Fizikai Szemle 2007/12 - Csabai István, Purger Norbert, Dobos László, Szalay Sándor, Budavári Tamás: Az univerzum szerkezete

AZ UNIVERZUM SZERKEZETE

Csabai István, Purger Norbert, Dobos László
ELTE TTK, Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék
Szalay Sándor, Budavári Tamás
The Johns Hopkins University,
Department of Physics and Astronomy, Baltimore, USA

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az Univerzumnak az általunk jelenleg észlelhetõ legrégebbi állapotáról ad számot. Az Univerzum akkori képe meglehetõsen homogénnek és izotrópnak tûnik, a relatív fluktuációk nagyságrendje csupán 10^-5 nagyságrendû. Ezzel szemben a mai Világegyetemben hatalmas sûrûségkontrasztot mutató struktúrákat látunk minden skálán: bolygókat, csillagokat, galaxisokat, galaxishalmazokat és szuperhalmazokat. Míg az intergalaktikus térben kevesebb mint 1 hidrogénatom van köbméterenként, addig például egy neutroncsillag tömegét 10¹⁸ kg/m₃-re becsüljük, ami lokálisan 10⁴⁵ mértékû sûrûségkülönbséget jelent. Noha számos részlet még nem világos, és néhány új, rejtélyes szereplõ is megjelent a színen, a különbözõ skálákon végzett, egyre szaporodó észlelési eredményekre támaszkodva mindinkább tisztul a kép, hogy hogyan jöttek létre a struktúrák, hogyan alakult ki az Univerzum komplex szerkezete a kezdetben szinte homogén õsállapotból.

Az Univerzum jelenleg legáltalánosabban elfogadott modelljét a részecskefizikáéhoz hasonlóan „standard modell”-nek nevezik. Mindjárt látni fogjuk, hogy olyan szempontból nagyon találó a hasonló elnevezés, hogy a modell nagyon kiváló egyezéseket mutat az összes észleléssel, viszont számos olyan részlet van benne, melynek elméleti alapjait, finoman szólva, nem teljesen kielégítõen értjük még. Az Univerzum fejlõdésének históriáját nagyon sokan, nagyon sok helyen elmondták már, de azért, hogy az aktuális új eredmények is helyet kaphassanak benne, valamint rávilágíthassunk a struktúrák kialakulásával kapcsolatos mozzanatokra, tekintsük át elõször nagyon röviden a történetet és az elméleti hátteret, majd az észlelések tükrében vizsgáljunk meg részletesebben bizonyos eseményeket.

Az Univerzum nagyon rövid története

Kezdetben volt az õsrobbanás. Ennek pontos mikéntjét itt nem tárgyaljuk részletesen, számunkra most csupán az a fontos, hogy olyan kvantumfluktuációk játszanak benne szerepet, melyek már ekkor, nagyon kis mértékben ugyan, de inhomogenitást hoznak be a térbeli eloszlásba. A további folyamatok ugyanis nagyrészt ezeket a térbeli fluktuációkat módosítják: ha minden egzaktul homogén lett volna kezdetben, akkor nem kapnánk meg a jelenleg látható struktúrákat. Az õsrobbanást követõ nagyon gyors kitágulással járó inflációs fázis szinte teljesen homogénné és izotróppá teszi az Univerzumot, csupán apró, nagyjából skálafüggetlen Gauss-fluktuációk maradnak meg. Fontos megjegyezni, hogy ezeknek a fluktuációknak a nagysága és eloszlása nagyon érzékenyen befolyásolja, hogy késõbb, például a gravitáció hatására mikor és mekkora anyagcsomók állhatnak össze, lesznek-e csillagok és galaxisok, mekkora lesz azok tipikus tömege. Az infláció az Univerzum 10^-32 másodperces korára lezajlik, a táguló és hûlõ világban kialakulnak a hadronok és leptonok nagyjából a 3. perc végére (1. ábra).

A következõ szakaszban a struktúraképzõdés szempontjából újabb, fontos jelenségek játszódnak le. Az Univerzum ekkor forró, táguló ionizált gáznak tekinthetõ. A magas hõmérséklet miatt a fotonok dominálják az eseményeket egészen az Univerzum nagyjából 380 ezer éves koráig. A fotonoknak nagyon rövid a szabad úthosszuk, nagyon gyakran ütköznek. A rendszer állapotegyenletét és dinamikáját megvizsgálva kiderül, hogy ebben a plazmában olyan rezgések indulnak be, amelyek leginkább akusztikus rezgésekhez hasonlatosak, és ezért hanghullámoknak nevezik õket. Ezek azért fontosak, mert, mint ahogy látni fogjuk, a hanghullámok sûrûségfluktuációkat okoznak, és ezek nyoma még a jelenlegi galaxiseloszlásban is kimutatható. Miután a plazma annyira lehûlt és kiritkult, hogy kialakulhattak az elsõ atomok, és a fotonok szabadon repülhettek, egyre inkább a gravitáció vette át a struktúra formálásában a vezénylést. A kezdeti kis sûrûségfluktuációk a gravitáció vonzása alatt egyre növekedtek. A jelenlegi, úgynevezett hideg sötét anyag modell (Cold Dark Matter, CDM) szerint a sötét anyag gravitációs völgyeket hozott létre, és az ebbe belezuhanó hidrogéngáz addig sûrûsödött, míg begyulladtak az elsõ csillagok, és/vagy az elsõ aktív galaxismagok. Errõl a "sötét” korszakról jelenlegi mûszereinkkel nem tudunk sokat megállapítani a semleges hidrogéngáz elnyelése miatt. A csillagok ultraibolya fénye késõbb ionizálta a semleges hidrogént, valamint a szupernóva-robbanások legyártották a nehezebb elemeket is. A kisebb galaxiskezdemények összekapcsolódtak, és a fokozatos összeolvadások során kialakultak a ma is látható galaxisok.

