Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Frei Zsolt
ELTE Atomfizikai Tanszéke
Pennsylvania State University
A galaxisok kialakulásának, fejlődésének mikéntje talán a legizgalmasabb kérdés ma az asztrofizikában. Az 1989. november 18-án felbocsátott COBE műhold (COsmic Background Explorer) volt képes először arra, hogy pontosan felmérje: az anyag nagyon homogén eloszlású volt a Világegyetemben közvetlenül az Ősrobbanás után. Hogyan lehetséges, hogy az akkori minimális mértékű inhomogenitásokból mára, körülbelül 15 milliárd évvel az Ősrobbanás után nagyon inhomogén anyagszerkezet jött létre?
Az, hogy mennyire inhomogén ma az anyag eloszlása, illetve, hogy mekkora az a legnagyobb skála, amelyen még inhomogén az anyageloszlás, ugyancsak megválaszolatlan kérdés, aktívan kutatott tudományterület. Nyilvánvaló, hogy kis skálán, bolygórendszerek, csillagok szintjén az anyag inhomogén eloszlású: az anyag bolygókba, csillagokba tömörül, és a bolygóközi tér, a csillagközi anyag sűrűsége majdnem elhanyagolható. Edwin Hubble az 1920-as években mérte meg az Androméda galaxis távolságát, ezzel bizonyítva, hogy a Messier munkássága óta ismert "nebulák" nem közeli gázfelhők, hanem távoli Univerzum-szigetek, azaz galaxisok. Ekkor vált nyilvánvalóvá, hogy még a csillagok átlagos távolságánál jóval nagyobb skálán sem homogén az anyageloszlás, jól elkülöníthető galaxisokba tömörülnek a csillagok.
Már modernebb (70-es, 80-as évek) kutatások eredménye, hogy a mai eszközökkel felmérhető legnagyobb skálán sem homogén az Univerzum szerkezete: a galaxisok galaxis-halmazokat, a halmazok szuperhalmazokat formálnak.
Ezek után adódik a kérdés: olyan bonyolult struktúrák, mint például egy spirálgalaxis, hogyan, az Univerzum fejlődése során mikor jöttek létre. Egyes csillagok keletkezése gázt és port tartalmazó felhőkből ma már jól értett folyamat. Egy galaxis azonban sokkal bonyolultabb szerkezetű: 1012 csillagot tartalmaz, közepén nagysűrűségű maggal, körülötte nagyon vékony tányérral, amelyben logaritmikus-spirálkarok sűrűséghullámként söpörnek körbe, és az egészet körülvevő galaktikus hálóval, amelyben a sötét, ismeretlen természetű anyag adja konzervatív becslések szerint is a galaxis tömegének minimum 90 százalékát.
A megoldás nyilvánvaló: fényképezzünk
le nagyon távoli, nagyon halvány galaxisokat, amelyek
fénye évmilliárdokkal ezelőtt hagyta
el a galaxisokat. Ezzel időben visszamenve, a galaxisok
korábbi állapotáról, fejlődésük
különböző állomásairól
kaphatnánk képet. Röviden összefoglalva,
a Hubble Űrtávcső 1995 decemberében
pontosan ezt tette. A cikk hátralévő részében
arra próbálok választ adni, hogy miért
most, és hogyan készült a felvétel,
illetve, hogy mit tanultunk a kép, a "Hubble Deep
Field" alapján az elmúlt egy évben.
A felvétel
A Föld légköre nem teszi lehetővé,
hogy optimális felvételeket készítsünk
távoli, halvány objektumokról a Föld
felszínén elhelyezett távcsövekkel.
A légkörben lévő vízpára,
hőmérséklet-fluktuációk, egyéb
szennyeződések kissé elmosódott képeket
eredményeznek. A légkör elnyeli az infravörös
és az ultraibolya tartományban érkező
sugárzás egy részét. Igaz ugyan, hogy
az adaptív optikák fejlődésével
ma már kísérleti jelleggel és időszakosan
- megközelíthető a Föld felszínéről
is egy űrtávcső felbontása, de távoli,
az Univerzum tágulása miatt esetleg jelentősen
vörös-eltolt objektumokról ma csak a Hubble Űrtávcső
adhatja a legjobb képet.
