Csabai István

A világegyetem térképe


Évszázadokon át vitatkoztak az emberek arról, hogy a Föld lapos vagy gömbölyű. A közvetett bizonyítékok után a végső bizonyíték a Föld körülhajózása, az első hiteles „világtérképek” elkészítése volt. Az egyre pontosabb térképek még tovább mélyítették megértésünket. Például az az észrevétel vezetett el végül a kontinensek vándorlásának elméletéhez, hogy a dél-amerikai kontinens keleti és az afrikai kontinens nyugati partvonala szinte egymás lenyomata. Ez aztán nagyban elősegítette a földünk mélyében zajló folyamatok megértését, és az egykor egybetartozó szigetek később szétvált populációinak tanulmányozása jelentős hatással volt az evolúció elméletére is.

Néhány évszázada így képzelték el a világegyetemet és a technikát,
amellyel a világ működésének titkai kifürkészhetők

Mi most abban a szerencsés helyzetben vagyunk, hogy közvetlen szemtanúi lehetünk egy újabb, sokkal nagyobb térkép – a világegyetem térképe – születésének. Bizonyos, hogy ez a térkép is hasonló tudományos lavinát indít el, mint a hajdani térképek. Nemcsak a három dimenzióban forgatható galaxistérképet kapjuk meg, amelyben akár virtuális utazást tehetünk, mint a tudományos fantasztikus filmekben, hanem általa visszanézhetünk a múltba, láthatjuk, milyen volt a világegyetem gyerekkorában és azelőtt, valamint kiszámíthatjuk azt is, mi lesz évmilliárdok múlva a világegyetem végzete. Sőt, közvetve, az ősi, forró univerzum tanulmányozásával a fizikusok pontosabban érthetik meg az elemi részecskék világát, mint a legnagyobb földi gyorsítók segítségével.

Az 1990-es években a világegyetem térképének minősége többé-kevésbé olyan volt, mint amilyen a Föld térképe Kolumbusz előtt. A csillagászok legjobb eszközei is csak azt engedték meg, hogy közvetlen környezetünkről készüljön el térkép (ilyen például az ég nagy részét lefedő, de nem túl mély Palomar Survey; http://www.astro.caltech.edu/~wws/poss2.html), illetve az égbolt néhány kiválasztott kisebb területéről egy-egy részletesebb, távolabbra néző felmérés (1. ábra).

1. ábra. Az űrben keringő Hubble-űrtávcső híres Deep Field-felvétele
(http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html).
Az ég egy addig üresnek hitt kis területén néztek el nagyon messzire

Ráadásul ezek a térképek nem voltak egységesen kalibrálva – a régmúlt utazói által megrajzolt, egyedi térképekhez hasonlóan ezeket is körülményes egymáshoz illeszteni. A XX. század végének technikai forradalma nyomán mindez megváltozhat. Nem is annyira az egyre gigantikusabb távcsövek építésének lehetősége, hanem a napjainkban már mindenki által megvásárolható digitális fényképezőgépekben jelen lévő CCD-csipek megjelenése a nagy ugrás fő eszköze. Ezeknek a csipeknek az érzékenysége messze meghaladja az emberi szem érzékelési határait, sok szempontból felülmúlja a fotoemulzióét, és ami a legfontosabb, közvetlenül elektronikus adatokat produkál. Itt lép színre a másik fontos tényező, ami a csillagászat ezen forradalmát lehetővé teszi: a számítógépek fejlődése. Általuk válik lehetővé a gigantikus ütemben beáramló és gigantikus méretű adatmennyiség feldolgozása.

Ráadásul ezek a térképek nem voltak egységesen kalibrálva – a régmúlt utazói által megrajzolt, egyedi térképekhez hasonlóan ezeket is körülményes egymáshoz illeszteni. A XX. század végének technikai forradalma nyomán mindez megváltozhat. Nem is annyira az egyre gigantikusabb távcsövek építésének lehetősége, hanem a napjainkban már mindenki által megvásárolható digitális fényképezőgépekben jelen lévő CCD-csipek megjelenése a nagy ugrás fő eszköze. Ezeknek a csipeknek az érzékenysége messze meghaladja az emberi szem érzékelési határait, sok szempontból felülmúlja a fotoemulzióét, és ami a legfontosabb, közvetlenül elektronikus adatokat produkál. Itt lép színre a másik fontos tényező, ami a csillagászat ezen forradalmát lehetővé teszi: a számítógépek fejlődése. Általuk válik lehetővé a gigantikus ütemben beáramló és gigantikus méretű adatmennyiség feldolgozása.