A modell és paraméterei

A Világegyetem tágulását legegyszerûbb közelítésben a Friedman-egyenletek írják le:

képlet

Az elsõ egyenlet a tágulás mikéntjét mutatja, a második pedig az állapotegyenlet. A képletekben a jelöli a skálafaktort, ami a relatív tágulás mértékét fejezi ki, a felülpontozás szokott módon az idõderiváltat jelöli. Az arány, a Hubble-paraméter megmondja, hogy adott távolságon lévõ két pont milyen látszólagos sebességgel távolodik egymástól. Ezt a távolodást mérésekkel is ki lehet mutatni, és a Hubble-törvény értelmében egy tõlünk D távolságra lévõ galaxis látszó radiális távolodási sebessége v = H · D. Itt jegyezzük meg, hogy sem a távolságot, sem pedig a távolodási sebességet nem lehet közvetlenül mérni, ezek észlelése volt az elmúlt évtizedek egyik nagy kihívása a kísérleti kozmológiában. A jobb oldalon az elsõ tag az anyag hatását írja le, G a gravitációs állandó, ρ pedig az anyagsûrûség, magában foglalva a barionikus anyagot, a fotonokat és a sötét anyagot is. Gyakran a sûrûséget nem közvetlenül, hanem a

képlet

kritikus sûrûséggel normálva használjuk:

képlet

A kritikus sûrûséget az jelöli ki, hogy ennél nagyobb sûrûségekre (0 görbület és kozmológiai konstans mellett) az Univerzum végül összeesik, ennél nagyobb értékekre pedig a végtelenségig folyamatosan tágul.

Az elsõ egyenletben még két tagról nem szóltunk: Λ az egyelõre titokzatos sötét energiát, vagy kozmológiai konstanst írja le, k pedig az euklideszitõl esetlegesen eltérõ tér görbületét. A mérések eddigi tanúsága szerint a tér lapos, tehát ez utóbbi faktor kiesik az egyenletbõl. Mint ahogyan az anyagsûrûségnél tettük, hasonlóan normált, dimenziótlan változókra térhetünk át a kozmológiai konstans és a görbület esetében is. Így a tágulást kifejezõ egyenletbõl az alábbi formát kaphatjuk:

1 = Ω₀ = Ω_b + Ω_d + Ω_r + Ω_Λ + Ω_k .

Ez egyfajta mérlegegyenlet, amely a különbözõ összetevõk arányát írja le. Jelenlegi legjobb tudásunk szerint az Univerzum euklideszi, vagyis Ω_k, valamint a sugárzás (fotonok) járuléka jelenleg csekély, tehát Ω_r is 0. Csupán egy évtizede gyûlnek az egyre biztosabb jelek, hogy a kozmológiai konstans értéke nem nulla, sõt elég jelentõs Ω_Λ = 0,74, de, sajnos a sötét energiáról ennél több információ nem igen áll rendelkezésünkre. A fennmaradó 0,26-on osztozik a sötét és „világító” anyag. Ebbõl is jelentõs hányad (Ω_d = 0,22) a sötét anyagra esik, amelynek természetérõl szintén keveset tudunk, annyi bizonyos, hogy csak gravitációs hatását tapasztaltuk eddig. A teljes mérlegbõl csekély 4% marad a minket és bolygónkat alkotó, valamint fõként a csillagokban és szabad hidrogén- és héliumgáz formájában jelen lévõ barionikus anyagra (Ω_b = 0,04).

A második egyenletben p a nyomást jelöli. Attól függõen, hogy az Univerzum különbözõ korszakaiban milyen anyagféleség dominálta a világot, a sûrûség és a nyomás között különbözõ relációk álltak fenn. Ezek a különbözõ állapotegyenletek persze más és más tágulási történeteket eredményeznek. Nézzük meg a tiszta egykomponensû eseteket.

