A csillagászati távcsövekkel megfigyelhető különféle kozmikus objektumok komplex, hierarchikus struktúrákban gazdag képet alkotnak: a Nap csak egy a galaxisunk, a Tejútrendszer középpontjában lévő négymillió naptömegű fekete lyuk körül keringő sok milliárd csillag közül; a Tejútrendszer csak egyike a sok tucat galaxisnak, amelyek a Lokális csoportnak nevezett galaxiscsoportot alkotják, és a Lokális csoport is csak egy a sok százezer galaxiscsoportosulás között, amelyek 1 milliárd fényév léptéken kozmikus hálót alkotnak (1. ábra).
1. ábra. A ma létező legnagyobb galaxis-adatbázist az égbolt egynegyedét lefedő Sloan Digital Sky Survey (SDSS) készítette. A kép az SDSSben található galaxisok háromdimenziós térbeli eloszlásából mutat egy szeletet. Minden színes pont egy galaxis mért pozícióját jelöli (a piros színű pontok öregebb, a kék színű pontok fiatalabb életkorra utalnak). A Föld a középpontban helyezkedik el, a külső kör kb. 2 milliárd fényév távolságig (azaz z=0,15-ös vöröseltolódásig) terjed ki; az ennél messzebb lévő galaxisok többsége túl halvány és nem észlelhető az SDSS távcsövével. Az ábra jobb és bal oldalán azért hiányoznak a galaxisok, mert ezekben az irányokban a csillagközi elnyelés miatt nem látni ki a Tejútrendszerből (M. Blanton, SDSS)
Ezzel szemben az egész égboltot lefedő mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás mért intenzitása a különböző irányokban kevesebb mint 0,001 százalékkal változik (2. ábra). Ez a megfigyelés csak úgy értelmezhető, hogy a korai Univerzum, ahonnan ez a sugárzás hozzánk érkezik, egészen különbözött a maitól: az Ősrobbanás után néhány százezer évvel az Univerzum még szinte teljesen tökéletesen homogén hidrogén-hélium plazmából állt.
2. ábra. Az egész égboltot lefedő kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás mért intenzitása a különböző irányokban. A sugárzás átlaghőmérséklete 2,725 K (-270,275°C). Az ábrán a piros, illetve kék színnel jelölt irányokban a hőmérséklet az átlagnál 0,0002 fokkal magasabb, illetve alacsonyabb (NASA/WMAP)
Hogyan és mikor születtek az első galaxisok, a bennük keringő csillagok és a középpontjukban lévő hatalmas fekete lyukak? A modern kozmológia szerint a korai Univerzumot alkotó forró plazma az Ősrobbanás után gyorsan tágult; közben folyamatosan lehűlt. Eközben a kezdetben létező, kvantumfluktuációk által okozott, elenyészően kicsi sűrűségfluktuációk az ún. gravitációs csomósodás miatt fokozatosan felerősödtek. Képzeljünk el egy virtuális gömbfelhőt, amelyen belül a primordiális plazma sűrűsége az átlagosnál egy kicsivel magasabb volt. E gömbön belül az anyagot a gömb tömegközéppontja felé az átlagosnál nagyobb erő vonzza. Ez a plusz erő lelassítja a gömbben lévő anyag tágulását; egy idő után a felhő elér egy maximális sugarat, a mozgása megfordul, és a saját tömegközéppontja felé összehúzódik.