A Sloan Digital Sky Survey

A jelenlegi legátfogóbb csillagászati térkép a Sloan Digital Sky Survey (SDSS)  keretében készül. Számunkra még fontosabbá, izgalmasabbá teszi ezt a vállakozást, hogy az Eötvös Loránd Tudományegyetem és a baltimore-i Johns Hopkins University professzora,  Szalay Sándor vezényletével számos magyar kutató is bábáskodott a projekt elindításánál és vesz részt azóta is az adatok feldolgozásában. A projekt egy speciálisan erre a célra épített távcső segítségével 5 éven keresztül folyamatosan fényképezi az eget – bizony,  nagy a világegyetem –, és készíti el az északi féltekéről látható égbolt részletes térképét (2. ábra).

2. ábra. Az SDSS által vizsgált csíkok az éggömbön (balra). A középső sáv a mi galaxisunkat jelöli, itt a sok por miatt nem látszanak más galaxisok. A távcső által egy ütemben készített kép és annak egy kinagyított részlete (jobbra)

A távcső az új-mexikói sivatagban lévő Apache Point obszervatórium területén épült. A csillagászoknak meg kell találniuk azt a helyet, ahol az időjárási viszonyok évente minél több észlelést engednek meg és persze az emberi civilizáció zavaró füstjétől és fényeitől minél távolabb van.
A távcső tükrének átmérője 2,5 méter (akár egy kisebb szoba), napjaink 8 métert is meghaladó tükrös távcsövei mellett nem számít nagynak. Különlegessége inkább szokatlanul nagy, torzítatlan látószögében (30 telihold éles képe férne el egy képen), a hozzá kapcsolt CCD-kamerában és az általa végrehajtott speciális üzemmódban rejlik. Építésekor a világ összes csillagászati célra használt CCD-pixeleinek több mint fele ebben az egy távcsőben volt.

Fényképek és színképek

Ez a kamera még ma is a világ legbonyolultabb fényképezőgépének tekinthető. 30 darab CCD-csipet tartalmaz, amelyek egyenként 4 megapixelesek (2048x2048 képpont), vagyis a kamera együttesen 120 megapixeles. A közönséges fényképezőgépektől eltérően nem 3 színből keveri ki a színes képeket, hanem 5 színszűrőn keresztül készít felvételeket (u – ultraibolya, g – zöld, r – vörös, i –közeli infravörös, z – távoli infravörös). Ezt az észlelést – az ötszínű fényképek készítését – nevezik a csillagászok fotometriának.

  A digitális kamera egy éjszaka alatt 200 gigabyte-nyi felvételt készít, ami a számítógépekbe kerül további feldolgozásra.
A távcsőnek azonban ez csak az egyik üzemmódja. A távcső emellett színképeket is készít egyes kiválasztott objektumokról. Színképet úgy készítünk általában, hogy a fényforrás – a mi esetünkben galaxisok, csillagok – fényét egy prizma, vagy optikai rács segítségével szétbontjuk a szivárvány színeire.

Ha ezt a színes csíkot egy kamerára vetítjük és az egyes színek intenzitását a számítógéppel kirajzoltatjuk, spektrumot kapunk. Ez az észlelési mód a spektroszkópia.

Az SDSS-távcső egyszerre nem egy, hanem 640 spektrumot készít el úgy,  hogy minden kiszemelt objektumtól egy üvegszállal vezetik el a fényt a spektroszkópba. (A többszálas spektrográfokról részletesen olvashatunk Fűrész Gábor cikkében, a Természet Világa 2004. áprilisi és májusi számában.)
A színképekből sok mindent megtudhatunk. Magukon hordozzák ugyanis azoknak a fizikai körülményeknek a nyomait, amelyek a fény kibocsátásánál jelen voltak, sőt arról a közegről is mesélnek, amelyen a fény kozmikus útján keresztülhaladt. Ugyanúgy, ahogy más a nap fénye, más az izzólámpáké, neonlámpáké vagy a tábortűzé, a csillagok, a galaxisok fénye is más és más. Mint ahogy a gázlángba szórt konyhasó sárgára festi a lángot, gondos munkával a kutatók a többi atom nyomait is ki tudják mutatni a színképekben. Erről aztán tudhatják, hogy a megfigyelt csillag fiatal, azaz szinte csak hidrogénből és héliumból áll-e, vagy már hosszabb múltra tekint vissza, élete során nehezebb atomokat is megtermelt. Így tehát pusztán a hozzánk érkező néhány halvány fénysugárból teljes kép bontakozik ki arról, hogy a kozmosz távoli objektuma miből van, mennyi idős, milyen tömegű.