Kezdetben, amikor a vákuum energiája dominálta az Univerzumot, az állapotegyenletbe a

p = - ρ

alakot beírva exponenciálisan gyorsuló felfúvódást kapunk:

a(t) ~ exp (Ht)

Késõbb a forró plazma állapotban a fotonok játszották a fõszerepet. Tiszta fotongázra

p = ρ /3

, ami az idõ négyzetgyökével arányos, jelentõsen lassabb tágulást eredményez:

a(t ) ~ t½.

Végül jelenlegi, ritka anyag dominálta Univerzumunkban a nyomás zérus,

p = 0,

amely összefüggés, a gravitáció hatását figyelembe véve, egy más kitevõjû hatvánnyal való tágulást eredményez:

a(t ) ~t ^2/3.

Itt jegyezzük meg, hogy a kozmológiai konstans nullától különbözõ értékének alig egy évtizede történt kísérleti megalapozása óta számosan úgy kalkulálnak, hogy a gyorsulva táguló Világegyetemben az anyag dominanciája ismét a vákuumnak adhatja át a stafétabotot, mintegy széttépve ezzel a Mindenséget.

A fenti egyenletek persze csak nagy vonalakban adják meg a fejlõdést, számos részletet kell még hozzátenni, hogy a kép kisebb skálákon is teljes legyen, és a struktúrák kialakulását részletesen megérthessük. Ilyenek a nukleoszintézis, a csillag- és galaxiskeletkezés szabályai, vagy például a szupernóva-robbanások lökéshullámainak hatása. Noha nagy utat kell még megtenni, de eme jelenségkörök részletei szinte napról napra tisztulnak, és egyre nyilvánvalóbb, hogy a teljes megértéshez sokkal komplexebb képet kell kialakítani.

A szerkezet leírása

Az Univerzum nagy léptékû (galaxisklaszterek mérete fölötti) szerkezetét statisztikai módszerekkel írjuk le. Ehhez az anyagsûrûségnek az átlagostól való eltérését, azaz fluktuációit vizsgáljuk:

képlet

A fluktuációknak vizsgálhatjuk a korrelációit, például a leggyakrabban használt kétpont-korrelációs függvény segítségével:

képlet

A korrelációs függvény azt méri, hogy a tér két, r távolságban levõ pontjabeli relatívsûrûség-eltérés mennyire hasonlít egymáshoz. Ha nincsenek korrelációk, akkor ez a függvény lapos, ha pedig, például, valamilyen karakterisztikus méret fordul elõ, akkor az annak megfelelõ értékeknél csúcsokat kapunk. Matematikailag ezzel ekvivalens, ha a korrelációs függvény Fourier-transzformáltját, a teljesítménysûrûségspektrumot vesszük:

képlet

Noha matematikailag ekvivalensek, technikai okok miatt, valamint azért hogy a mérési hibákat korrektül kezelhessük, a méréstõl függõen egyik vagy másik statisztika használata célszerûbb.

Mivel a Friedman-egyenletek a kisebb skálák nemlineáris jelenségeit nem írják le, az általánosan elfogadott nézet szerint azokat leginkább a csak gravitációsan kölcsönható sötét anyag evolúciójának kiszámítására használhatjuk fel. A galaxisok "világító” anyagának eloszlása nem követi pontosan ezt az eloszlást, hanem a sötét anyag által kialakított gravitációs völgyek legmélyén gyullad csak be. Ez az úgynevezett "biasing” jelenség, amelyet a legegyszerûbb, lineáris esetben egyetlen b faktorral jellemezhetünk:

képlet

Nézzük meg konkrétan, hogyan néz ki a teljesítménysûrûség-spektrum a hullámszám (illetve a felsõ skálán a hullámhossz) függvényében (2. ábra).

A hullámszám 1/hosszúság mértékegységû, a hoszszúságot megaparsecben (Mpc) mérjük, ahol 1 parsec = 3,26 fényév vagy nagyjából 3 · 10⁶ méter. A mértékegység elõtt lévõ h faktor a Hubble-állandó dimenziótlan, normált változata (H = h · [100 km/ s / Mpc]), és azért szokott szerepelni a kifejezésekben és ábrákon, mivel pontos értéke, (az eddigi mérések alapján 0,72) sokáig bizonytalan volt, de tõle függõen minden méret átskálázódik.

Mit is látunk az ábrán? Az egyes görbék egy olyan sík Univerzum spektrumát ábrázolják, ahol a sötét és barionikus anyag (Ω_m) együttes aránya 0,35, és ebbõl a görbéken felülrõl lefelé haladva rendben 0,005, 0,02, 0,05, illetve 0,1 a barionikus anyag mennyisége. Láthatjuk hogy az arány változtatásával más görbéket kapunk. A jelenlegi kozmológiai vizsgálatok éppen errõl szólnak: számoljuk ki az Univerzum modelljeit különbözõ paraméterekkel, és rajzoljuk fel valamilyen mérhetõ mennyiség vagy statisztika, mint például a fent mutatott sûrûségfluktuáció-spektrum görbéjét. Végezzünk méréseket, és vessük össze, hogy mely modell, milyen paraméterek mellett illeszkedik legjobban az észlelésekhez. Így egyre nagyobb statisztikával, egyre több irányú és pontosabb mérésekkel, egyre jobban rögzíthetjük modellünket és paramétereit. Pár éve ez még csak álom volt, de a jelenlegi nagy skálás mérések a nem olyan régen még szinte csak filozofikus kérdéseket tárgyaló kozmológiát precíziós kísérleti tudománnyá alakították.