A gravitációs csomósodással megmagyarázható, hogy hogyan lettek az Ősrobbanás után pár százezer évvel létező 0,001 százalékos sűrűségfluktuációkból nemlineáris, a háttérUniverzum tágulásától „elszakadt”, saját tömegük hatására összeesett objektumok. Az Univerzum tágulásának legkorábbi fázisát és az akkor keletkezett kezdeti sűrűségfluktuációk statisztikáját leíró ún. inflációs elmélet szerint a primordiális fluktuációk amplitúdója kisebb léptéken nagyobb, nagyobb léptéken kisebb volt. Ez azt jelenti, hogy ha az említett virtuális gömböt a korai Univerzum különböző helyein helyeznénk el, akkor minél nagyobb a gömb sugara, annál nagyobb százalékban változna helyről helyre a gömbön belül lévő anyag össztömege (ezt a kozmikus háttérsugárzás fluktuációinak lemért statisztikája empirikusan is alátámasztja). A kezdetben létező fluktuációknak ezzel a statisztikus tulajdonságával magyarázható, hogy a későbbi kozmikus struktúrák hierarchikus rendszert alkotnak: legelőször kisebb plazmafelhők estek öszsze, a mai galaxisoknál kb. 1 milliószor kisebb tömegű „mikrogalaxisokat” alkotva. Később kb. 1 millió ilyen mikrogalaxis összeolvadásával születtek a Tejútrendszerhez hasonló méretű galaxisok.
A fenti kép körvonalazza a kozmikus struktúrák kialakulását. Ezen belül sok érdekes kérdés egyelőre tisztázatlan. Pontosan mikor és hogyan születtek meg az első csillagok, valamint a galaxisok közepén lévő fekete lyukak? Hogyan néztek ki ezek az objektumok? Hasonlítottak-e az első csillagok a mai galaxisokban lévő utódjaikra? Mekkorák voltak a legelső fekete lyukak? E kérdések megválaszolása a mai asztrofizikai és kozmológiai kutatás egyik legaktívabb területe.
A kozmológiában a Földtől mért távolságot, egyúttal az Ősrobbanás óta eltelt kozmikus időt szemléletes a z vöröseltolódásassal illusztrálni. Az Univerzum tágulása miatt egy távoli fényforrás általunk mért spektruma hosszabb hullámhosszak felé tolódik. Ez hasonlít a közismert Dopplereffektushoz, de a kozmológiai jelenség értelmezése még szemléletesebb: ha z vöröseltolódást mérünk, az azt jelenti, hogy az Univerzum a mainál 1+z faktorral kisebb volt, amikor az észlelt objektumot a sugárzás elhagyta. A modern távcsöveknek, elsősorban a Hubble-űrtávcsőnek és a föld felszínén lévő 8-10 m átmérőjű nagy távcsöveknek (Hawaii-ban az amerikai Keck-teleszkópok és a japán Subaru- távcső, valamint Chilében az Európai Déli Obszervatórium VLT-távcsőrendszere) köszönhetően már most is elképesztően messze ellátunk. A ma ismert legtávolabbi galaxisok és a középpontjukban lévő, a környező plazmát magukba szippantó és így fényesen világító hatalmas fekete lyukak (ún. kvazárok) vöröseltolódása z?7-ig terjed, tehát a mainál 8-szor kisebb világegyetemben lévő csillagokat és fekete lyukakat már ismerünk. A táguló Univerzum ekkor még csak 0,8 milliárd éves volt; jelenlegi kora 13,7 milliárd év, tehát az ősrobbanás óta eltelt idő 95%- áig visszalátunk.
