Az emberi szem nagyjából 400 és 700 nm hullámhossz között érzékeny. Azt már két évszázada tudjuk, hogy az elektromágneses sugárzás ennél jóval nagyobb tartományt fed le. William Herschel már 1800-ban kimutatta, hogy a Nap spektruma messze túlmegy a látható vörösön (ma már tudjuk, hogy a Napunk nagyjából ugyanannyi energiát sugároz ebben a tartományban, mint a láthatóban, nagyjából 47-47%-ot, a maradék a nyári leégésekből ismert ibolyántúli sugárzás). A később infravörösnek nevezett tartomány sokáig a statisztikus fizikához, majd a kvantummechanikához tartozott (pl. feketetestsugárzás). A csillagászat számára ez a tartomány a múlt század közepén nyílt meg, amikor az 1960-as években megjelentek az első (nem csak katonai célra hozzáférhető) detektorok. Az igazi fénykor az 1990-es években következett be, amikor megjelentek a nagy formátumú (megapixel felbontású) képalkotó detektorok. Természetesen a technológia katonai vonatkozásai miatt szigorúan ellenőrzött (és drága - egy modern infravörös detektor félmillió euró körüli áron kapható), így például amikor egy kamerát, amelyet Németországban építettünk meg, át akartunk szállítani Chilébe, ahhoz exportengedélyre volt szükségünk - az Amerikai Egyesült Államoktól.

Ezekkel az eszközökkel és a meglévő távcsövekkel a látható tartományt ki lehet terjeszteni nagyjából 5000 nm hullámhosszig. Ez mind a technológiáknak, mind a légkör átlátszóságának határa. Földi infravörös-csillagászat ebben a tartományban lehetséges. A légkör egészen 8000 nm-ig nem átlátszó, de onnan 14 000 nm-ig ismét van egy ablak, ahol lehetne az eget látni. Ehhez a szükséges detektorok is rendelkezésre állnak, például ilyenek vannak az épületek környezetvédelmi besorolásánál használt hőkamerákban. Sajnos ez az a tartomány, ahol szinte minden sugároz, ami szobahőmérsékletű. Ebben a tartományban dolgozni olyan lenne, mint fényes nappal látható tartománybeli csillagászati megfigyeléseket végezni. Elvileg lehet, de sok értelme nincs. A légkör ezután átlátszatlan egészen a rádiótartományig. Itt ismét van egy ablak a Világegyetemre, amely nagyjából az 1 cm és 11 m közötti hullámhossztartományba eső sugárzást engedi át.

Ezen két nagy ablakon kívül a légkörünk lényegében átlátszatlan. Nagyon picit lehet a kék irányba is terjeszkedni megfelelő érzékelőkkel (erre optimalizált CCD-detektorokkal), így meghódítható a 320-400 nm tartomány, amit sokszor (kényelmi okokból) a látható fényhez sorolnak, bár szigorú értelemben ultraibolyának kellene neveznünk.

A rádió-, illetve látható-infravörös tartományon kívüli kozmikus eredetű sugárzás vizsgálatához ki kell menni a világűrbe. A kérdés eleinte az volt, hogy hogyan. Az első megoldás a német Wernher von Braun tervezte V2 rakéta volt. Ez a rakéta képes volt kb. 200 km magasságig eljutni. Így át tudta lépni a légkör határát (100 km), de Föld körüli pályára már nem tudott semmit juttatni.

Itt érdemes feleleveníteni középiskolás fizikai és kémiai ismereteinket: egy kilogramm tömegű tárgy 100 km magasságba juttatásához szükséges energiát a potenciális energia ismert mgh képletével becsülve 1 MJ körüli energiát kapunk. Hogy ne csak feljusson a test, hanem pályára is álljon, ahhoz még fel kell gyorsítani nagyjából 8 km/s sebességre (majdnem 30 000 km/h). Ehhez a sebességhez a mozgási energia képlete (?mv2) alapján további 30 MJ energia kell. Azaz sokkal egyszerűbb kilépni az űrbe, mint ott is maradni.

