Írásunkkal arra emlékezünk, hogy 400 éve Galilei távcsöve először bontotta csillagokra a Tejút halvány, ezüstösen derengő sávját. Nem teljesen alaptalan az az aggodalom, hogy vannak, akik talán még sosem látták ezt az égi csodát, nincs közvetlen élményük arról, hogy mi is a Tejút. Környezetünk éjszakáit földi fényforrások uralják, jó esetben néhány fényes csillagot látunk, ha este felnézünk az égre. Természetesen az interneten mindent megtalálunk. A Wikipedia részletes leírást ad a Tejútrendszerről: minden fontos adatát – méretét, tömegét, szerkezeti elemeinek részletes ismertetését, korát – megtalálhatjuk itt. Egyik-másik adat ideig-óráig elavult lehet, ilyen például most a spirálkarok száma. Az Astronomy Picture of the Day archívumában (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/) szebbnél szebb képeket találhatunk, szakszerű magyarázatokkal. A képek azonban, annak ellenére, hogy látványosságukat többnyire képfeldolgozó trükkökkel is fokozzák, nem helyettesítik a közvetlen élményt. Érdemes csillagnéző-Tejútnéző túrával gazdagítani nyaralásainkat. A Tejút fénylő sávja  horizonttól horizontig íveli át az égboltot. Nyári és őszi éjszakákon, amikor a sűrűbb és fényesebb része van a fejünk fölött, különösen megkapó látvány. Az említett archívumból való az 1. ábra, amely a Tejút fősíkját mutatja.

1. ábra. A Tejút optikai térképe. Axel Mellinger 51 nagy látószögű, különböző helyeken felvett digitális felvételből rakta össze a térképet

Csillagok mindenfelé
Kis távcsővel mi is észrevehetjük, amit Galilei: a Tejút fénylő sávja rengeteg halvány csillag fényéből adódik össze. Nem egyenletes fényességű, már szabad szemmel is láthatók benne sötét foltok, a Sas csillagképben látszólag két ágra szakad, míg a Hattyúban és még inkább a Nyilasban különösen fényes. Világító ködöket, csillaghalmazokat is felfedezhetünk kis távcsővel. Soha senki nem vonta kétségbe, hogy a Tejutat alkotó csillagok és fénylő ködök összetartoznak, egyazon csillagrendszer alkotórészei. Hogyan lehet megismerni a rendszer szerkezetét? Meg kell számlálni a csillagokat lehetőleg minden irányban, meg kell határozni a  távolságukat, mozgásállapotukat. Évszázadok óta folyik ez a munka, minden korban más-más, a kor tudományos színvonalának megfelelő módszerekkel, és ennek eredményeként egyre pontosabban ismerjük ennek a hatalmas csillagvárosnak az összetevőit, szerkezetét és működését. 

A Tejútrendszer felfedezésének története tehát pontos helymeghatározásokból, csillagszámlálásokból,  a csillagok alig észrevehető elmozdulásainak (sajátmozgásaiknak) méréséből áll össze. Idézzük fel ennek az útnak néhány állomását! 

William és Caroline Herschel 683 látóirányban számolták meg a 48 hüvelykes távcsőben látható csillagokat. Azzal a feltevéssel, hogy minden csillag valódi fényessége egyforma, tehát az észlelt fényességek a távolságot tükrözik, és a Nap a rendszer középpontjában van, 1785-re elkészült csillagrendszerünk első, megfigyeléseken alapuló modellje, egy csillagokkal egyenletesen kitöltött, lencse alakú képződmény, sokkal kisebb a ma ismert Tejútrendszernél.