Nagyszabású szimulációk

Ahhoz tehát, hogy feltárjuk a kozmológiai struktúraképzõdés részleteit, lehetõleg az ég minél nagyobb területérõl, minél több adatot kell begyûjteni. Szerencsénkre a fotonok sebessége véges, így nem csupán az Univerzum jelenét, hanem a múltját is direkt módon tanulmányozhatjuk, hiszen vannak olyan fotonok, amelyek már milliárd évekkel ezelõtt indultak el útjukra, de csak most érnek detektorainkhoz. Ha elég érzékeny mûszerrel tekintünk az égre, akkor optikai és ahhoz közeli tartományokban visszatekinthetünk egészen addig a korszakig, amikor az Univerzum csupán pár százmillió éves volt. Itt, mint ahogy az 1. ábrán láthatjuk, elérjük a reionizáció elõtti "sötétség korát”, amikor is az összefüggõ neutrális hidrogénfelhõ nem engedi át a fényt. A hidrogéngázról az iskolában azt tanuljuk ugyan, hogy színtelen, átlátszó gáz, de jól ismert, hogy az ultraibolya-tartományban lévõ fotonokat elnyeli (gerjesztési és ionizációs vonalak). Mivel a fény vöröseltolódást szenved miközben felénk tart, ezek az elnyelési vonalak végigvonulnak a teljes látható színképen, és mindent nullával tesznek egyenlõvé. Sokkal távolabbra egyébként se látnánk, ez a kor azért is sötét, mert nincs amit láthatnánk. Ugyanis nem túl sokkal a reionizáció elõtt gyulladtak be az elsõ csillagok és esetleg aktív galaxismagok (létrehozván magát a reionizációt is), amelyek egyáltalán fényt bocsátanak ki.

Szerencsénkre azonban van még egy csecsemõkori képünk is az Univerzumról, abból az idõbõl, amikor nagyjából 380 ezer éves volt. Ennek megértéséhez ismét a történelmi bevezetõre és az 1. ábrára utalunk vissza. Amikor a korai Univerzum forró plazmája a tágulás során egyre hûlt, elérkezett az a pillanat, amikor a fotonok szabad úthossza végtelenre nõtt. Az akkori, néhány ezer fokos plazmauniverzum hõmérsékleti sugárzásának fotonjai tehát attól kezdve repülnek felénk, de mivel a tér azóta jelentõsen kitágult, ezek a fotonok annyira megnyúltak, hogy átkerültek a mikrohullámú tartományba, és mintegy 2,7 kelvin a karakterisztikus hõmérsékletük. A plazmakorszak szimulációja viszonylag egyszerû, a kezdeti, véletlenszerû kvantumfluktuációkat kell a tágulás során nyomon követni, és hozzákombinálni azokat az akusztikus sûrûsödési hullámokat, amelyeket a forró plazma rezgése keltett. Természetesen, ha más például a barionikus és sötét anyag aránya, akkor hasonlóan ahhoz, mint ahogy a különbözõ fémekbõl öntött harangok más és más hangszínen csengenek, az Univerzum "szférájának zenéje”, vagyis a fluktuációspektrum is más és más lesz. Wayne Hunak a Chicagói Egyetemen lévõ weboldalán ( http://background.uchicago.edu/~whu/metaanim.html) például különbözõ animációkat láthatunk arra vonatkozóan, hogy miként változik a fluktuációk spektruma, ha változtatjuk a barionikus anyag arányát vagy a többi kozmológiai paramétert. A 2. ábra ilyen jellegû görbékbõl mutat néhányat.

Valamivel komplikáltabb az anyag csomósodásának végigkövetése, melyet a végtelen hatótávolságú gravitáció hatása hoz létre. Egy ilyen N-test szimulációban az anyagnak kis darabjait, "részecskéit” vesszük és számoljuk ki mozgásukat a többi részecske gravitációs terében. Ha nagy skálán nagyjából homogén az anyag eloszlása, akkor egy adott ponttól R távolságra lévõ gömbhéjban foglalt anyag összes tömege R²-tel arányos. Mivel a gravitációs erõ éppen 1/R²-tel cseng le, a közeli és távoli pontoknak a hatása azonos nagyságrendû, így a mozgásegyenletek kiszámolásakor minden pont minden másik ponttal való kölcsönhatását figyelni kell, azaz N részecske esetében N × N számítást kell elvégezni minden idõlépésben. Ahhoz hogy a szimuláció kellõen pontos legyen, a Virgo Consortium néven ismert nemzetközi kutatócsoport Millennium Projektje ( http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/virgo/millennium/) például 10 milliárd "részecske” pályáját követte egy 2 milliárd fényév oldalhosszúságú kockában, több mint 10 milliárd éven át. Nem csoda, hogy a szimuláció még számos numerikus programozási trükk felhasználásával is 30 napig futott 1500 processzoron, és több mint 25 terabájtnyi adatot eredményezett (3. ábra). A szimuláció igazából a sötét anyag viselkedését követte, és a méretfelbontás alsó határa a galaxishalmazok tartományába esik.