Mikrohullámú, rádió- és infravörös-kutatást akár repülőgépekről is lehet végezni, a nagyenergiájú gammatartomány hozzáférhető ballonokról, de a röntgentartományhoz 100-150 km magasságot kell elérni, ahová repülőgép vagy léggömb már nem jut fel. A röntgencsillagászat egy V2 rakéta segítségével született meg: egy röntgendetektort (berilliumszűrővel védett filmlemezt) sikerült a légkör fölé juttatni (96 km magasba) és kimutatni, hogy a Napunk röntgenforrás.

A Wien-törvény alapján ki tudjuk számolni, hogy a Nap legerősebben 500 nm hullámhosszon (a látható spektrum közepén) sugároz. Honnan jönnek akkor a 10 nm nagyságrendjébe eső hullámhosszú röntgenfotonok? Ehhez sok millió fokos hőmérsékletre van szükség. A megoldás kulcsa a napkorona, amit már a 968-as napfogyatkozáskor dokumentált Leo Diaconus Konstantinápolyban. Ennek a jelenségnek a megmagyarázása a modern napfizika egyik legnagyobb kihívása: milyen fizikai folyamat képes ekkora hőmérsékletre fűteni a koronát (l. Kálmán Béla cikkét e különszámban).

A röntgencsillagászat természetesen csak a kezdőlépést tette meg a Nap röntgensugárzásának felfedezésével. Több ország (USA, Egyesült Királyság, Németország stb., de Irán is) működtet úgynevezett sounding rocket programot. Az elnevezésnek nincs köze a hangsebességhez, a sound egyszerűen mérést, szondázást jelent és tengerészeti eredetű kifejezés. Ezen programok keretében egyszerű, olcsó rakéták százait bocsátották kutatók rendelkezésére, hogy néhányszor 10-100 kg tömegű műszereiket kijuttathassák a világűrbe. Egy tipikus kísérlet rövid (átlagosan 20 perc), hiszen a rakéták nem képesek Föld körüli pályára állni.

Egy ilyen rakéta segítségével juttatott fel Riccardo Giacconi és csapata röntgendetektort a világűrbe. A műszer Geiger- Müller-számlálókból állt, melyek ki voltak egészítve anti-koincidencia szcintillátorokkal, hogy a nagyenergiájú részecskék zavaró hatását kiszűrjék. A 0,2-0,8 nm tartományban érzékelő, az addigi eszközöknél 2-3 nagyságrenddel érzékenyebb műszerrel először sikerült Naprendszeren kívüli forrást kimutatni.

Ez a műszer már a forrás irányát is érzékelte, így (nagyon korlátozottan) be tudta határolni a legfényesebb röntgenforrás helyét az égen. A mérés megcáfolta azt a feltételezést, hogy a második legfényesebb röntgenforrás az égen a Hold (fluoreszcencia produkálta volna a röntgenfotonokat), mivel egyrészt a detektált fotonok energiája túl alacsony volt (a műszerben több különböző energiaérzékenységű GM-számláló volt), másrészt a pozíció sem esett pontosan egybe a Hold pozíciójával. Az 1964-ben publikált cikk egyértelműen a Skorpió csillagképbe helyezte a forrást. Az ezt követő kísérletek megerősítették a forrás létét és további forrásokat találtak az égen. Ezzel megszületett a modern röntgencsillagászat.

A röntgensugárzás magyarázatára több ötlet is felmerült: lehet fékezési sugárzás (nagy energiájú elektronok ütköznek hideg, ionizált gázzal, vagy kis energiájú elektronok ütköznek magas hőmérsékletű gázzal), inverz Compton-effektus (ilyenkor nagy energiájú elektron ütközik egy fotonnal, és adja át mozgási energiáját a fotonnak), szinkrotron sugárzás (nagy energiájú elektron kering mágneses térben), hőmérsékleti sugárzás (ehhez több milló fokos hőmérséklet szükséges) vagy nagy tömegű részecskék nagy energiájú ütközése során lezajló ionizációs folyamatok (belső elektronpályák energiája már elég a röntgensugarak keltéséhez - amint ezt a legutóbbi tüdőszűrő vizsgálatunk alatt tapasztalhattuk). A röntgencsillagászat nagy kihívása a források fizikájának megértése volt. Ehhez óriási áttörésekre volt szükség, hiszen az első röntgenmegfigyelések érzékenysége, felbontása és energiaérzékenysége sem volt elegendő megbízható következtetések levonására.

