Frey Sándor
A galaxisok végeláthatatlan világa  


Bármilyen meglepőnek tűnik, mégis igaz: nem egészen egy évszázada vált tudományosan elfogadott ténnyé az, hogy vannak tőlünk nagy távolságban levő galaxisok. Ma már magától értetődő természetességgel gyönyör­ködünk a földi és űrtávcsövek galaxisfelvételeiben. Tisztában vagyunk a Világegyetem tágulásával is, amire elsőként a galaxisoknak a tőlünk mért távolságukkal növekvő távolodási sebességéből követ­kezte­tett Edwin Hubble, az 1920-as évek végén. De mik is azok a galaxisok: miből állnak, milyen messze vannak, hányfélét ismerünk belőlük, mikor keletkeztek? Ezekre a kérdésekre igyekszünk itt választ adni.

Mielőtt elkalandozunk az extragalaxisok világába, emlékeztetünk rá, hogy mi magunk is egy galaxis­ban, a Tejútrendszerben élünk. Saját galaxisunk tanulmányozása egyrészt könnyebb, másrészt nehezebb is, mint a távolabbiaké. Mindennek éppen a közelsége az oka. Bár a Tejútrendszer összetevőit közelebbről látjuk, szerkezetét – belülről szemlélve – sokkal nehezebben tudjuk feltérképezni, mintha kívülről tekinthetnénk rá (l. Kun Mária cikkét e különszámban – a szerk. megjegyzése).  Így a távolabbi galaxisok kutatása által érdekes módon többet megtudhatunk saját Tejútrendszerünkről is.

A galaxisok elsősorban csillagokból, de korántsem csak azokból állnak!  Egy átlagos csillag átmérője néhány millió kilométer, a Napé például közel 1,4 millió km. A csillagok egymástól mért távolsága ugyanakkor átmérőjüknél tíz-százmilliószor nagyobb – pedig úgy gondolnánk, hogy meglehetősen „sűrűn” helyezkednek el a galaxisokban. Valójában olyan ritkán töltik ki a teret, hogy ha egymáshoz közel kerülő két galaxis netán „összeütközik”, úgy tudnak áthaladni egymáson, hogy csillagaik a szó hétköznapi értelmében egyáltalán nem ütköznek össze (1. ábra). 

1. ábra. A csillagászati képeskönyvekben a galaxisok általában ragyogó, magányos, méltóságteljes csillagszigeteknek látszanak. Azonban nem mindegyik galaxis élete telik háborítatlanul. Közeli találkozásaik
nyomán fantasztikus alakzatok formálódnak, új csillagkeletkezési hullámok indulnak el. A közeli Univerzumban nagyjából minden egymillió galaxisra csak egy ütköző jut. Távolabbra, az időben visszafelé tekintve a kölcsönható galaxisok sokkal gyakoribbak voltak, hiszen a tágulás miatt az akkori Világegyetemben „sűrűbben” fordultak elő. Emberi léptékkel persze a galaxisütközések örökkévalóságnak tűnő idők, százmillió évek alatt zajlanak le. Így a róluk készített képek is csak pillanatfelvételek. Az itt látható AM 1316-241 jelű pár egy spirálgalaxis (balra) és egy elliptikus galaxis (jobbra,
kicsit a háttérben) kettőse. Ez utóbbi csillagainak fényét részben kitakarják a spirálgalaxisban levő porsávok. A környéken látható kisebb, ködös foltok sokkal távolabbi galaxisok. (NASA/ STScI/AURA, ESA, W. Keel, U. of Alabama)

Egy szokványos galaxisban nagyságrendileg százmilliárdnyi csillag található. Bár a csillagközi anyag tömege például a Tejútrendszerben mindössze néhány százaléka a csillagokban koncentrálódó tömegnek, a csillagközi gáz és por nélkül nem képzelhető el a csillagok folyamatos keletkezése. A galaxisoknak azonban van egy láthatatlan összetevője is! Ez az ún. sötét anyag, amelynek létezésére először a galaxisok mozgásának megfigyeléséből következtettek. Sokan úgy gondolják, hogy a rejtélyes sötét anyag valami új fogalom, de létezése már az 1930-as években felmerült.  A sötét anyag nem bocsát ki, és nem nyel el fényt, sem más elektromágneses sugárzást. Jelenlétét csupán a „normális”, általunk is közvetlenül megfigyelhető anyagra gyakorolt gravitációs hatása árulja el. Az 1960-as évek végétől újabb bizonyítékkal szolgáltak a galaxisok forgási sebességére vonatkozó mérések. Ha egy galaxis külső vidékei túl gyorsan keringenek a középpont körül, akkor csak egy magyarázat kínálkozik arra, hogy az egész miért nem repül szét. A látható anyag tömegvonzása nem elegendő a galaxis egyben tartásához. Kell lennie ott még valaminek, ami biztosítja az ehhez szükséges vonzóerőt. Jelenlegi ismereteink szerint az egész Univerzumban a sötét anyag mennyisége több mint ötször akkora, mint a „látható” anyagé. A galaxisokban ez az arány még inkább eltolódik a sötét anyag javára. A sötét anyagnak a galaxisok születésében is meghatározó, méghozzá gyorsító szerepe kellett, hogy legyen. Hatására jöhettek létre a közel 14 milliárd évvel ezelőtti ősrobbanást követő rövid időn (legfeljebb néhány százmillió éven) belül azok az anyagcsomósodások, amelyekből az első galaxisok kialakultak (2. ábra).