Lehet, hogy csupán azért, mert keveset tudunk róla, a sötét anyag viselkedését egyszerûbbnek gondoljuk, mivel csak gravitációsan hat kölcsön. A sötét anyag szimuláció által így kialakított gravitációs völgyek legmélyebb részein gondoljuk, hogy a hidrogéngáz annyira összesûrûsödhetett, hogy begyulladhattak a csillagok, kialakulhattak a galaxisok. A galaxiskeletkezés pontos mikéntjének megértése még idõbe telik, hiszen olyan komplex jelenségek tarkítják, mint a csillagokban lezajló magfizikai folyamatok, a szupernóva-robbanások lökéshullámaival szétszórt nehéz elemek turbulens keveredése, vagy például a galaxisok aktív magjában lévõ fekete lyukakba áramló anyag dinamikája.

Kozmikus távolságok

Mielõtt rátérünk a kozmikus struktúra észlelésének két kísérleti pillérére, hadd szóljunk röviden a harmadikról, amely közvetve ugyan nem a struktúrát vizsgálja, de azzal, hogy a kozmikus távolságskálát kalibrálja, a másik két vizsgálat eredményeit is nagyban befolyásolja. Az égi hosszúsági és szélességi koordinátákat ugyanis nagyon könnyen mérhetjük, viszont egy galaxisnak tõlünk vett távolságáról nehéz információhoz jutni. Nincs is igazán más módszer rá, mint egyre nagyobb skálákon használható módszerek összeillesztésével egy úgynevezett távolságlétrát bekalibrálni. A kalibráció elsõ lépcsõfoka a parallaxis. A közeli csillagok ugyanis olyan távolságokon vannak, amelyek gondos vizsgálatokkal összemérhetõek a földpálya átmérõjével. Ha ugyanis ugyanarra a csillagra a Föld Nap körüli pályájának két átellenes pontjáról nézünk rá, akkor egy nagy egyenlõ szárú háromszöget feszítünk ki, melynek alapja a földpálya átmérõje. A háromszög magassága az alaphoz képest nagyon nagy, s így a vele szembe levõ szög nagyon kicsi. Ha távcsövünkkel azért le tudjuk mérni ezt a pici szögeltérést, akkor ki tudjuk számítani a csillag távolságát. Sajnos ez csak a legközelebbi csillagokra mûködik, viszont közöttük vannak érdekes változó csillagok, a cefeidák, amelyek fényének változási periódusa kapcsolatban áll abszolút fényességükkel. Ha így abszolút fényességüket bekalibráltuk, nyert ügyünk van, hiszen a fényintenzitás 1/távolság²-es csökkenése alapján tetszõleges helyen meg tudjuk határozni távolságukat. Persze, praktikusan nem tetszõleges távolságban, hiszen egy adott távolságon túl már túl haloványak távcsöveink számára. A cefeidák távoli rokonai a szupernóvák, különösen az Ia típusúak szintén standard gyertyaként használhatók, még nagyobb távolságokon is, hiszen robbanásukkor fényük akár egy galaxis milliárd csillagát is képes túlragyogni. Segítségükkel tehát kiléphetünk a galaktikus skálákra. Sajnos egy-egy galaxisban átlagosan csak 100 évente láthatunk ilyen felvillanást, a nagyon távoliakban pedig nem igazán észlelhetõek, így mindegyik galaxist nem tudjuk ily módon bekalibrálni. A szupernóvák észlelése és a távolságskála rögzítése a kozmológiai modell tisztázása szempontjából nagyon kritikus, ezért számos felmérést indítottak a közelmúltban, hogy minél több és minél távolabbi galaxishoz szerezzünk be adatokat. A kérdés fontossága persze mindig vonzza a kritikus hangokat is, hiszen ha az adatokat rosszul kalibráljuk, például a galaktikus por miatt, vagy nem megbízhatóak a szupernóvamodelljeink, akkor a jelenlegi kozmológiai modellek érvényessége kétségbe vonható. A vitákat itt is, reméljük mihamarabb, az adatok gyarapodása fogja eldönteni.