Az egyik nagyon fontos eszköz a szintén Giacconi (és Bruno Rossi) által javasolt röntgentávcső megépítése volt. Ez azon a felismerésen alapult, hogy az optikából jól ismert kritikus szög (teljes visszaverődési határszög) a nagyon rövid hullámhosszú röntgensugarakra is vonatkozik, csak éppen nagyon kicsi az értéke (fok nagyságrendű). Ennél laposabb szögben érkező fotonok visszaverődnek a felületről (csakúgy, mint a medencében levő víz felületéről is visszaverődnek a látható fotonok, ha nem pont a lábunk előtt próbálunk belenézni). Ha viszont van tükrünk, akkor távcsövet is tudunk építeni. Nem is akármilyet (1. ábra)! Giacconi kissé pesszimista volt, amikor 5 szögmásodperc felbontást tartott elérhetőnek, hiszen a jelenleg is működő Chandra műhold röntgentávcsöve szögmásodperc alatti felbontásra képes. Természetesen a kis szög nagyon hosszú szerkezetet igényel, ráadásul a képalkotáshoz két visszaverődésre van szükség, csakúgy, mint a modern látható tartományban működő távcsövek esetén (egy röntgentávcső a klasszikus Cassegrain- távcső megfelelője egy hiperbolikus és egy parabolikus felülettel). Persze az arányok mások, hiszen a Chandra műholdon 10 méter fókusztávolságú és 1,2 m átmérőjű a távcső (ezzel szemben a Keck-távcsövek főtükre 10 m átmérőjű és 17,5 m fókusztávolságú).

1. ábra. Az XMM-Newton röntgentávcső leképezőrendszere 58 egymásba skatulyázott, aranybevonatú nikkeltükörből áll. Ez a képalkotó rendszer 70 cm átmérőjű területről gyűjti a röntgensugarakat (ESA)

A másik nagy kihívás egy megfelelő detektor megtalálása volt. A röntgenműholdak sokáig lényegében Geiger-Müllerszámlálókon, illetve ezek rokonain, a gáztöltésű proporcionális kamrákon alapultak, csakúgy, mint Giacconiék kísérlete. Itt lényegében egy gázkisülést indít meg a beérkező foton, amit megfelelő módon lehet erősíteni (itt válik el a Geiger-Müller és proporcionális kamra technológia) és érzékelni. A következő generációt a mikrocsöves lapdetektorok alkotják. Ezek nagyszámú (akár milliós nagyságrendű), nagyon kis (0,01 mm) átmérőjű, hosszú (2 mm) csőből állnak, melyek nagyfeszültségre kapcsolva elektronsokszorozóként működnek (erős elektromos térben egy foton által keltett elektron további elektronokat kelt, ami elektronlavinát indít el, amelyet könnyű mérni). A röntgencsillagászat egyik legsikeresebb küldetése, a ROSAT műhold ezt a két technikát használta. Mint annyiszor a fizika történetében, itt is rengeteg múlt egy kutató kézügyességén: Elmar Pfeffermann (akivel nemrég koccinthattam nyugdíjba vonulásakor) kezét kellene aranyba önteni a PSPC (pozícióérzékeny proporcionális kamra) megépítéséért.

A jelenleg működő két műhold - a Chandra és az XMM-Newton - „röntgenszeme” már egy teljesen új technológián alapul: ezeken CCD-érzékelők vannak. Az új technológia forradalmasította a röntgencsillagászatot. Ellentétben a látható tartományban működő CCD-kkel, ahol lényegében minden beérkező foton kelt egy elektront, egy röntgen CCD-ben egy beérkező foton sok (a foton energiájával arányos számú) elektront kelt. Azaz szemben a normál fényképezőgépekkel, amik lényegében szürkében látnak (a színérzékeléshez szűrőkre van szükség), itt egy színérzékeny eszköz áll rendelkezésre. Ez persze a legnagyobb kihívás is, ugyanis emiatt nincs mód hosszú expozíciós időkre, hiszen semmilyen módon nem lehet eldönteni, hogy az adott pixelt az expozíció alatt egy nagy energiájú vagy több kis energiájú foton találta-e el. A detektort olyan sebességgel kell kiolvasni, hogy minden egyes beérkező foton külön képre kerüljön. Az XMM-Newton műhold pn-CCD kamerája például 73,3 ms időközönként készít egy felvételt, amiből 4,6 ms a kiolvasási idő. Aki már használt csillagászati CCD-kamerát, az tudja, hogy a kiolvasási idő jellemző értéke manapság néhány másodperc. Az ezred másodperces kiolvasás elképzelhetetlennek tűnik optikai CCD-k esetén. De a röntgencsillagászoknak erre volt szükségük, így mégis megcsinálták.