2. ábra. Az Abell 2218 jelű halmaz galaxisainak, valamint a halmazban levő sötét anyagnak a tömegvonzása hozza létre a gravitációs lencsézés jelenségét. A háttérből jövő, a halmazon áthaladó elektromágneses sugárzás útja az erős gravitációs hatás miatt eltérül. A halmaznál sokkal távolabbi, de tőlünk nézve ugyanabban az irányban látszó galaxisok fénye felerősödhet, képük megtöbbszöröződhet, alakjuk hosszú ívekké  torzulhat. Az egyik halvány ívben a kutatók egy igen távoli, már a Világegyetem keletkezésétől számított 750 millió év elteltével létezett galaxist véltek felfedezni. (A Hubbleűrtávcső és a hawaii Keck-teleszkóp felvételeinek kombinációja) (ESA, NASA/STScI, J.-P. Kneib, Caltech/Observatoire Midi-Pyrénées és R. Ellis, Caltech)

Valószínűleg a legtöbb galaxis közepén található egy nagy, sok millió vagy akár milliárd naptömeget tartalmazó fekete lyuk. (A fekete lyuk olyan, gravitációsan összeomlott objektum, ahol rendkívül kis térrészben hatalmas tömeg gyűlik össze, s amelyet az elektromágneses sugárzás sem tud elhagyni.) Saját Tejútrendszerünk centrumában a legújabb becslések szerint mintegy 4 millió naptömegnyi, meglehetősen „nyugodt” fekete lyuk helyezkedik el. Egyes galaxisokban azonban a központi fekete lyuk messziről is feltűnő aktivitás okozója lehet (3. ábra). A kisugárzott hatalmas – sokszor a galaxis összes csillagáét meghaladó – teljesítmény forrása a fekete lyuk környezetében forgó, felforrósodó, a fekete lyukba folyamatosan behulló, illetve mellőle részben kilökődő anyag. 

3. ábra. A Centaurus A (Cen A), a hozzánk legközelebbi, 11 millió fényévre levő aktív galaxis hamis színezésű képe kiemeli mindazt, amit látnunk érdemes. Az összegzett képen együtt szerepel a legnagyobb hullámhosszú rádió- (középen) és a legnagyobb energiájú röntgentartományban (fent) készült kép, valamint a kettő közt a látható fény tartományában (lent) készült távcsöves felvétel is. Az egyes elektromágneses hullámsávokban feltűnően más-más látványt nyújt ez az óriási elliptikus galaxis. A központi vidékén a látható fény tartományában csillagok, csillagközi gáz és por keverékét figyelhetjük meg. A képet átszelő sötét csík a por fényelnyelő hatását mutatja. Ezzel szemben a rádiókép jellegzetessége a porsávra nagyjából merőlegesen kilövellő nyaláb (jet). A galaxis középpontjában ez igen keskeny, később kiszélesedik, s a szimmetrikusan elhelyezkedő rádiósugárzó tartományok jóval túlnyúlnak a látható galaxis határán. A kilövellés rádiósugárzását nagyenergiájú, a mágneses térben spirális pályán mozgó elektromosan töltött részecskék okozzák (szinkrotronsugárzás). A részecskék a galaxis központjának közvetlen környezetéből indulnak, ahol egy szupernagy tömegű (a Nap tömegének tízmilliószorosával egyenértékű) fekete lyuk helyezkedik el, amelynek helyzetét a röntgenfelvétel középső, legfényesebb tartománya jelzi. A hatalmas „kozmikus részecskegyorsító” munkájának eredményeképpen a kifelé haladó plazmanyaláb-pár röntgentartományban is feltűnő. A Cen A bizarr látványa, a feltűnő porsáv valószínűleg egy 100 millió évvel korábbi galaxisütközés következménye: ekkor egy spirálgalaxis olvadhatott egybe az elliptikussal. (röntgen: NASA, CXC, CfA, R. Kraft és munkatársai; rádió: NSF, VLA, Univ. Hertfordshire, M. Hardcastle; látható fény: ESO, WFI, M. Rejkuba  és mtársai) 