Kozmikus távolságok

Egy nagyon fontos paraméterről eddig nem esett szó: hogyan mérhető egy galaxis távolsága. A fényképek (fotometria) ugyanis csak kétdimenziós képet adnak. A csillagok, galaxisok azonban nem az ég kifeszített kárpitjára vannak kitűzve, hanem egyesek közelebb, mások távolabb vannak. Az ember nagyjából három mechanizmus segítségével érzékeli a távolságot. Egyrészt általában tudjuk, hogy a szemlélt objektum mekkora. Így abból, hogy ehhez képest mekkorának látjuk, következtethetünk távolságára. Mivel a galaxisok pontos valódi mérete változó,  sőt van olyan objektum is, ami a nagyítás ellenére is pontszerű, ez a módszer nem igazán használható. Szemünk abból is tud távolságot becsülni, hogy milyen messzire kell fokuszálni. Jól tudja ezt mindenki, aki kézi beállítású fényképezőgépet használt már. Azonban azt is tudja,  hogy  a 20 méternél távolabbi tárgyak esetén végtelenre kell állítani a lencsét, vagyis nagy  távolságoknál ez a módszer sem célravezető. Harmadik trükkünk a sztereolátás. Ez azt használja ki, hogy két szemünk van, így egy kicsit más szögből látszik a két szem számára a tárgy. Ha azonban valaki lerajzolja a két szem és a tárgy háromszögét, egyből láthatja, hogy egyre nagyobb távolságok pontos méréséhez egyre távolabb kellene helyezni a két szemet. A kozmikus távolságmérő létra ezen alapuló foka az ún. parallaxismódszer. Ezt a módszert valóban használják is a csillagászok, egyik szemüket – pontosabban a távcső kupoláját – télen, a másikat nyáron nyitják ki,  a Föld-pálya átmérőjének távolságára helyezve így a két szemet. A galaxisok távolságának méréséhez még ez is kevés.
A kiutat a spektroszkópia nyújtja. Edwin Hubble amerikai csillagász észlelte először azt, hogy minél távolabbi galaxisra irányítja távcsövét, az egyre vörösebb. Sőt azt is látta, hogy az atomok jól ismert lenyomatai a színképekben torzítatlanul megvannak, de a távolsággal arányosan egyre jobban eltolódnak a színkép vörös tartományába. Röviden összegezve, a magyarázatot a táguló világegyetem adja. Ha egyenletesen nyúlik ki a tér, akkor minél messzeb van tőlünk valami, annál nagyobb sebességgel távolodik tőlünk. Ha pedig távolodik tőlünk, akkor – ugyanúgy, mint ahogy a közeledő vonat füttyében a hanghullámok összetorlódnak, a távolodóéban pedig megnyúlnak – a fény hullámai is megnyúlnak. Mivel pedig a megnyúlt, hosszabb fényhullámokat vörösebbnek látjuk, a jelenséget vöröseltolódásnak nevezzük. Összefoglalva, tehát minél vörösebb irányba tolódik el a színkép, annál gyorsabban távolodik tőlünk a galaxis, vagyis annál messzebb van. Ez a Hubble-törvény.

 Ahhoz tehát hogy a fotometriai észlelések kétdimenziós képét háromdimenzióssá terjesszük ki, vöröseltolódásokat kell mérni. Ennek első lépése a színképek felvétele. A színképeknél egy galaxis fényét – ami a fényképeken néhány tucat képpontból áll – szétbontjuk színeire. Mint ahogy említettük, ezt a fényt is CCD-érzékelőre vetítjük. Csakhogy míg az előbb ugyanaz a fényerő néhány képpontra koncentrálódott, most ez – a minél jobb színképfelbontás érdekében – több ezer képpontra szóródik szét. Nyilvánvaló: jóval több időbe telik, hogy a jó minőségű színkép elkészítéséhez elegendő fény jusson a műszerbe, mint amennyi idő szükséges egy fénykép elkészítéséhez a fotometriai vizsgálat során. Ennek következtében – noha az SDSS-projekt idejének 80%-át színképek felvételére fordítja, és annak ellenére, hogy a speciális üvegszálas elrendezés segítségével egy időben 640 objektumot tud egyszerre vizsgálni –„csupán” 1 millió spektrumot vesz fel működésének 5 éve alatt. Fotometriát – vagyis öt színszűrőn keresztül készített képet – viszont 100 millió galaxisról kapunk a maradék 20 százalék időben.