A holland Jacobus Kapteyn 1901 és 1921 között a déli égboltról készült fotólemezeken végzett csillagszámlálásokat. 206, egyenként 1°×1°-os területet jelölt ki egyenletesen elosztva a Tejút sávja mentén, és hozzá még további 46-ot olyan helyeken, amelyeket különösen fontosnak tartott. A kiválasztott területeken a lehető leghalványabbakig meghatározta a csillagok látszó fényességét, színképtípusát (hőmérsékletét), parallaxisát, sajátmozgását és látóirányú sebességét. A távolságokat a parallaxisokból és sajátmozgásokból becsülte, nem feltételezett egyforma fényességet, hanem a független távolságok ismeretében meghatározta a valódi (abszolút) fényesség függését a színképtípustól. Statisztikus módszereket dolgozott ki a rengeteg adat feldolgozására. Tejút-modellje 17 kiloparszek (kb.  55 000 fényév) átmérőjű, 3 kpc vastag lencse, amelyben a csillagok térbeli sűrűsége csökken a centrumtól távolodva, és a Nap nincs pontosan a közepén. Felfedezte, hogy a vizsgált csillagok nem véletlenszerű sebességeloszlásúak, hanem két csillagáramot alkotnak. Később Bertil Lindblad svéd csillagász megmutatta, hogy a csillagáramok a Tejútrendszer forgását tükrözik. 

Csillagközi anyag mindenfelé
Ezekben az időkben a csillagászok még nem ismerték a csillagközi anyagot. A csillagok közötti, főleg hidrogénből álló felhők kis mennyiségben szilárd porszemcséket is tartalmaznak, amelyek öreg csillagok légköréből, szupernóva-robbanásokból származnak. A szemcsék nagyon hatékonyan nyelik el és szórják a csillagok fényét. Ezért egy csillagot nemcsak azért láthatunk halványabbnak egy másiknál, mert vagy távolabb van, vagy valóban kevesebb energiát sugároz ki, hanem azért is, mert felhő van a fény útjában. A csillagközi anyag figyelmen kívül hagyása tehát szisztematikusan nagyobb távolságokat eredményez. Ez az anyag a Tejút síkjában koncentrálódik, tehát főleg ott akadályozza a kilátást. Herschel és Kapteyn Tejút-modelljei ennek ellenére kisebbek a valódinál, mert a fényelnyelés miatt nem mérhették fel teljes kiterjedésében a Tejút fősíkját. A csillagközi fényelnyelést jóval később, 1930-ban  fedezte fel Robert Trümpler.

Harlow Shapley gömbhalmazok számlálásával vizsgálta a Tejútrendszer szerkezetét. 1918-ban közzétett modellje a valóságosnál jóval nagyobb méretet adott a fényelnyelés elhanyagolása miatt. A modell szerkezete, alakja már hasonlított a mostani Tejútrendszer-képhez.

A Tejút síkjában tömörülő csillagközi anyagra egyrészt a fényelnyelés felfedezése, másrészt a rádiócsillagászat irányította rá a figyelmet. A fényelnyelés ismeretében nyilvánvalóvá vált, hogy a csillagszámláláson alapuló kutatások csak a Tejútrendszer kis részét képesek feltárni. Az egyetlen kiút, ha infravörösben végezzük el ezt a munkát, olyan hullámhoszszakon, ahol a csillagközi por átlátszó. 

Az első nagy infravörös égfelmérést 1983-ban az IRAS keringő obszervatórium végezte, a látható fény hullámhosszán jóval túl, 12, 25, 60 és 100 mikrométeren. 12 mikronon az égbolt legfeltűnőbb objektumai vörös óriáscsillagok, amelyek egyrészt nagyon fényesek és így messziről is jól láthatók, másrészt abszolút fényességeik nagyon hasonlóak, azaz jó standard gyertyák. Az IRAS adatbázisa így lehetőséget teremtett Tejútrendszerünk nagyobb hatósugarú feltérképezésére, modellezésére. A 8-25 mikrométeres infravörös pontforrások eloszlásán alapuló Tejútrendszer-modellt 1992-ben publikálták Richard J. Wainscoat és munkatársai. A korai modellek lencse alakú csillagrendszerét az újabb adatok sok részlettel gazdagították. 

Az ezredforduló éveiben a közeli-infravörösben, a látható fénynél csak kissé hosszabb hullámhosszakon, 1,2, 1,6 és 2,2 mikrométeren térképezték fel az égboltot a 2MASS (Two Micron All Sky Survey) égfelmérés során. Az adatbázis több mint 300 millió csillag égi pozícióját és a három infravörös fotometriai sávban mért fényességét tartalmazza. Ez az anyag már lehetővé teszi, hogy a Tejútrendszer korongját teljes kiterjedésében vizsgáljuk. A 2MASS adatokból már látszik, hogy Galaxisunk nem közönséges, gömbszimmetrikus magú spirálgalaxis, hanem küllőszerűen elnyúlt magja van. 