A galaxisok említésekor legtöbbünk számára egy spirálgalaxis képe ugrik be először. Talán a látványos megjelenés miatt, talán mert az északi égbolton szabad szemmel is kivehető közeli Androméda-galaxisról rengeteg távcsöves képet ismerünk, vagy talán mert tudjuk, hogy a mi saját galaxisunk is ilyen. A spirálgalaxisok, amelyek szerkezetére egy központi dudor és egy lapult korong a jellemző, mégis a kisebbséget képviselik. Ha megfelelő szögben, „felülről” láthatunk rá a galaxisra, korongjában feltűnnek a spirálkarok, amelyekben gáz, por és jellemzően fiatal, fényes csillagok találhatók. A karok valójában a korongban tovaterjedő sűrűséghullámok, amelyek nyomán ott fel­gyorsul a csillagkeletkezés. A spirálgalaxisokhoz tartozik még egy idős csillagokból álló, kevésbé látványos, gömbszimmetrikus haló. 

4. ábra. Galaxisok minden mennyiségben, közel és távol. A Hubble-űrtávcső négyszázszor kerülte meg a Földet, míg elkészítette az égbolt egy kijelölt, a földi távcsövekkel szinte üresnek tetsző kis területéről e rendkívül érzékeny felvételét (Hubble-ultramélyvizsgálat, Hubble Ultra Deep Field). Az összesen tízezernyi galaxist mutató kép itt látható kis részletén spirálgalaxisok, elliptikus és irreguláris galaxisok egyaránt kivehetők. (NASA/STScI, ESA, S. Beckwith, HUDF Team)

A gyakoribb elliptikus galaxisok között mindenféle méret előfordul, a csupán néhány százezer vagy millió naptömegnyi törpegalaxisoktól kezdve az akár tízbillió naptömeget tartalmazó óriás elliptikus galaxisokig. A többé-kevésbé lapult ellipszoid alakú képződményekből hiányzik a spirálgalaxisokban megtalálható korong. Az elliptikus galaxisokat inkább idős csillagok alkotják, kevés bennük a csillagközi anyag és a fiatal, kék óriáscsillag.

Vannak kisebb, úgynevezett irreguláris galaxisok, amelyek megjelenése nem hasonlít egyik fent említett típuséhoz sem. Az ütközések és összeolvadások során fellépő gravitációs erők, majd a bekövetkező csillagkeletkezési hullám nyomán is eltorzulhat a kölcsönhatásban részt vevő galaxisok alakja (4-5. ábra).

5. ábra. A tőlünk kb. 400 millió fényévre, a Szobrász (Sculptor) csillagképében található Kocsikerék-galaxis jellegzetes alakja két különböző csillagváros kölcsönhatása során alakult ki. A közelben elhaladó kisebb galaxis gravitációs zavaró hatására a csillagközi gáz és por helyenként összesűrűsödött. A kocsikerék pereme egy százezer fényév átmérőjű, táguló, gyűrűszerű, főleg fiatal csillagokból álló képződmény. A heves csillagkeletkezésre utalnak a szupernóva-robbanások buborékszerű maradványai, az erős röntgen- és ultraibolya sugárzás, valamint a gyűrű domináns kék színe is. A kép bal alsó részén két másik közeli galaxis is látható. Lehet, hogy az egyikük vett részt a csillagászati időskálán „nemrég” történt ütközésben? A látványos (de mesterségesen színezett) képet négy amerikai űrcsillagászati hold felvételeiből (külön-külön l. jobbra) állították össze. A lila a Chandra röntgenfelvétele, a kék a GALEX ultraibolya tartományban készült felvétele, a zöld és a vörös pedig a Hubble- ,illetve a Spitzer-űrtávcsövek készítette kép, a látható, illetve infravörös fény tartományában. A kis képek egyúttal azt is jól illusztrálják, hogy egy-egy elektromágneses hullámsávban mennyire másképpen nézhetnek ki az égi objektumok – hiszen sugárzásuk más-más fizikai folyamatok során keletkezik. (röntgen: NASA, CXC, A. Wolter, G. Trinchieri és mtársaik; ultraibolya és infravörös: NASA, JPL, Caltech, P. Appleton és mtársai; látható fény: NASA, STScI) 

De honnan tudjuk, hogy milyen messze vannak a galaxisok? Ilyen nagy távolságok mérése egyáltalán nem kézenfekvő, ám a csillagászok egy sor megoldást dolgoztak ki erre. Az alapötlet az, hogy a rövidebb távon hatékony módszerek segítségével fokozatosan kalibrálják a nagyobb léptékben is alkalmaz­hatókat. Csak néhány kiragadott példát tudunk itt felhozni. A Naphoz legközelebbi, még bőven a Tejútrendszeren belüli csillagoknak a sokkal távolabbiakhoz viszonyított látszó égi helyzete egyéves periódussal érzékelhetően megváltozik. Ez amiatt van, mert a Föld kering a Nap körül, s ezalatt mindig kicsit más és más irányból tekintünk a csillagokra. Minél pontosabb a pozíciómérésünk, annál távolabbi csillagok esetében tudjuk elvégezni az ún. parallaxis meghatározását. Ez az eljárás azonban már nem használható a Tejútrendszeren túl.

