Fizika | Csillagászat, űrkutatás » Hegedüs Tibor - A tejútrendszer mentén

Hegedüs Tibor A TEJÚTRENDSZER MENTÉN Az elmúlt évtizedek látványos technikai fejlődése – párosulva a csillagászat sok évszázad alatt kifinomult módszertanával, felgyülemlett adattömegeivel, és a korszerű számítástechnika sokrétű eszközkészletével – szinte évente-félévente meghökkentő új tényeket szolgáltatott tágabb hazánk, a Tejútrendszer szerkezetéről, alrendszerei saját életéről. Minthogy a Csillagászati Évkönyv korábbi kiadásaiban még soha nem szerepelt komplett áttekintés erről a témáról, időszerűvé vált összefoglalni a még továbbra is helytálló legfontosabb megállapításokat, törvényszerűségeket és ötvözni a legújabban feltárt új ismeretekkel. A Tejút kultúrtörténete, kutatásának mérföldkövei A mai ember számára nehéz elképzelni, mit is láthattak távoli őseink egy-egy újhold körüli, páramentes éjszakán. Civilizációs fényszennyezés híján a ma látható csillagoknál

sokszorta több tárulhatott a szemük elé, ráadásul szinte feketéllő háttér előtt, sokkal kontrasztosabban. Ilyen égi kárpiton lebilincselő látványként tárulkozott fel a Tejút kanyargó sávja. Generációk százai adták tovább szájról-szájra saját hagyományrendszerükhöz illeszkedő szebbnél szebb elnevezéseit, amivel ezt az égi csodát illették. A ma legáltalánosabban (és a szaknyelvben is) használt elnevezése az ókori görögöktől ered: ’galaxia’ ( Γαλαξίας ). A monda szerint Zeusz halandó nőtől (Alkmene) származó gyerekét, Herkulest a feleségével, Hérával szoptatta, hogy halhatatlanná váljon. A legenda szerint a már csecsemőként is gigászi erővel bíró Herkules olyan erővel szopta a tejet, hogy az kifröccsent, és végigömlött az égen – ez lett a Tejút De az örmény mitológiából eredeztethető módon Közel-keleten (de még észak-afrikai törzsek körében is) „a szalmatolvaj nyoma” névvel illetik:

a menekülő szalmatolvaj kocsijáról lehulló és szerte szóródó szalma nyomaként. Közép-Afrikában (busmanok) „az éjszaka gerincé”-nek nevezik, amely egyúttal valóban tartja is az égboltot! A szanszkritok „Mennyei Gangesz”-nek, a kínai-japán kultúrában „ezüst folyó”-nak, az észak-európai népeknél „őszi fasor”-nak hívják. Nem különben csodaszép a székely-magyar elnevezés: a „Hadak Útja”, avagy „Csaba Királyfi útja” – amelyen a legendás uralkodó majd visszatér hű seregével megsegíteni sokat szenvedett népét! De ezen felül még sok más, hasonlóan szép elnevezéssel is illették elődeink a Tejutat. De hogy miből is áll, és mi ez valójában – nagyon sokáig rejtély maradt Az európai tudományos gondolkodás bölcsőjének tekintett ókori görögöknél Démokrítosz (kb. i.e 500-428) és Anaxagorász (ie 450-370) már „ködös fényű” csillagok összeolvadó fényének vélte (mily közel jutva már

akkor is a tényleges igazsághoz!), de pl. Arisztotelész (ie 384-322) nagyon is közelinek gondolta: a csillagokból eredő gyúlékony kipárolgásoknak a felső légköri rétegekben történő égésének Az első, tudományos igényű méréses bizonyítással Al-Haitham (Alhacén, 965-1037) arab csillagász próbálkozott meg: a Tejút parallaxisát próbálta megmérni. Minthogy a kísérlet negatív eredménnyel zárult, igen helyesen arra következtetett, hogy igen messze kell legyen tőlünk, a csillagok szférájában. A soron következő lényegi előrelépés természetesen a távcső feltalálásával történhetett meg, amikoris Galileo Galilei (1564-1642) a Tejút sávjára irányított távcsövének tökéletlenségei ellenére is csillagok ezreire bontotta fel. Ezzel beigazolódott, hogy csillagok tömegeinek összeolvadó fénye a Tejút. Immanuel Kant (1724-1807) megállapítása már a korszerű szemlélet előfutárává vált: csillagokból álló forgó