Ahogy gyűlnek az adatok a csillagokról és a csillagközi anyagról, és bővül tudásunk a Tejútrendszer fizikai tulajdonságairól, a modellek is finomodnak. Annie Robin és munkatársai a Hipparcos műhold által mért parallaxisokat, sajátmozgásokat, valamint nagy optikai és infravörös adatbázisokat is felhasználtak a  2003-ban publikált Besançon-galaxismodell létrehozásához. A modell  elérhető az interneten is (http://model.obs-besancon.fr/). 

A  csillagközi gáz eloszlását és mozgását  rádiócsillagászati mérésekkel térképezik fel. A gáz, akárcsak a fényelnyelő por, a Tejútrendszer korongjában található. Tömege mintegy 10%-a a Tejútrendszer csillagai össztömegének. Leggyakoribb összetevője az atomos és molekuláris hidrogén. Az atomos hidrogén 21 cm-es rádiósugárzását a XX. század második felében kezdték feltérképezni. A hidrogénfelhők távolságát nehéz meghatározni; a gáz térbeli eloszlására a sebességeloszlásból lehet következtetni. A  21 cm-es sugárzás vizsgálata során fedezte fel Jan Oort holland csillagász a Tejútrendszer forgását. 

A csillagközi hidrogénnek mintegy fele molekuláris állapotban van, és nem bocsát ki 21 cm-es rádiósugárzást. A gázrétegnek ezek a legsűrűbb tartományai, ahol csillagok születnek. A csillagkeletkezés következtében a gáz lassan fogy a Tejútrendszerben, annak ellenére, hogy életük végén a csillagok anyaguk egy részét visszajuttatják a csillagközi térbe. A sűrű molekulafelhőket bizonyos nyomjelző molekulák, például a szén-monoxid és ammóniamolekulák rádiósugárzása, valamint a gázzal keveredő por infravörös sugárzása mutatja meg, és természetesen a bennük keletkezett fiatal csillagok sugárzása. 

Ezek az objektumok rajzolják ki a Tejútrendszer spirálkarjait. A spirálkarok természetét közlekedési dugóhoz szokták hasonlítani: a karokban a sűrűség átmenetileg megnő, mivel az anyag, főleg a gáz és por az erősebb gravitációs tér hatására lelassul és hosszabban időzik. A nagy mennyiségű sűrű gázban több csillag keletkezik, mint a karokon kívül.

A Spitzer-űrteleszkóp GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire)  programjának célja a Tejút síkjának mély és részletes felmérése volt közel a centrális régióhoz. A GLIMPSE nemrég publikált adatbázisában több mint 100 millió csillag adatai találhatók: pozíciójuk és infravörös fluxusaik 3,6, 4,5, 5,8 és 8,0 mikrométeren. Ahhoz, hogy ezt a 100 millió csillagot el tudjuk helyezni a Tejútrendszerben, tudni kell a távolságukat. Nagyjából 90%-uk öreg óriáscsillag, amelyek abszolút fényessége jól ismert és nagyjából egyforma. Tehát a mért infravörös fluxusokból megbecsülhetők a távolságaik. Ez a rengeteg új adat jelentősen pontosította a Tejútrendszer térképét.

Azonban nem csak öreg óriáscsillagok vannak a GLIMPSE adatbázisában.  Infravörösben a másik nagyon fontos csillagtípus az újszülött csillagok, amelyek még abban a poros, sűrű csillagközi felhőmagban tartózkodnak, amelyben születtek-születnek. A GLIMPSE felmérés sok új csillagkeletkezési régiót fedezett fel a Tejút síkjában, elsősorban olyanokat, amelyekben  forró, a Napnál 10–50-szer nagyobb tömegű csillagok születnek. Ilyen csillag sokkal kevesebb van, mint a Napunkhoz hasonló átlagcsillag. Születésük és egész életük nagyon látványos. Nagy energiájú sugárzásuk ionizálja a környező gázfelhőt. A fényes ködökbe ágyazott fiatal csillagok csoportjai rajzolják ki legpontosabban a Tejútrendszer (és a többi spirálgalaxis) spirálkarjait. 