Az eszközök több évtized alatt ugyan, de megépültek. Ezek segítségével beigazolódott, amit Giacconi megérzett 1964-ben: a röntgensugárzásért csillagászati objektumok felelősek.

Amint arra utaltam, egy röntgentávcső egyszerre kamera és spektrográf, hiszen minden egyes fotonnak megméri az irányát és energiáját. Ha egy objektumból elég sok röntgenfoton érkezik (néhány száz már elég), akkor ez már elegendő információ ahhoz, hogy megmondjuk, mi is az adott objektum, milyen fizikai folyamat produkálja a nagyenergiájú sugárzást.

Sajnos ez csak a források kis részére működik, a legtöbb objektum megértéséhez földi, látható és infravörös tartományban működő távcsöveket kell segítségül hívni. Az elmúlt negyven év alatt jutottunk el oda, hogy megértettük ezeket a folyamatokat. Ezt 2002-ben Riccardo Giacconi Nobeldíjával értékelték (l. Kővári Zsolt és Hotya Hajni cikkét e különszámban). Tekintsük át ezeket, a Világegyetemben egymással versengő folyamatokat!

2. ábra. A Perseus A galaxishalmaz röntgensugárzása. A halmaz centrumában az NGC 1275 galaxis sugároz intenzíven, míg a galaxisok közötti térben a millió fokos plazma diffúz röntgensugárzása figyelhető meg (NASA/CXC/IOA/A. Fabian et al.)

Talán a legegyszerűbb osztálya a forrásoknak a galaxishalmazoké. A halmaz galaxisai közötti teret forró plazma (a magas hőmérséklet miatt ionizált gáz) tölti ki, ami a röntgentartományban sugároz (2. ábra). Sajnos a magas hőmérsékletet (illetve az alacsony hőmérsékletű gáz hiányát) a mai napig nem tudjuk kielégítően magyarázni. Ez a jelenség felelős a röntgensugárzás nagyjából 10 százalékáért, és ezek forrásai szinte kizárólag nem pontszerű források.

Bár az első észlelt röntgenforrás a Napunk, egy csillag, mára tudjuk, hogy a csillagok nagyon halványak ebben a hullámhossztartományban. Egy tipikus röntgenkatalógusban az objektumok nagyjából egy százaléka csillag. Egy átlagos csillagban lejátszódó folyamatok egyszerűen rossz hatásfokúak röntgenfotonok keltéséhez.

Röntgensugárzással járó folyamatok kettős rendszerekben lehetnek jelen. Bár a két vagy több csillagból álló rendszerek nagyon gyakoriak - a Nap környezetében legalább minden második csillagnak van társcsillaga -, ezek nagy része a röntgencsillagászat számára érdektelen. Azok a rendszerek az érdekesek, ahol az egyik objektum speciális.

Egy átlagos csillag életének túlnyomó részében energiáját a magjában zajló fúzióból nyeri. Ha egy csillag elfogyasztja a rendelkezésére álló üzemanyagot és nem túl nagy a tömege, akkor fehér törpeként végzi, azaz lényegében kialszik és lassan kihűl.