Na­gyobb, immár akár extragalaktikus távolságokig például úgy juthatunk el, ha olyan objektumtípusokat találunk, amelyeknek az abszolút fényessége jól meghatározható. Ekkor az általunk észlelt látszó fényesség alapján következtetni tudunk arra, hogy milyen távolságból érkezett hozzánk a sugárzás. Ilyen hasznos „segítőink” lehetnek a cefeida típusú változócsillagok, amelyeknél a fényességváltozás könnyen mérhető periódusa összefügg a pulzáló csillag abszolút fényességével. A távoli galaxisokban is előforduló fényes csillagrobbanások, a szupernóvák egyik, Ia-val jelölt típusa jól meghatározott csúcsfényességgel jellemezhető. Vannak olyan tapasztalati összefüggések, amelyek a galaxisok abszolút fényességét egy jól mérhető mennyiséggel, a színképvonalak szélességével – és így közvetve a galaxisok csillagainak mozgási sebességével – hozzák kapcsolatba. 

Hubble felfedezése óta tudjuk, hogy a galaxisokban megfigyelhető színképvonalak vöröseltolódása is távolságjelzőként használható. A távoli galaxisokról felvett színképekben az egyes atomokra jellemző színképvonalak a laboratóriumban mért hullámhosszakhoz képest eltolódnak, méghozzá a hosszabb hullámok (a vörös szín) irányába. Az eltolódás mértékének és az eredeti hullámhossznak az aránya a vöröseltolódás. Általánosan elfogadott nézet, hogy a vöröseltolódást a Világegyetem tágulása okozza, hiszen a tágulással együtt minden távolság, így az elektro­mágneses sugárzás hullámhossza is növekszik. Minél messzebb van tőlünk egy galaxis, fényének detektálásával annál távolabb látunk vissza a múltba, s annál nagyobb a színképvonalai segítségével mérhető vöröseltolódása. Ily módon a vöröseltolódásból következtethetünk a galaxis távolságára, ha rendelkezésünkre áll a Világegyetem tágulását leíró kozmológiai modell.

A galaxisok térbeli eloszlása nem egyenletes: csoportokba, galaxishalmazokba és szuperhalmazokba szerveződnek. A galaxisok százai által alkotott halmazok jellemző mérete néhány millió vagy tízmillió fényév. A halmazok középpontjában egy-egy óriási, általában elliptikus (vagy ahhoz hasonló, de még egy kiterjedt halóval is körülvett) galaxis terpeszkedik. Mivel ezek abszolút fényessége hasonló, ugyancsak jól alkalmazhatók a halmaz távolságának becslésére.

6. ábra. Az Ausztráliából hosszú évek munkájával elkészült 6dFGS felmérésben több mint százezer galaxis térbeli helyzetét (vagyis látszó égi pozícióját és színképvonalainak a távolságra utaló vöröseltolódását) mérték meg, az égbolt majdnem felén. Az itt bemutatott kép a tőlünk mérve 2 milliárd fényéven belüli Univerzum szerkezetét mutatja. Minden galaxist egy pont jelképez. A sötét sávokban saját Tejútrendszerünk anyaga akadályozta a megfigyelést. Az adatok alapján a galaxisok halmazai és szuperhalmazai között számos, szinte teljesen üresnek tűnő térrészt, üreget azonosítottak. (Chris Fluke, Swinburne University of Technology) 

Egy-egy átlagos galaxis néhány ezer fényév átmérőjű. Érdekes, hogy a galaxisok sokkal sűrűbben töltik ki a teret, mint a bennük levő csillagok. Két szomszédos galaxis között általában 10-100 másik számára volna elegendő hely. A szuperhalmazok 100 millió fényévnyi kiterjedésükkel az Univerzum legnagyobb ismert struktúrái. Az általunk ma belátható világban több mint százmilliárdnyi galaxis lehet, a galaxishalmazok száma pedig milliárdnyira becsülhető. A galaxisok világa tehát valóban szinte végeláthatatlan! Szisztematikus feltérképezésével mégis számos kutatócsoport foglalkozik, hiszen a galaxisok megfigyelhető nagy­léptékű eloszlásából fontos következtetéseket lehet levonni a Világegyetem keletkezésével és korai fejlődésével kapcsolatban (6. ábra).    


Természet Világa, Feltárul a Világegyetem, 2009
http://www.termeszetvilaga.hu/ 
http://www.chemonet.hu/TermVil/