Ha elfogadjuk a Hubble-törvényt, és a cefeidák valamint a szupernóvák segítségével bekalibráljuk, akkor nagyobb skálákon a vöröseltolódás szolgálhat a távolság analógiájának. A vöröseltolódás a galaxisok látszó radiális távolodásának eredménye, és a spektrumvonalak vörös tartomány felé eltolódásában jelentkezik. Ennek pontos méréséhez spektrumokat kell felvenni, ami nagyon idõigényes mérés. A majd késõbb tárgyalt SDSS például észlelési idejének 80%- ban a maradék 20%-ban lefényképezett galaxisok csupán 1%-ának tudja a vöröseltolódását megmérni. Számos nemzetközi csoporttal együtt kollégáimmal és diákjaimmal sokat dolgoztunk azon a kérdésen, hogy pusztán a fényképekbõl nyerhetõ fotometriai információ alapján hogyan lehet a vöröseltolódást minél pontosabban megbecsülni.

Nagyszabású észlelések

A kozmikus távolságokról szóló kitérõ elõtt említett, különbözõ korokat leíró szimulációkat kell tehát összevetnünk az észlelésekkel, hogy modelljeink helyességérõl meggyõzõdhessünk, illetve azok paramétereit meghatározhassuk. Az észleléseknek hasonlóan nagy skálát kell átfogniuk, és persze még nagyobb anyagi és idõbeli ráfordítást igényelnek a kutatóktól, mint a szimulációk. Szerencsére a mikroelektronika és a technológia fejlõdése lehetõvé tette, hogy az elmúlt évtizedben számos nagyszabású felmérés végrehajtására alkalmas eszközt hozzanak létre a kutatók. Az egyik felmérés, amely egyik sarokköve a modern kísérleti kozmológiának, a kozmikus háttérsugárzás detektálására alkotott COBE és WMAP mûholdakon nyugszik. Magának a kozmikus mikrohullámú háttérnek felfedezéséért Arno A. Penzias és Robert W. Wilson 1978-ban kaptak Nobel- díjat. John C. Mather és George F. Smoot pedig 2006-ban azért kapták meg ezen elismerést, mert a fenti mûszerekkel ki tudták mutatni a kozmológiai modellek által elõrejelzett 10^-5 nagyságrendû fluktuációkat a homogén háttérhez képest. Ez nem volt könnyû dolog, hiszen a fent említett nagyságrend szemléletesen azt jelenti, hogy ha a sûrûségfluktuációkat kidomborodásoknak tekintenénk egy gömb felszínén, akkor egy biliárdgolyó tükörfényes felszínén kell tizedmikronnál kisebb egyenetlenségeket feltérképezni, és korrelációit meghatározni. A földi atmoszféra és rádiózavarok elkerülése érdekében mûholdról zajlottak a mérések, és az égen végigpásztázva két-két pont hõmérsékletkülönbségét mérték. A kapott eredményeket még korrigálni kellett a galaxis és ismert extragalaktikus források zavaró hatásainak kiküszöbölésére, de végül 1992-ben elkészült a COBE nagyjából 7 fok felbontású, majd 2003-tól egyre több adattal a WMAP pár tized fok felbontású térképe (4. ábra).

Természetesen nem a konkrét térképet lehet összevetni a szimulációkkal, hiszen ennek pontos képét nagyban befolyásolja a kezdeti véletlen fluktuációk elrendezõdése, hanem a fent már említett korrelációs függvényeket vagy fluktuációspektrumokat kell összevetni. Mivel egy gömb felületét látjuk, célszerû a gömbfüggvények szerint kifejteni a fluktuációkat, kezdve a lassan változó hosszú hullámúaktól a nagyobb frekvenciás rövid hullámúakig. Az észleléseknél minden skálán ki tudjuk számolni a zajból és a mûszer tökéletlenségébõl adódó hibákat is.

Az 5. ábráról leolvashatjuk, hogy a becsült mérési hibák rendkívül kicsik, és a legjobban illeszkedõ modell jóslatát szinte minden skálán nagyon jól követi. Megjegyezzük, hogy a legnagyobb szögskálákhoz tartozó egyetlen kilógó pont szignifikanciája nagy vihart kavart. Vannak, akik nagy jelentõséget tulajdonítanak ennek, illetve a különbözõ multipólmódusok fázisai egybeesésének, és a modellek alaposabb revízióját javasolják. A többség inkább kivárja, amíg a hamarosan üzembe állítandó, még precízebb Planck mûhold több adatot gyûjt be. Mindenesetre az ábrán jól látszik, hogy a modellek által jósolt úgynevezett akusztikus csúcsok létét a mérések kiválóan igazolják, és a mérési pontosság határain belül az elsõ két csúcs pontosan illeszthetõ, szûk határok közé szorítva bizonyos kozmológiai paraméterek értékeit.