A távcsövet 1990. április 25-én
állította 600 km magas pályára a Discovery
űrrepülőgép. Sajnos röviddel a start
után kiderült, hogy a tükör csiszolási
hibája miatt a képek életlenek, a távcső
fényereje fele a tervezettnek. A hibát 1993 decemberében
a Föld körüli pályán végrehajtott
első szerviz során javították ki.
Olyan kisebb tükröket állítottak a főtükör
és az egyes műszerek között a fény
útjába, amely a főtükör hibáját
korrigálja. Ezek után vált lehetővé,
hogy az űrtávcső az eredeti terveknek megfelelő
minőségű, a Föld felszínéről
elérhetetlen felbontású felvételeket
készítsen. Ezek egy látványos összefoglalója
a számítógép hálózaton
a
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/BestOfHST95.html"
cím alatt elérhető.
Az első sikeres felvételek elkészítése
után egy befolyásos csillagászokból
álló csoport rávette az Űrtávcső
igazgatóját, hogy 1995-ben azt a kevés megfigyelési
időt, amellyel külön rendelkezhet, szentelje
az égbolt egy teljesen sötét részének.
Tíz napos expozíciós idővel készítsenek
egy felvételt az égbolt egy olyan részéről,
amelyen a hagyományos távcsövekkel, de még
a Föld körüli pályán keringő
infravörös műholdakkal sem látható
semmilyen objektum (1. ábra). Az 1995 decemberében
készített felvételt (Hubble Deep Field, HDF)
néhány héten belül közzétették.
1. ábra.
"Hubble Deep Field"
helye a Palomar Obszervatóriumban készült,
később digitalizált felvételen. Mindössze
két nagyon halvány csillag látható
a mezőben az 5 méter átmérőjű
távcsővel. A körülhatárolt mezőtől
jobbra, illetve alatta az "érdekes" alakú
objektumok a digitalizálás során "ottfelejtett"
szennyeződések.
Mivel a távcső nem sokkal a Föld felszíne felett kering, ezért nagyon keskeny az a tartomány, amelyet a távcső egy orbit alatt folyamatosan láthat. Nyilvánvaló feltétel volt, hogy a fényképezésre kijelölt mező ebbe a tartományba essen. Kívánatos volt az is, hogy a tejútrendszer síkjától minél messzebb legyen a kiszemelt célpont, mert így zavar legkevésbé a Tejútrendszeren belüli por és csillagok. Az űrtávcső körülbelül 150-szer kerülte meg a Földet a felvétel készítése közben. A lefényképezett mező olyan kicsi, mint amilyennek egy 10 fillérest látunk 25 méter távolságból.
A galaxisok
Megdöbbentő látvány tárult elénk:
az eddig sötét mezőben többezer nagyon
távoli, nagyon halvány galaxis vált hirtelen
láthatóvá (2. ábra). Közülük
körülbelül 300 fényesebb 25 magnitúdónál,
de van olyan is, amely 4 milliárdszor halványabb
annál, amit az emberi szem látni képes (30
magnitúdó). Számítógéppel
a
"
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/96/01/HDF.html"
címen található a legjobb minőségű
változat.
Mennyire különböznek ezek a galaxisok azoktól, amelyeket ma a Tejútrendszerhez közel látunk? A kérdés megválaszolásához röviden tekintsük át a galaxisok Hubble által 1928-ban bevezetett osztályozási eljárását. Hubble a morfológiai osztályokat szubjektív módon vezette be. A galaxisokat két nagy csoportra osztotta, spirális és elliptikus galaxisokra. A spirálgalaxisok két fő komponense a központi mag és az azt körülvevő lapos tányér, a gömbszerű hálóban a csillagoknak mindössze 1 százaléka található. Az elliptikus galaxisoknak csak egy látható komponense van, amely a spirálgalaxisok magjára emlékeztet.