3. ábra. A különböző kozmikus időpontokban keletkezett asztrofizikai objektumok. Az Ősrobbanás után egyre nagyobb tömegű égitestek születtek - az első, százezer naptömegű mikrogalaxisok akkor jöttek létre, amikor az Univerzum még csak kb. százmillió éves volt (a mai életkorának ez kb. 1%-a, ami z kb. =20-as vöröseltolódásnak felel meg). Ezekben a mikrogalaxisokban a plazma 99,9%-a gáz formában maradt; a középpontjukban születtek az első csillagok és fekete lyukak. Egy tipikus méretű galaxis, mint a Tejútrendszer, néhány milliárd éves; a nagyobb galaxishalmazok pedig ma is aktívan születnek
A gravitációs csomósodást a primordiális plazma termodinamikájával és kémiájával összekapcsoló elmélet szerint a legelső, saját tömegük alatt összeesni és besűrűsödni képes plazmafelhők ennél meszszebb/ korábban, z kb. = 15 és 20 között jöttek létre (3. ábra). E felhők tömege a Napénál kb. százezerszer nagyobb volt, az ennél kisebb felhők, amelyek még korábban zuhantak volna össze, nem tudtak besűrűsödni, mert a plazma nyomása meggátolta a gravitációs csomósodást. Ahhoz, hogy az első plazmafelhőkben csillagok jöjjenek létre, szükséges, hogy a plazma folyamatosan tovább sűrűsödjön. Ha a felhő adiabatikusan (azaz a környezetétől elszigetelve) nyomódik össze, akkor a nyomás a sűrűsödés következtében megnő; a maximális sűrűség emiatt csak kb. 1 atom/cm3. Ehhez képest a Nap középpontjában a sűrűség kb. 1026 atom/cm3; ez csak úgy érhető el, ha a primordiális felhőben lévő plazma effektíven tud hőt sugározni, folyamatosan csökkentve ezzel a nyomását. Az effektív sugárzás akadálya, hogy az Ősrobbanásban keletkezett plazma kémiai összetétele nagyon primitív: a hidrogén- és héliumatomokon kívül csak elenyészően kis mennyiségben voltak jelen más elemek. Kimutatható azonban, hogy a hidrogén-hélium plazmában elegendő mennyiségű H2-molekula keletkezik ahhoz, hogy ezeknek a molekuláknak a gerjesztésével gyorsan lehűl, a nyomása effektíven elsugározódik (4. ábra). Így a H2-molekulák segítségével a felhő közepén sok nagyságrenddel tovább sűrűsödött plazmából létrejöhet egy (vagy esetleg néhány) primordiális csillag.
4. ábra. Nagy felbontású, háromdimenziós szimuláció egy mikrogalaxis születéséről. A korai univerzumban besűrűsödő plazma háromdimenziós morfológiája hasonlít a későbbi univerzumban látható hálószerű alakzatokra (1. ábra). Az első mikrogalaxis ennek a korai hálónak az egyik gócpontjában született. A színskála a hőmérsékletet jelzi (hasonló skála felelne meg a plazma sűrűségének is). A középső, sárgával jelzett, gömbszerű rész melegebb, ebbe a születő mikrogalaxist körülvevő hálók egydimenziós szálai mentén folyik bele a H2-molekulák gerjesztése miatt lehűlt hideg plazma. A mikrogalaxis közepén valószínűleg egyetlen csillag születik (Tom Abel, Stanford Egyetem)
A mai galaxisokban lévő plazma a korábban született csillagokból származó magasabb rendszámú, nehezebb elemeket (pl. szén, oxigén) és az ezekből létrejött komplex molekulákat tartalmaz. Ehhez képest a primordiális plazmában lévő H2-molekulák által történő sugárzás sokkal kevésbé effektív. Ezzel magyarázható, hogy az első mikrogalaxisok mindössze néhány csillagot tartalmaztak. Az első csillagok különböznek egy tipikus mai csillagtól: tömegük a Napénál kb. százszor nagyobb, élettartamuk pedig kb. ezerszer rövidebb (néhány milliárd helyett mindössze néhány millió év). A végzetük is sokkal drámaibb: nukleáris energiájuk elfogytával, a pontos tömegüktől és perdületüktől függően vagy 100 naptömegű fekete lyukká esnek össze, vagy az ismert szupernóváknál több százszor fényesebb egzotikus, új típusú szupernóvaként felrobbannak. Az utóbbi esetben a robbanás nem hagy maga után semmilyen maradványt (a később született nagy Haiman Zoltán:A legelső csillagok és fekete lyukak születése... tömegű csillagok atmoszférája nehéz elemeket is tartalmaz, emiatt a szupernóvarobbanás után a csillag magjából maradandó fehér törpe, neutroncsillag, vagy jóval kisebb, kb. 1 naptömegű fekete lyuk születik). Az első csillagok kb. 100 naptömegű fekete lyuk maradványai később egymással összeolvadva és a környező plazmát magukba szippantva megnőhetnek akár 1 milliárd naptömegű szupermasszív fekete lyukakká is, megmagyarázva ezzel a korai Univerzumban észlelt fényes kvazárok jelenségét.