Láttuk tehát az Univerzum csecsemõkori képét. Ha modelljeink jók, akkor azt is pontosan vissza kell adniuk, hogy az "ifjú”, majd a mai Univerzum hogyan néz ki. Ehhez a galaxisok nagy léptékû eloszlását kell megvizsgálni minél nagyobb vöröseltolódás-tartományban. Az ég felületén nagy tartomány azért kell, hogy a fluktuációspektrumnak minél nagyobb részéhez illeszthessük modelljeinket, a mélyebb vöröseltolódások pedig az említett Hubble-törvény értelmében nagyobb távolságokat jelentenek, ahonnan a fény hosszú idõ alatt ér ide, vagyis távolabbi galaxisokat észlelve az idõskálát tágíthatjuk. Persze, ez a két követelmény kompromisszumokra készteti az észlelõ csillagászokat. Ha felnézünk az égre, a népdalok tanúsága szerint ragyognak a csillagok. Õszintébben fogalmazva inkább pislákolnak, a galaxisok pedig még szerényebben küldenek felénk néha-néha egy pár kóbor fotont. Az észlelési idõ (nem is beszélve a pályázatok és doktori terminusok idejérõl) viszont véges, és ha mûszerünk adott számú foton észlelésére képes, akkor választhatunk, hogy egy kis területrõl készítünk mélyebb felvételt, vagy pedig a teljes égboltról egy sekélyebbet. Annak következtében, hogy a csillagászok az eddig használt fotolemezekrõl a 90-es évek közepétõl kezdtek áttérni a CCD-eszközökre, a vizsgálható térfogat szerencsére fokozatosan kitágul. Az újfajta nagy skálás és viszonylag mély felmérések prototípusa a Sloan Digital Sky Survey (SDSS, http://www.sdss.org, illetve magyarul http://skyserver.elte.hu). Ezen a projekten a cikk egyik szerzõje és diákjai (Gyõry Zsuzsanna, Purger Norbert, Dobos László ) jó ideje dolgoznak, de számos más magyar kutató, mint a tervezésben és adatfeldolgozásban kulcsszerepet játszó Szalay Sándor és volt diákjai (Budavári Tamás, Szokoly Gyula, Szapudi István ) is hozzájárultak sikeréhez.

Az SDSS távcsöve egy földi távcsõ, 2,5 méteres tükörátmérõjével a jelenlegi távcsövek középmezõnyétõl is lemarad. Különlegessége abban áll, hogy mûködését több éven át teljes mértékben erre a projektre koncentrálták, és két, a maga nemében és idejében egyedülálló mûszer helyezhetõ különlegesen nagy látószögû torzítatlan fókuszsíkjába. Az egyik mûszer, egy összesen 120 megapixeles kamera (6. ábra), amely az optikai tartomány 5 sávjában készít felvételeket az égboltról. Tervezésekor, illetve gyártásakor a 90-es évek végén ez az egy távcsõ tartalmazta az összes csillagászati CCD-pixelek nagyobbik hányadát. Ha arra még kell is egykét évet várni, hogy mindannyiunk mobiltelefonjának kamerája elérje ezt a felbontást, azért ma már számos hasonló kaliberû csillagászati kamera áll rendelkezésre, és hamarosan üzembe áll a Pan-Starrs projekt 1,4 gigapixeles kamerája, amely az SDSS 5 éves munkáját alig egy hét alatt lesz képes elvégezni.

Érdekességként jegyezzük meg, hogy a távcsõ, részben azért, hogy a követõ mechanikával spórolhassanak, részben pedig azért, hogy a CCD-k kiolvasási holtidejétõl megszabaduljanak, úgynevezett "drift scan” üzemmódban dolgozik. Ez azt jelenti, hogy miközben a Föld forgása következtében az ég egy szelete végigpásztázza az érzékelõt, ugyanebben az ütemben léptetik a CCD-bõl kifelé az adatokat. Így egy pontszerû forrás képe egy CCD-oszlopon végighaladva integrálódik ki, kiátlagolva az egyes pixelek különbségébõl adódó esetleges hibákat is, és megtakarítva a kiolvasási holtidõt. Persze, ha mozgó objektumokat (pl. aszteroida) fényképezünk, akkor , mivel a különbözõ színszûrõk idõben követik egymást, azok színes gyöngysorként jelennek meg a kombinált színes képeken.

A fotometria, vagyis a színes képek mellett a távcsõ színképeket, spektrumokat is vesz fel. Hagyományosan egy távcsõ egyszerre egy-két objektumról tudott csak spektrumot készíteni, és mivel a fényt a hullámhossz szerint szét kell szórni, nagyon sokáig kell exponálni, hogy a zajból jól kiemelkedõ jelet kapjunk. Így olyan galaxis, amelyrõl teljes spektrum, így vöröseltolódás, és a Hubble-törvény révén távolságinformáció is rendelkezésre állt, az SDSS elõtti idõkben csupán pár ezer volt. Az SDSS távcsövébe egy speciális spektroszkóp került, amely a fókuszsíkba helyezett üvegszálak által elvezetve, egyszerre 640 színképet tudott felvenni. A fenti mûszerek tették lehetõvé, hogy az SDSS mûködésének nagyjából 5 éve alatt mintegy 150 millió galaxis és ugyanennyi csillag képét készítse el, és közülük közel 1 milliónak a spektrumát is felvegye. Az eredmény tehát egy több mint 1 milliószor 1 millió pixeles, 5 színben készült kép, és az objektumok nagyjából 1 százalékának 3 dimenziós pozíciója. Mindezen adatok nyilvánosak, sõt a több mint 3 terabájtnyi adat, mely hatékony kezelésének bonyodalmai külön kihívást jelentenek, magyarországi szerverrõl is elérhetõ.