A spirálgalaxisok Sa, Sb, Sc alosztályokra bonthatók, attól függően, hogy mennyire szembetűnőek a spirálkarok a tányérban, illetve, hogy mekkora a központi mag mérete a tányér méretéhez viszonyítva. Az Sa, Sb, Sc típusú spirálgalaxisoknak kétféle "változata" is létezik. A fent leírt normális spirálgalaxisok mellett vannak küllős spirálgalaxisok is. Ezekben jól megfigyelhető a magból két oldalra kinyúló egyenes rúdszerű küllő, a tányérban pedig a küllő végéből csavarodnak ki a spirálkarok. Ezek jelölése SBa, SBb, SBc, ahol a B betű az angol bar(küllő) szóra utal. Az elliptikus galaxisokat Hubble E0, E1, ..., E7 alosztályokba sorolta, ahol a szám a látszólagos ellipticitásra utal (0: gömbszerű, 7: meglehetősen elnyúlt). Ha az eddig megfigyelt galaxisokat a fenti osztályokba akarjuk sorolni, akkor azok 95 százaléka besorolható az elliptikus vagy a spirálgalaxisok csoportjába. Mindössze 5 százalék az úgynevezett irreguláris galaxis, amelyek alakja (főleg az egymással való ütközés következtében) torzult. A hálózaton
a " http://hercules.elte.hu/\~{}frei/galaxy\_catalog.html" címen található 113 közeli galaxis CCD kamerákkal készült felvételeinek gyűjteménye.
R.. Abraham és munkatársai [1] a legelső vizsgálatok során azt találták, hogy a HDF legfényesebb 300 galaxisa közül körülbelül minden második csak az, amely az elliptikus vagy spirális osztályokba illik. A HDF galaxisait automatikus, objektív módon osztályozták. A képekből kiszámítottak galaxisonként két-két paramétert, a fénykoncentrációs indexet, és az aszimmetriát. E két paraméter függvényében minden galaxisról nagy biztonsággal eldönthető, hogy elliptikus, spirális, vagy esetleg irreguláris-e. Az elliptikus galaxisokat nagy centrális fénykoncentráció és változó mértékű aszimmetria jellemzi (E0 teljesen szimmetrikus, E7 nagyon aszimmetrikus). Ezzel szemben a spirálgalaxisokban a fénykoncentráció kisebb mértékű, hiszen a tányér igen lapos, radiálisan elnyúlt fényeloszlást produkál. A tapasztalat szerint az irreguláris galaxisok aszimmetriája a legnagyobb, fénykoncentrációja pedig a legkisebb (több, szétesett darabból állnak).
Mielőtt a HDF galaxisai a közelünkben található, "idős" galaxisokkal a fenti módon összehasonlíthatók, a közelünkben található, jól felbontható galaxisok képeit a HDF-hez hasonló minőségű képekké kell mesterségesen "rontani". Abraham és csoportja is ezt tette, a fent már említett, lokális galaxisokat tartalmazó katalógus segítségével [2]. A lokális galaxisok képeinek felbontását csökkentették, megfelelő zajt kevertek a képekhez, és a lokális galaxisok különböző színszűrővel készült képei között úgy interpoláltak, hogy a vöröseltolódásból adódó színkülönbségeket is figyelembe vegyék. A jól ismert típusú galaxisokra a lerontott képek alapján kiszámították a fénykoncentráció és az aszimmetria paramétereket, majd ezeket a HDF galaxisaira kapott paraméterekkel összevetették. Így volt lehetséges a pontos statisztikai összehasonlítás: a HDF galaxisainak 39 százaléka nem sorolható be a Hubble-féle osztályokba.