Sötét anyag mindenfelé
A Tejútrendszer centruma körül keringő csillagok, felhők, csillaghalmazok sebességeloszlása arra utal, hogy a Tejútrendszer külső régióiban sokkal nagyobb anyagtömegek vannak, mint amennyit a csillagok és a csillagközi anyag vizsgálata kimutat. A láthatatlan tömeg sokkal nagyobb, mint a csillagok és a csillagközi anyag együttes tömege. Ennek híján a keringési sebességek csökkennének a centrumtól távolodva, ahogy ez a Naprendszerben is megfigyelhető. A semleges hidrogén sebességeloszlásának megfigyelései szerint a Tejútrendszer és a legtöbb spirálgalaxis rotációs görbéje, vagyis az anyag keringési sebessége a centrumtól mért távolság függvényében lapos marad a galaxis látható határán túl (2. ábra). A Tejútrendszert és a többi megfigyelt galaxist körülvevő láthatatlan tömeg, a sötétanyag-haló biztosan nem csillagokból, gázból vagy porból áll, mivel semmiféle sugárzást nem bocsát ki, csupán gravitációs hatásával hívja fel magára a figyelmet. A sötét anyag természetéről nagyon keveset tudunk. Egyik feltételezés szerint gyengén kölcsönható elemi részecskékből (weakly interacting massive particle, WIMP) áll a galaxisok sötétanyag-halója, a másik szerint kicsiny, bolygóméretű, hideg, sötét égitestekből (massive cold halo object, MACHO). Ez utóbbi elképzelés tesztelésére az 1990-es években a gravitációs mikrolen­cse-hatást próbálták felhasználni: noha ezek az égitestek kicsik, hidegek és túl messze vannak ahhoz, hogy sugárzásukat megfigyelhessük, a távolabbi csillagok és galaxisok fényét gravitációs lencseként felerősíthetik, ha közel kerülnek látóirányban hozzájuk. Ha a hatalmas tömegű sötét anyag ilyen kis égitestekből áll, a mikrolencse-események nagyon gyakoriak lehetnek. A mikrolencse-kutatások eredményei azonban egyértelműen azt mutatják, hogy nincs nagyszámú kis, hideg égitest a galaktikus halóban. Valószínűbb, hogy a sötét anyagot a közönséges anyaggal gyengén kölcsönható elemi részecskék alkotják. 

2. ábra. A Tejútrendszer rotációs görbéje, a keringési sebesség a centrumtól mért távolság függvényében. A piros görbének megfelelően változna a keringési sebesség a látható anyag gravitációs terében. A megfigyelt lapos rotációs görbe (kék) a sötét anyag bizonyítéka (Wikipedia)

Most ilyen a Tejútrendszer
Az elmúlt fél évszázad Tejútrendszer-kutatásainak eredményei alapján - beleértve az új GLIMPSE-adatokat is - készült 3. ábrán látható rajz azt mutatja, milyennek látnánk saját Galaxisunkat kívülről, fősíkjára merőleges irányból. Ezek alapján a következőképpen foglalhatjuk össze a most érvényes főbb adatokat. 

3. ábra. Távolról ilyen küllős, kétkarú spirálgalaxisnak látnánk a Tejútrendszert. Robert Hurt (Spitzer Science Center) rajza mintegy fél évszázad optikai, infravörös és rádiómegfigyeléseinek eredményeit összegzi

Galaxisunk mind méretre, mind alakra nézve nagyon hasonlít legnagyobb szomszédjára, az Andromeda-ködre. A csillagok és a csillagközi anyag együttes tömege 2-6×1011 naptömeg. Ennél néhányszor (8–10-szer?) nagyobb tömegű a sötét anyag, amely egyenletes tömegeloszlású halót alkot. A legöregebb csillagok kora 13,6 milliárd év körül van. A Tejútrendszer korongja 6,5-10,1 milliárd éve alakult ki. A centrum környékén kihasasodó korong átmérője 70 000-100 000 fényév (21-30 kpc) közt van. A Tejútrendszer pontos közepe a SgrA* rádióforrás, egy kb. 4 millió naptömegnyi anyagot tartalmazó fekete lyuk (4. ábra). A korongban található az összes csillagközi anyag. A Nap az újabb mérések szerint a centrumtól mintegy 8 kpc távolságban van, de egyes számítások szerint még közelebb, 7,62 kpc-re.