Gyermekkoromban sohasem értettem, miért csak csapatonként 11 játékos van azon a rettenetes méretű focipályán. Erre a kérdésre azóta sem kaptam választ, viszont megismerkedtem más sportágakkal is (például kosárlabda, jéghoki), ahol ez a kérdés már nem merült fel bennem. A pálya mérete normálisnak tűnt a játékhoz képest. Persze még mindig kevesen voltak a játékosok, de betöltötték a pályát. Aztán megismerkedtem a mosh pit (avagy koncerteken a dühöngő) fogalmával. Ahogy a koncerteken egyre inkább visszaszorították ezt a „szolgáltatást”, úgy szelídült meg a tömeg. Nem meglepően, hiszen ahogy csökken a rendelkezésre álló tér, úgy szaporodnak az ütközések. Tudományosan úgy mondanánk, hogy a sűrűség növekedésével csökken a szabad úthossz. Valamint a vadság is csökken ennek következtében, hiszen rövid távon nehéz felgyorsulni. Ha tovább növeljük a sűrűséget, akkor a mozgás teljesen leáll. A nézők „lefagynak”. Ennek a köznapi jelenségnek megvan a kvantummechanikai megfelelője. Az elektronok kicsit hasonlóan viselkednek az emberekhez, azaz ugyanott nem lehet belőlük kettő. Elektronok esetén persze az „itt van” értelmetlen kijelentés, ott pályákról kell beszélnünk. Az alapelv (amely Pauli nevét viseli) továbbra is igaz: két elektron (dudás) nem fér meg egy elektronpályán (csárdában). Kissé erőltetve ugyan, de lehet hétköznapi analógiát találni erre is, mégpedig a társas táncokat. Egy erősen koreografált táncot nagyon sokan tudnak táncolni, mert jól ki lehet tölteni a táncparkettet. Szabad tánc esetén ez nem megy, mert a táncosok improvizálása sok teret pazarol el. Ez az ún. degenerált Fermigáz megfelelője a fizikában. Elektronokat egy darabig büntetlenül pakolhatunk egy dobozba (avagy kevésbé pongyolán potenciálgödörbe). Azonban elérünk egy határt, amikor a doboz megtelik, csakúgy mint a táncterem esetén, további elektronok (táncosok) már nem adhatók a rendszerhez. Avagy elindulunk egy nagy dobozzal (táncteremmel), és szép lassan elkezdjük zsugorítani. Ezt se tudjuk bármeddig folytatni, mert eljutunk a tele dobozhoz. Ezt a fizikában degenerált Fermi-gáznak, táncban, bálon teltháznak hívják. Egy fehér törpe éppen egy ilyen rendszert valósít meg, azaz a fehér törpe elektronjai az összes lehetséges elektronpályát lényegében betöltik, így egy fehér törpe már nem tud tovább zsugorodni. Ha új elektron érkezik, az kénytelen hizlalni a fehér törpét, hogy elférjen.

Ha egy ilyen fehér törpe egy kettős rendszerben van és a párja egy olyan csillag, amiből folyamatosan tud anyagot „lopni”, akkor egy nagyon speciális „csillaggá” tud alakulni, ahol zajlik ugyan fúzió, de nem a magban, hanem (majdnem) a felszínén. Jobb híján (a mag már kiégett) a beérkező anyag fuzionál, lényegében ahogy megérkezik. Szerencsés esetben ez a jelenség hosszú távon megmarad, nem alakul ki például nóva, amelynek fénye nukleáris robbanásnak köszönhető. Ezek a rendszerek nagyon lágy (0,1-2,5 keV energiájú) röntgensugárzást bocsájtanak ki.

Ha a kettős rendszer elpusztult csillagja nagyobb tömegű volt, és a haláltusája után a Chandrasekhar-határnál (1,4 naptömeg) több anyagot tartalmaz, akkor neutroncsillag fog keletkezni, mert a gravitáció egyszerűen összeroppantja a fehér törpét. Ha még nagyobb tömegű csillag pusztul el, akkor fekete lyuk keletkezik.

Az első átalakulás (fehér törpéből neutroncsillag) szintén szemléltethető egy szórakozóhellyel, de a jó ízlés miatt inkább pingponglabdákkal szemléltetem: Egy sok asztalitenisz-labdát tartalmazó dobozt egy darabig lehet büntetlenül zsugorítani. Aztán hirtelen tele lesz a doboz. További zsugorítása azon az áron lehetséges, hogy összeroppantjuk a labdákat. Így jön létre a neutroncsillag. Ha túl nagy a csillag tömege, akkor az erős gravitáció az elektronokat és a protonokat annyira összepréseli, hogy azokból neutronok lesznek, amik már sokkal sűrűbben elférnek, hiszen nincs elektromos taszításból eredő többletenergia. A Pauli-elv a neutronokra is vonatkozik, azaz a neutroncsillag (egy óriási atommag, aminek a rendszáma majdnem zéró) sem lehet bármilyen pici. Ugyanúgy degenerált Fermi-gáz lesz belőle, csak sokkal kisebb méretű.