Habár az 7. ábra nem tudja visszaadni a 3 dimenziót, egybõl láthatjuk, hogy a galaxisok eloszlása nem homogén, sõt, örömmel fedezhetjük fel, hogy a hálószerû szövedék struktúrája hasonló a Millennium-szimulációban kapott eloszlásokhoz. A kozmikus mikrohullámú háttér csekély 10^-5-es fluktuációit a gravitáció vonzó hatása galaxishalmaz méretû skálákon kétszeres relatív sûrûségeltérésekké növelte, amelyet a korábban említett bias tovább növel. Természetesen nem csak szemünkre kell hagyatkozni, amikor a galaxiseloszlást össze akarjuk hasonlítani a modellekkel. Erre is kiszámolható a fluktuációspektrum, hasonlóan, mint ahogy a kozmikus mikrohullámú háttér esetében tettük. A két spektrumnak nem direkt módon kell illeszkedni, hiszen az Univerzum más korszakáról készültek a felvételek, de az akusztikus csúcsok jelenlétére itt is számítunk, illetve az illesztett modellparamétereknek az ott kapottakkal konzisztensnek kell lenniük.

Az úgynevezett fényes elliptikus galaxisok a sötét anyag völgyekben összegyûlõ galaxishalmazok központi objektumai, ezért viszonylag jó nyomjelzõi a sötét anyag eloszlásának. Mivel fényesek, elég nagy távolságban is detektálni tudjuk õket, így kiválóan alkalmasak arra, hogy eloszlásukat összevessük a sötét anyag szimulációkból kapottakkal. A 8. ábrán az ilyen galaxisok térbeli eloszlásának sûrûségfluktuáció spektruma látható. Valóban felismerhetõek a hanghullámok nyomai, sõt, a legjobban illõ modell paraméterei összhangban vannak a WMAP-észlelésekbõl kapott értékekkel. Ezen kulcsfontosságú kozmológiai eredmények mellett az SDSS "melléktermékként” még számos érdekes új eredményt hozott, kezdve az aszteroidák méret- és összetétel-eloszlásának pontosabb meghatározásától a galaxisunk szerkezetének és dinamikájának feltérképezésén át a látható Univerzum határáról is felénk sugárzó gigantikus feketelyukakig, melyek tanulmányozása a galaxisok korai fejlõdését teljesen átírta.

Összefoglalás

Láttuk, hogy az elmúlt évtizedben az extragalaktikus csillagászatban és kozmológiában forradalmi átalakulások játszódtak le. Egyre pontosabbak a kozmológiai paraméterek mért értékei, az Univerzum és a galaxisok fejlõdésének történetét egyre részletesebben értjük, méréseinkhez jól illeszthetõek a modellek. A forradalmi változásokat elsõsorban az észlelési lehetõségekben bekövetkezett technológiai ugrásnak, és az adatok feldolgozását, valamint a részletes szimulációkat lehetõvé tevõ informatikai fejlõdésnek köszönhetjük. Ez a technológiai fejlõdés, amennyire elõre láthatunk, folytatódni fog. Számos nagyszabású terv van folyamatban, amelyek ha megvalósulnak, számos új mûhold és gigantikus távcsõ fogja ontani az új mérési adatokat az elektromágneses tartomány minden részében, sõt, akár a gravitáció hullámait is észlelni tudjuk.

Persze szükségünk is van minél több adatra, hiszen ne feledkezzünk meg arról, hogy bár a modell körvonalai pontosan illeszkednek a mérésekhez, az energiamérleg nagy részét kitevõ sötét energiáról és sötét anyagról vajmi keveset tudunk. Ahhoz, hogy a beáramló adatokat hatékonyan kezelni tudjuk, és ki tudjuk belõle hámozni e rejtélyek megoldását, sok-sok olyan lelkes jövendõ kutatóra van még szükségünk, akik a hagyományos matematikai és szaktudományos ismeretek mellett fejlett informatikai tudással is fel vannak vértezve.

Fizikai Szemle honlap

Tartalomjegyzék

AZ UNIVERZUM SZERKEZETE

Az Univerzum nagyon rövid története

A modell és paraméterei

A szerkezet leírása

Nagyszabású szimulációk

Kozmikus távolságok

Nagyszabású észlelések

Összefoglalás