Szegény ember spektroszkópja

Ha jobban belegondolunk, a fenti számok azt is jelentik, hogy az észlelt galaxisok csupán 1 százalékáról kapunk spektrumot, azaz vöröseltolódást, vagyis csupán 1%-ukat tudjuk rárajzolni háromdimenziós térképünkre. A helyzetet tovább rontja az a tény, hogy – nem meglepő módon – ez az 1 százalék nagyjából a legfényesebb 1 százalékot, tehát a legközelebbi galaxisokat jelenti. Nagyon sokat érne egy olyan módszer, ami – ha nem is annyira precízen, mint a spektroszkópia – csupán a minden galaxishoz rendelkezésre álló fotometria alapján becsülni tudná a vöröseltolódást, s így a távolságot. Ezt a módszert – aminek kidolgozásában Szalay Sándor, Csabai István, Andrew Connolly és Budavári Tamás úttörő szerepet játszottak – hívják fotometrikus vöröseltolódás-becslésnek.

A módszer megismeréséhez nézzük meg néhány tipikus galaxis spektrumát.  A galaxis spektruma összefüggésben van a galaxis alakjával. A tojás alakú, úgynevezett elliptikus galaxisok spektruma látható a 3. ábrán.

 3. ábra. Elliptikus galaxis képe (jobbra lenn) és spektruma. Vízszintesen a hullámhossz van jelölve angströmben, vagyis a méter tízmilliárdod részében kifejezve. A függőleges tengely az adott hullámhosszhoz tartozó fényerősséget, intenzitást jelenti

Az atomok lenyomatait hordozó tüskék – az úgynevezett spektrumvonalak – mellett figyeljünk fel a 4000 angströmmel jelzett szín (azaz hullámhossz) után megfigyelhető jelentős felugrásra.

Az örvénylő karok miatt spirálisnak nevezett galaxis (ilyen lehet a mi Tejútrendszerünk is kívülről nézve) spektrumában ez az ugrás már jóval kisebb, a spektrumvonalak pedig erősebbek (4. ábra). Ez azt is jelenti, hogy – a vöröseltolódástól függetlenül – a jobb oldalon lévő vörös színek kevésbé dominálnak, mint a grafikon bal szélén lévő kék színek. Vagyis ugyanolyan távol lévő két galaxis közül az elliptikus vörösebb, a spirális pedig kékebb. Máris sejthetjük, hogy ez problémákat okoz.

4. ábra. Spirálgalaxis spektruma és képe

  A szabálytalan alakú, úgynevezett irreguláris galaxisok spektrumában teljesen eltűnik az elliptikusaknál markáns jelleg. Csupán egy jellegtelen, lapos spektrumra ülnek rá az erős vonalak (5. ábra).
 

5. ábra. Irreguláris galaxis spektruma és képe

De emlékezzünk rá, a fotometria nem látja ezt a részletes spektrumot. Amit lát, az nagyon hasonlít az emberi szem által alkotott színes képhez. Az emberi szemben háromféle színérzékelő csap van. Ezek a csapok összegezik egy adott hullámhossztartományban szemünkbe érkező összes fényt. Például a 4000 és 5000 angström közötti kék fényt, az 5000 és 6000 közötti zöldet, vagy a 6000 és 7200 közötti vöröset. Az összegzést a grafikonon úgy értelmezhetjük, hogy az adott tartományban ki kell számolni a teljes fényerősséget, vagyis a spektrum görbéje alatti területet. Ez persze azt is jelenti, hogy mindannyian „színtévesztők” vagyunk, hiszen végtelen sok különböző spektrumgörbét rajzolhatunk, amelyek alatt a terület mind megegyezik: ezeket mi mind egyformának látjuk, de egy ideális, igazi színlátó, aki a spektrumot finom felbontásban észlelné, az mindet különbözőnek érzékelné.
Az SDSS kamerája egy fokkal jobb nálunk: nem három, hanem öt színben lát.  A 6. ábra mutatja a színekhez tartozó öt tartományt. Ezeket nem egy-egy sávval jelöljük, mert a sávon belül is változik az érzékenység, hanem egy olyan görbével, amellyel kiszámolhatjuk a fényintenzitást, ha megszorozzuk vele a spektrumot. Az olyan karakteres spektrumjellemzők, mint az először mutatott elliptikus galaxisoknál látható, nagy ugrás 4000 angström után, biztosan észrevehetők a színszűrők alkalmazása után is: a kékebb szűrők kis fényerősséget mutatnak, a vörösek jóval nagyobbat. Ezzel szemben az irreguláris galaxisoknál a folytonos háttér alig változik: szinte minden színszűrő azonos fényerőt jelez. A tüskeszerű spektrumvonalak pedig túl keskenyek ahhoz, hogy az alattuk lévő terület jelentősen beleszóljon az összegbe.