A Tejútrendszer küllője 27 000 fényév hosszú. A küllő iránya és a centrum-Nap irány közti szög 44±10 fok. A küllő öreg, vörös csillagokból áll. Az 5 kpc-es gyűrűnek nevezett molekuláris gázgyűrű veszi körül. A molekuláris gáz zöme ebben a gyűrűben található, ezért itt keletkezik a legtöbb csillag galaxisunkban. Az Andromeda-ködről nézve ez lehet a Tejútrendszer legfényesebb vidéke. 

4. ábra. A Tejútrendszer centrumának környezete a közeli-infravörös hullámhossztartományban. A nyilak a központi fekete lyuk helyét jelölik 
(ESO VLT felvétele)

Egészen a legutóbbi időkig úgy tudtuk, hogy a Tejútrendszernek négy spirálkarja van. Újabb mérések azt mutatják, és az ábrán is jól látható, hogy csak kettő: a Perseus és a Scutum-Centaurus karok. A két fő spirálkar közt vannak még szakadozott spirálkar-szerű alakzatok, például a két korábban teljes értékű spirálkarnak tekintett Norma és Carina-Sagittarius karok, valamint a Naphoz legközelebbi Orion-kar. A küllő hossza mentén, két oldalán szimmetrikusan helyezkednek el az úgynevezett 3-kiloparszekes karok (a 3 kpc a Tejútrendszer centrumától mért távolságukat jelenti). A Naphoz közelebbi kart már évtizedekkel ezelőtt feltérképezték a rádiócsillagászok, a távolabbit azonban csak 2008-ban sikerült azonosítani a centrális vidék szén-monoxid-térképeinek gondos elemzésével. Újabban csillagkeletkezésről tanúskodó metanol-mézereket is találtak a 3-kpc-es karokban. 

A Tejútrendszer halója nagyjából gömbszimmetrikus, mintegy 200 000 fényév (60 kpc) átmérőjű rendszer, öreg csillagokból és gömbhalmazokból áll. Nincs benne gáz, nem keletkeznek új csillagok. Néhány nagyon közeli törpe­galaxisból (Sgr, CMa) a Tejútrendszer árapályereje által kiszakított csillagok folyamatosan keverednek a haló csillagaival. Gáz is hullik be a Tejútrendszerbe a környező intergalaktikus térből. Galaxisunknak a korongjára merőleges szerkezeti vázlata az 5. ábrán látható.

5. ábra. A Tejútrendszer szerkezete a korongra merőleges irányban

A titokzatos sötétanyag-haló messze kiterjed a látható halón túlra, de jelen van a Tejútrendszer egész térfogatában, így a Nap környékén is. Vannak olyan elméletek, hogy a sötét anyag részecskéinek kölcsönhatásai hozzájárulhatnak a kozmikus sugárzáshoz, ezért például a kozmikus sugárzást vizsgáló, 2007 óta működő olasz-orosz Pamela űrszonda mérési adataitól azt is várják, hogy gondos elemzésükkel ki lehet majd mutatni a sötét anyag járulékát a kozmikus sugárzásban. A sötét anyag részecskéinek kölcsönhatása – annihilációja – során keletkező gammasugárzást is kutatja a NASA új gamma-obszervatóriuma, a Fermi-űrszonda.

A csillagok és a csillagközi anyag állandó kölcsönhatása, valamint a szomszédos galaxisokkal való gravitációs kapcsolat lassan, de folyamatosan változtatja a Tejútrendszert. Saját galaxisunkat azonban nemcsak ezért nem lehet megunni. 

---

Természet Világa,

Feltárul a Világegyetem, 2009 http://www.termvil.hu/archiv/  http://www.chemonet.hu/TermVil/