcsak egyes halmazokat, hanem egy egész csoport hasonló korú halmazt vizsgálhatnak. A hátrány viszont az, hogy a fiatalabb objektumok túl messze vannak ahhoz, hogy behatóan lehessen tanulmányozni őket – csak néhány közös vonásukat lehet megállapítani.

Egyikünk (Henry) ezzel a módszerrel dolgozta fel az ASCA röntgensugaras műhold adatait. Azt találta, hogy a távolabbi, fiatalabb galaxisok, hűvösebbek, mint a földhöz közelebb eső, idősebbek. Ez a hőmérsékletváltozás is igazolja, hogy az idő múlásával a halmazok egyre melegebbek lesznek, és következésképpen nagyobbra dagadnak, s alátámasztja a fent leírt „kicsiből nagyobbat” modellt. A megfigyelésekből a kutatók megállapíthatták a galaxis halmaz fejlődés átlagos ütemét is Ez az ütem, ami szorosan kapcsolódik a világegyetem fejlődéséhez és a sötét anyag mibenlétének kiderítéséhez, arra enged következtetni, hogy a világegyetem örökké tágulni fog.

A legújabb röntgensugár kutatások talán a halmazokban található sötét anyag felépítésére is magyarázatot adhatnak. A második millennium kezdetére már három jól felszerelt röntgensugaras megfigyelőállomást állítanak földkörüli pályára: a japán ASTRO-E, az amerikai Fejlett Röntgensugaras Asztrofizikai Állomás (Advanced X-ray Astrophysics Facility) és az európai Röntgensugaras Soktükrös Misszió (X-ray Multi-mirror Mission).

Eközben egy másfajta sugárzás, a szélsőséges ultraibolya fény (extreme ultraviolet light) kutatása is újabb talányokat ad a tudósoknak. A szélsőséges ibolyántúli sugárzás energiája alig alacsonyabb a röntgensugárénál, de a galaxisunkban található anyagok erősen magukba szívják ezt. Így a csillagászok feltételezték, hogy a halmazok nem lennének láthatóak az ilyen hullámhosszú tartományban. Nemrégiben azonban a Huntsville-i Alabamai Egyetem professzora, Richard Lieu és A Berkley-i Kalifornia Egyetem munkatársa, C. Stuart Bowyer öt halmazt tanulmányozott egy nagyérzékenységű, ibolyántúli sugárzást kutató műholddal.

Ezek a halmazok fényesen tündököltek szélsőséges ultraibolya fényben. Bizonyos mértékben ez a felfedezés is éppen olyan váratlan volt, mint a hetvenes években a galaxis halmazok röntgensugaras észlelése. Habár a sugárzás egy része ugyanattól a gáztól származik, amely a röntgensugarakat is kibocsátja, néhány halmazban biztosan van egy másik forrás is. Ez a felfedezés rendkívül új keletű, és még nem találtak rá magyarázatot. Lehetséges, hogy a sötét anyag egy újabb összetevőjére bukkantak a csillagászok? A készülőfélben levő röntgensugarat használó állomások talán azonosítani tudják eme alkotórészt.

Mi, akik részt veszünk ezen munkálatokban furcsa kötődést érzünk Charles Messier irányába, aki azért küzdött, hogy a Szűz csillagképben halvány fényfoltokat fedezzen fel, nem is tudván jövőbeli jelentőségükről. Bár a technológia rengeteget fejlődött az óta, még mindig küszködünk, hogy megértsük e halmazok tulajdonságait. Hasonlóképpen közel érzzük magunkat a jövő tudósaihoz, hiszen a tudomány folyamatosan halad előre, s e folyamatosságot sok apró lépés biztosítja. Elődeink sokat segítettek nekünk, és mi igyekszünk megosztani tudásunkat azokkal, akik egykor nyomunkba lépnek.

A kozmikus alakzatok ranglétrája a csillagokkal és bolygókkal kezdődik és egészen a világegyetemig tart. A galaxis halmazok a legnagyobb objektumok, amelyeket a tömegvonzás tart össze, tömegük a Nap tömegének (Me-vel jelöltük) sokbilliószorosa. Bár léteznek még ezeknél is magasabb rendű szervezettségi formák, például a szuperhalmazok (supercluster) és a nagy falak, de ezeket a mintákat nem a gravitáció tartja össze. Még nagyobb léptékkel nézve, a világegyetem teljesen jellegtelen. A csillagászok úgy vélik, hogy az itt látható alakzatok többsége a kisebb egységek folyamatos felhalmozódása során jött létre…

A galaxis halmazok fejlődésétől a kozmikus fejlődésig

A nagy robbanás óta az univerzum folyamatosan tágul. Az összes test, amit nem köt egymáshoz a tömegvonzás, vagy valamilyen más erő, egyre távolabb kerül egymástól. De vajon tarthat-e örökké a világegyetem tágulása, vagy az itt található összes anyag tömegvonzása elég lesz a leállítására? A problémát hagyományos oldalról megközelítő megoldások mind elbuktak valahol, mert a számításokhoz tudni kellett volna a létező összes anyag mennyiségét, ez azonban korántsem olyan egyszerű kérdés, hiszen a világegyetemet alkotórészeinek nagy részét, a láthatatlan és rejtélyes sötét anyag teszi ki.

De a galaxis halmazok tanulmányozása egy teljesen új megoldás felé is utat nyitott. Ahogy a halmazok egyre több anyagot szívnak magukba, egyre nagyobbak lesznek. Ez addig folytatódik, amíg a vonzásuk alá eső összes elemet be nem kebelezték. Minél több elfogyasztható anyag áll rendelkezésükre, annál gyorsabban és nagyobbra híznak (jobbra). Ha a világegyetemben elegendő anyag található ahhoz, hogy a tágulást leállítsák, akkor a hatalmas halmazoknak csak kevesebb mint tíz százaléka létezhetett négymilliárd évvel ezelőtt, és még ma is újabb és újabb halmazok alakulhatnak. Azonban ha a megállításhoz szükséges anyagnak csupán a negyede áll rendelkezésünkre, akkor az összes halmaz már elfoglalta helyét négymilliárd évvel ezelőtt, s attól fogva egyetlen újabb sem alakult.

Az eddigi halmazfejlődésekkel kapcsolatos megfigyelések ez utóbbi elméletet támasztják alá. Minthogy a galaxis halmazok gyakorlatilag befejezték növekedésüket, mostanra csupán igen kevés anyag maradhatott szétszórva az univerzumban. Következésképpen a világegyetem örökös tágulásra ítéltetett (hacsak nem létezik valamilyen rendkívül egzotikus fizikai tulajdonságokkal bíró anyag – mint például gravitációs taszítás, amely még változhat is –.) A kozmikus tágulás mérésére irányuló több kutatás is, például a szupernóvák és másfajta „égi jelzőtáblák”, igazolni a látszik a fenti állítást. Ugyan a vita még korántsem zárult le, de számos, egymástól független bizonyítéknak köszönhetően egyre nyilvánvalóbbá válik, hogy a csillagászok tudják milyen sors vár világegyetemünkre.

You can follow any responses to this entry through the RSS 2.0 feed. You can leave a response, or trackback from your own site.