Ezeknek az objektumoknak a mérete elképesztően kicsi. Mivel a gravitációból nyerhető energia egyenesen arányos a központi égitest tömegével és fordítottan arányos annak sugarával, ezért extrém kompakt objektumok esetén a gravitációból szinte bármennyi energia nyerhető. Ha kettős rendszerben vannak ezek az objektumok, és a párjuktól folyamatosan anyagot tudnak szerezni, akkor itt már nincs szükség fúzióra. Ehhez elég a helyzeti energiájuk, amely már összemérhető a nyugalmi tömeg képviselte energiával, annak több 10 százaléka lehet (szemben a fúzióval, ami 1%-nál kisebb hatásfokú). Ne feledjük, hogy egy neutroncsillag mérete és egy fekete lyuk mérete nincs nagyságrendekre egymástól. Míg egy 1,5 naptömegű fekete lyuk eseményhorizontja majdnem 5 km, addig egy hasonló tömegű neutroncsillag csak 10-15 km sugarú. Ezek nagyon kis méretek egy fehér törpe sok ezer kilométeres sugarához képest. Egy ennyire kicsi test esetén a gravitációból nyerhető energia a nyugalmi energia (az einsteini mc2 képlet, aminél mindenki úgy tesz, mintha értené) nagyságrendjébe esik. Ez több nagyságrenddel nagyobb, mint amit fúzióval nyerni lehet. Ez igazából megdöbbentő. Földi léptékkel nézve azt várnánk, hogy a leggyengébb folyamat a gravitáció (gondoljunk az ellenségre sziklákat dobáló várvédőkre), ezt a kémiai folyamatok követik (bombák), míg a legerősebb hatást a magfolyamatoktól várnánk (hidrogénbomba). A Világegyetemben Dávid (gravitáció) könnyedén legyőzi Góliátot (fúzió).

3. ábra. Az 1054-ben kialakult szupernóva- maradvány, a Rák-köd röntgenfényben. Jól érzékelhetők a köd közepén levő, másodpercenként 30 fordulatot végző neutroncsillag nyugtalan környezete és a pulzárszél hatásai (NASA/CXC/SAO/F. Seward et al.)

Extrém kompakt objektumokból több tucatot ismerünk. Már felfedeztünk több mint egy tucat (valószínűleg) fekete lyukat tartalmazó kettős rendszert. Neutroncsillagból ennél sokkal többet ismerünk, hiszen ezen objektumok jelentős része nagyon erős rádióforrás (3. ábra).

4. ábra. A Tejútrendszer centruma röntgenhullámhosszakon. A 130 fényév átlójú területen a legfényesebb forrás a központi fekete lyuk környezete. A három különböző röntgenhullámhosszon készült felvételből összeállított hamis színes képen vörös színűek a legkisebb energiájú források, zöldek a közepes energiájúak, míg a kék a legkeményebb röntgensugárzást kibocsátó forrásokat jelöli. A diffúz vöröses fénylés a korábbi szupernóva-robbanások által millió fokosra fűtött csillagközi anyag röntgensugárzása (NASA/CXC/UCLA/ MIT/M. Muno et al.)

Elsősorban a röntgenmegfigyelések alapján a csillagászok szerint valószínű, hogy nemcsak csillag méretű fekete lyukak találhatók a galaxisokban, de azok középpontjában óriási fekete lyukat is találhatunk, tipikusan egymilliótól egymilliárd naptömegig terjedő tömeggel. Ezen objektumok léte lényegében nem kérdéses, hiszen kimértük, hogy Tejútrendszerünk közepén egy nagyjából négymillió naptömegű objektum van, amelynek a mérete kisebb, mint az ehhez a tömeghez tartozó Schwarzschild-sugár kb. tizenötszöröse (4. ábra). A fizika jelenlegi állása szerint ilyen nagy sűrűsége csak egy fekete lyuknak lehet. Persze nemcsak a saját galaxisunkban találhatók ilyen objektumok, hanem rengeteg más galaxisban is (5. ábra). Az idők során többféleképpen neveztük őket, hiszen beszéltünk Seyfertgalaxisokról és kvazárokról is. Mára (néhány kivételtől eltekintve) egyetértünk abban, hogy ezek mind óriási fekete lyukak különböző inkarnációi. Természetesen itt nem beszélhetünk kettős rendszerekről, hiszen ezek az aktív galaxismagok tipikusan évi egy csillagot „fogyasztanak el”. A fő vita azon folyik jelenleg, hogy tartalmaz- e minden galaxis centruma ilyen óriási tömegű objektumot. Sajnos ezen objektumoknak akkora az „étvágya”, hogy környezetüket nagyon hamar (persze csillagászati időskálán) tisztára söprik, így üzemanyag hiányában nem látszanak.