A legelső csomósodó felhők viselkedését a fenti érvelés izoláltan tárgyalja. Az első mikrogalaxisok azonban egy kozmikus populációt alkotnak; ez a populáció a saját fejlődésére feltehetőleg erősen visszahatott. A legelső csillagok és fekete lyukak ultraibolya- és röntgensugárzása háttérsugárzást alkotott, és ez a sugárzás a később becsomósodó plazmafelhőkben erősen befolyásolta a H2-molekulák kialakulását. A mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás nagy precizitással lemért fluktuációi utalnak arra, hogy ez a visszacsatolás valószínűleg átmenetileg lelassította a további csillagok és fekete lyukak születését, de hogy mikor és mennyire, az egyelőre válaszra váró kérdés.
Van-e esélyünk arra, hogy a csillagok és fekete lyukak első generációját távcsövekkel közvetlenül vagy legalább közvetett módon megfigyelhessük? Egy z kb. = 15-20-as vöröseltolódású mikrogalaxisban lévő csillag egymagában túl halvány; valószínű, hogy a következő generációs távcsövekkel sem lesz észlelhető. Azonban e csillagok szupernóva- robbanása a NASA által várhatóan 2013-ban felbocsátandó James Webb űrtávcsővel (JWST; a Hubble- űrtávcső utódja) észlelhető lesz. Az első fekete lyukak röntgensugárzása is mérhető lesz a következő generációs röntgenűrtávcsövekkel (pl. a NASA és az ESA által közösen tervezett International X-ray Observatory-val). Az is elképzelhető, hogy a Tejútrendszerhez sokkal közelebb (z kb. = 3) lévő galaxisokban is vannak még nehéz elemekkel nem szennyezett plazmarészek, ezekben a legelső generációhoz nagyon hasonló csillagok születhetnek, amelyek akár a jelenlegi távcsövekkel is részletesen tanulmányozhatók. Az első csillagok és fekete lyukak által kibocsátott ultraibolya- és röntgensugárzás ionizálja a Univerzumot kitöltő, egyebként atomos állapotú hidrogénplazmát (5. ábra). Ezek a hatalmas, több tíz millió fényév sugarú kozmikus ionizált buborékok több módszerrel is nemsokára mérhetőek lesznek - például a hidrogénatomban lévő elektron spinirányának megfordulása közben kibocsátott 21 cmes hullámhosszú rádiósugárzás fotonjainak detektálásával, vagy a ma ismerteknél még messzebb lévő kvazárok spektrumának tanulmányozásával.
5. ábra. Az első csillagok kb. 100 naptömegű fekete lyuk maradványai egymással összeolvadva és a környező plazmát magukba szippantva összeállhatnak akár 1 milliárd naptömegű szupermasszív fekete lyukakká is. Ezeket a fényes kvazárokat hatalmas ionizált buborékok veszik körűl. Az ábra egy háromdimenziós szimulációt mutat az ionizált (fehér) és semleges (fekete) hidrogén atomok térbeli eloszlásáról. Ebben a modellben z=15-ös vöröseltolódásnál a kozmikus plazma fele (47%-a) ionizált. Az ábrázolt kocka oldala 3 millió fényév; saját galaxisunk mérete ezen a léptéken egy pontszerű pixelnek felelne meg (A. Mesinger és S. Furlanetto, The Astrophysical Journal, 669, 663, 2007). Jelenleg több műszer is épül, amellyel az ábrához hasonló ionizált buborékok a következő évtizedekben megfigyelhetők lesznek
Néhány évtizede még elérhetetlen célnak tűnt volna, de ma már van rá esély, hogy a következő évtized végére lelepleződik, miként is jöttek létre a különböző kozmikus objektumok - a legelső csillagok és fekete lyukak megszületésétől a modern Univerzumban már jól ismert hierarchikus struktúrák kialakulásáig.
| Természet Világa, | Feltárul a Világegyetem,
2009
http://www.termvil.hu/archiv/ http://www.chemonet.hu/TermVil/ |