Az aszimmetria paraméter eloszlása önmagában is árulkodó. A mintegy 300 HDF galaxisra kiszámított aszimmetriák átlagértéke jóval nagyobb, mint a lokális galaxisok aszimmetriáinak átlaga. Az egyes irreguláris galaxisokat megfigyelve megállapíthatjuk, hogy ezek a galaxisok még "alakulóban" vannak. Egy részük magja olyan kicsi és a spirálkarjaikban olyan egyenletlen az anyag eloszlása, hogy talán Sd, vagy annál is "későbbi" kategóriába sorolhatók, mások egyértelműen ütköző, összeolvadó rendszerek részei.
Van den Bergh [3] és munkatársai arra voltak kíváncsiak, hogy mekkora a küllős galaxisok aránya a HDF-en belül. Mérések azt mutatják, hogy a közeli, idősebb galaxisok 22 százaléka rendelkezik küllővel. A HDF 300 legfényesebb galaxisa között pedig csak egyetlen egy akad, ahol küllő jól látható. Természetesen a bizonyítás itt is az előzőhöz hasonló méretű. Lokális küllős galaxisok [2] képeit lerontva a HDF minőségére egyértelműen kimutatható, hogy a HDF limitált felbontása és a galaxisok nagy távolsága mellett is láthatóak lennének a küllők.
Összefoglalva azt mondhatjuk, hogy az elliptikus galaxisok aránya a nagyon korai, HDF által reprezentált állapotban is hasonló a mai arányhoz (HDF-en belül 30 százalék, lokális galaxisok esetén 24 százalék). Sokkal kevesebb viszont a HDFen belül a normál spirálgalaxisok aránya, helyettük inkább irreguláris, pekuláris galaxisokat találtunk (az irreguláris galaxisok aránya a lokális 5 százalékról 39 százalékra nőtt). Még dramatikusabb a küllős spirálgalaxisok evolúciója, hiszen ezek aránya a HDF-en belül 0,3 százalék, az eddig nem említett, ugyancsak a Hubble Űrteleszkóppal végzett felmérés szerint a "közepes" korú galaxisok esetén 4 százalék [4], míg lokális környezetünkben 22 százalék.
Természetesen az itt összefoglalt állítások csak általános jellegűek, hiszen a "HDF galaxisairól" beszélünk ,
nem ismert pontosan még az sem, hogy mekkora ezeknek a galaxisoknak az átlagos távolsága, átlagos kora. A HDF-en belül a különböző korú galaxisok elkülönítése, és a ténylegesen legrégebbi galaxisok alapos vizsgálata tartogathat még meglepetéseket. A Hawaiiban található Keck távcsővel most folyik az egyes galaxisok vöröseltolódásának spektroszkópiai úton történő mérése. Eddig 11 olyan galaxist sikerült azonosítani, amelyek vöröseltolódása 3-nál nagyobb [5]. Ezek - ahogy azt vártuk is - nagyon különböznek a ma megfigyelhető galaxisoktól; ha nem fejlődtek volna az elmúlt 12 milliárd évben, akkor ma minden galaxis törpe és irreguláris lenne (3. ábra). Ennél pontosabb állításokra viszont csak a statisztika javításával lesz majd lehetőségünk. 11 galaxis, 11 mérési pont ennél egyelőre nem tehet bátrabbá bennünket.
z = 3,22 |
z = 3,37, 3,43 <------ 360 000 fényév ------> |
Nemrégen az ELTE Atomfizika Tanszékén tartottam szemináriumot az itt nagyon röviden összefoglalt témában. Marx György az előadást követő vitát azzal az irigylésre méltó, optimista állítással zárta, hogy az elmúlt 12 milliárd év történetét most már ilyen jól ismerve Ő 12 milliárd évvel fiatalabbnak érzi magát. Ha annyival talán nem is, de 70 évnél biztosan sok évvel fiatalabb, ha így gondolkozik. Igyekezni fogok, hogy a Tőle tanult kíváncsisággal kutatva az Univerzum szerkezetét hasonló jó hírekkel szolgálhassak a jövőben is.
Irodalom