A 6. ábrán nézzük meg, mi történik, ha a spektrumot „vöröseltoljuk”. Látható, hogy az elliptikus galaxis spektrumán a karakterisztikus ugrás először 4000 angström környékén van. Ekkor a bal oldali szélső ultraibolya szűrő kevés fényt kap, az összes többi sokat. Utána – ahogy a spektrum tolódik – sorra „veszíti” el a fényt a zöld, majd a vörös szűrő is. Végül a karakterisztikus ugrás 8000 angströmhöz tolódik, ekkor a látható színképtartományban lévő bal oldali szűrők alig kapnak fényt, csupán a két jobb oldali infravörös kap valamennyit.

6. ábra. A vöröseltolódás szemléltetése. Az ábrák egy képzeletbeli galaxis spektrumát mutatják, miközben a galaxist a 0 vöröseltolódásnak megfelelő kozmikus távolságról az 1-nek megfelelő távolságra vittük el. A helyben maradó görbék a detektoron lévő színszűrők átvitelét jelzik

Ha számszerűsítjük ezt az összefüggést, akkor a színszűrőkben mért fényerők arányaiból következtetni tudunk a vöröseltolódásra. Persze, a helyzet csak az elliptikus galaxisok esetében ilyen egyszerű. Sőt egy távoli, kicsinek látszó galaxisról általában azt se tudjuk eldönteni, hogy spirális vagy elliptikus, így azt se tudjuk, hogy azért vörös-e, mert spirális ugyan, de messze van, vagy pedig nincs annyira messze, viszont elliptikus. Kifinomult számítógépes elemzéssel a problémák egy része kezelhető, és a galaxisok nagy részére a vöröseltolódás néhány százalékos pontossággal becsülhető. Sőt nemcsak a vöröseltolódás, hanem a galaxistípus (elliptikus, spirális stb.) is, amiből a galaxis korára, összetételére is kaphatunk információkat.
A fenti módszer vázlatos ismertetése csak ízelítő arra, hogy milyen nehézségekkel kell megküzdeni egy-egy részfeladat kapcsán. A teljes térkép elkészítésénél több tucat hasonló súlyú és nehézségű probléma lép fel. Ezt csak egy több tucat kutatóból álló nemzetközi kutatócsoport oldhatja meg.

Az adatlavina

Az SDSS-projekt befejezéséig mintegy 100 millió galaxisról készít képet. (Az adatbázis aktuális állapota nyilvánosan elérhető – magyarul – a http://skyserver.sdss.org/dr3/hu, illetve a http://skyserver.elte.hu oldalon.) Ez félelmetes mennyiségű adat, a számítógépben a nyers adatok mintegy 20 terabyte (= 1000 gigabyte = 1 millió megabyte) helyet foglalnak el, de a „letisztított”, végső tudományos adatbázis is több mint 2 terabyte lesz. Ha csak az elkészült „fényképet” nézzük, az is 1 milliószor 1 millió  pixeles lesz (mintha az 1 megapixeles digitális fényképezőnkkel 1 millió képet készítenénk), sőt ez is ötszörösére nő az 5 színszűrős képek miatt. Mit lehet kezdeni ennyi adattal? Napjaink egyre gyorsuló számítógépeinek is sok időbe telik akár csak egyszer is végigolvasni az összes adatot. És mit kezdjünk az olyan bonyolult kérdések megválaszolásával, amilyeneket a csillagászok ezerszámra tennének fel? Ilyen kérdés például az úgynevezett gravitációs lencse kérdése, ahol egy közeli galaxis úgy hajlítja el a mögötte lévő fényét, hogy azt többfelé töri: „Keresd meg azokat a kék galaxisokat, amelyek adott sugarú környezetében több azonos színű, de vörös galaxis található”. És persze a világ számos csillagásza közül egyszerre nem csak egy szeretne kérdezni s választ kapni minél előbb.
Ezek a kérdések túlmutatnak a csillagászaton. Hasonló problémáik vannak a részecskefizikusoknak, akiknek a gyorsítók körüli műszereiből áramlik ki hasonló, sőt ezt mesze meghaladó adatmennyiség. A biológusok az emberi genom jelentésének feltárásakor ütköznek ugyanebbe a problémába: az ember által szinte átláthatatlan adatbázisok elemzésébe.

A probléma megoldása nem ismert. Mindez – és az általa nyitott távlatok kiaknázása – a jövő generációra vár.