5. ábra. A Nagy Medve csillagképben található, közismert
M81 galaxis aktív magja röntgenben nagyon fényes. A galaxis
többi erős röntgenforrása túlnyomórészt kölcsönható
kettőscsillag, amelyek egyik komponense kompakt objektum
(neutroncsillag vagy fekete lyuk) (NASA/CXC/Wisconsin/
D. Pooley és CfA/A. Zezas)

Ezek az objektumok egy másik nagy problémát is felvetnek. Néhány egyszerű számítás után az ember hajlamos azt mondani, hogy ilyen objektumok márpedig nincsenek. Egy fekete lyuk hízásának éppen extrém gravitációs vonzása szab határt. Egy túl gyorsan hízó kompakt objektum annyira felmelegíti a felülete közelében elhelyezkedő gázt, hogy a keltett sugárzás sugárnyomása megállítja a további anyag odavonzását. Ebből kiszámítható az a maximális hízási ütem, amely még előfordulhat. Meglepetésre a kapott érték nagyjából egy tizede annak, amekkora a legöregebb ismert kvazárok méretének létrejöttéhez szükségesnek látszik.

A röntgenkatalógusokban jelentős számban találunk közeli galaxisokban levő röntgenforrásokat, de egyértelműen nem azok középpontjában. Ezek tehát nem klasszikus aktív galaxismagok, és jellemzően néhány ezer naptömegűek.

Végül is, hol tart most a röntgencsillagászat, és milyenek a kilátásai? A jelenlegi műszerekkel látható röntgenforrásokat túlnyomórészben értjük. Nagy részük pontszerű és egy aktív galaxismag áll mögöttük. Kisebb, de jelentős részük kiterjedt és galaxishalmazokhoz kapcsolódik. Azaz a „röntgenháttér” lényegében a kompakt objektumok és a kozmosz legnagyobb kötött objektumainak együttes terméke. A maradék források alig járulnak hozzá a nagyenergiájú sugárzáshoz, de az asztrofizika számára rengeteg érdekes kérdést vetnek fel.

A közeljövőben a röntgentávcsövek érzékenysége rohamosan nőni fog. Ennek következtében egyre több közönséges galaxis fog megjelenni röntgenforrásként is a katalógusokban. Szintén bővülni fog az az energiatartomány, amelyet a távcsövek látnak, elsősorban a nagy energiák felé próbálunk nyitni. Ennek óriási jelentősége lesz, hiszen sokszor megtörténik, hogy az aktív galaxismagot valami eltakarja, így egy röntgentávcső nem látja azt. Ha érzékenyek lennénk nagyobb energiájú fotonokra, akkor ezeket a magokat is látnánk, hiszen a galaxis anyaga tipikusan csak egy bizonyos energia alatt nyeli el a sugárzást. A fejlesztéseket ebben az irányban folytatják. Már elfogadták és tervezési fázisban van az eROSITA műhold, ami a ROSAT röntgenszonda térképezését ismételné meg a teljes égre, sokkal nagyobb érzékenységgel és sokkal nagyobb energiákon (keményröntgen- tartomány). Szintén elkezdték a vitát a következő röntgenműholdról (eredetileg XEUS, jelenleg NGXO, azaz Next Generation X-ray Observatory). Tekintve, hogy ezek a küldetések sokkal halványabb objektumokat látnak, ezért a földi (optikai, infravörös) távcsöveknek is lényegesen fejlődniük kell. Erre minden esély megvan, amint az Fűrész Gábor e különszámban található cikkéből kiderül.  

---

Természet Világa,

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