testnek vélte (1755), amit saját gravitációja tart össze. De még fontosabbnak tekinthető a forradalminak mondható megállapítása: mi benne vagyunk ennek a belsejében – és az égen a rendszer „perspektivikus” képe látható. Sőt már azt a kérdést is felveti, hogy az égen látható némelyik „köd” a mi Tejutunkhoz hasonló lehet. Az izgalmas kérdésre, hogy vajon e kozmikus erdő belsejéből meg tudjuk-e határozni az erdő méretét, és alakját – a modern csillagászat atyjának is nevezett William Herschel (1738-1822) kísérelt meg választ adni. Azzal a feltételezéssel élve, hogy a csillagok első közelítésben azonos fényességűek, és térbeli sűrűségük mindenhol azonos, a különböző égi irányokban, adott térszögben látszó csillagok száma az abban az irányba eső kiterjedéssel arányos – meghatározta a Tejútrendszer alakját. Ez az 1 ábrán látható, sokat idézett híres kép Ezzel mintegy a későbbi

„stellárstatisztika” tudományágát is megalapozta, amely – persze lényegesen finomodva, az azóta felhalmozódott ismeretekkel kibővítve – továbbra is hasznos fegyvertára az észlelőcsillagászatnak. Bizonyos anyagformák tanulmányozásának szinte egyetlen módszere még ma is – erről lentebb még szólunk! 1. ábra Herschel rajza a Tejútrendszerről (saját csillagszámlálásai alapján). A Nap a szabálytalan alakzat közepétől kissé balra látható fekete pont. Herschel által eredményül kapott kép, bár még messze áll a maitól, de jelentős előrelépésnek tekinthető, különösen fontos észrevennünk, hogy a Napunk helye – nagyon helyesen – már nála sem a középpontban lévőnek adódott. Ezt az eredményét 1785-ben tette közzé, majd a kérdéssel tovább nem foglalkozott. Bár módszere igen kitűnő, jól megalapozott volt, de két feltételezés nem teljesülése (a csillagok nem azonos fényességűek, és térbeli sűrűségük

nem azonos a Tejútrendszer minden tartományában), valamint az akkor még nem ismert csillagközi fényelnyelődés (ld. lentebb) hatása jelentősen torzította a végeredményt Ne feledkezzünk meg az időközben rohamléptekkel fejlődő, növekvő méretű távcsövekről (Herschel 1,2 m-es tükrös távcsöve, majd William Parsons (1800-1867) 1,8 m-es Leviathanja). Az ezekkel sorra felfedezett, gyakran örvény-szerű alakot mutató ködösségek tekintetében (maga Parsons 194-et fedezett fel) kétféle vélekedés terjedt el: egyesek tőlünk távoli, a mi Tejútrendszerünkhöz hasonló csillag-szigeteknek tekintették – mások a Tejútrendszerben épp kialakulóban lévő, születő csillagok/naprendszerek körüli gázörvényeknek (pl. maga Laplace is ez utóbbi véleményen volt). Az előbbi elvet követők úgy gondolták: minthogy számtalan, kisebb távcsővel ködösnek mutatkozó objektum az akkori óriástávcsövekkel csillagok ezreire bomlott fel, kellő

méretű távcsövet építve minden ködösség igazi szerkezete feltárulhat, és mindről bebizonyosodik majd, hogy csillagokból áll – ergo távoli csillagváros. Az utóbbiak abból táplálkoztak, hogy némelyik spirális ködösségben időlegesen felvillanni láttak egy-egy csillagot, amit a gázanyag örvényén keresztül láthatóvá vált születő csillagnak gondoltak (ma már tudjuk, ezek szupernóvák voltak). E ponton pedig arra kell emlékeznünk, hogy ekkortájt (19. szd eleje) még semminemű távolságmérési eljárás nem állt a csillagászok rendelkezésére, amivel ilyen távoli égi objektumok távolsága és méretei felbecsülhetőek lettek volna. Minderre még jónéhány évtizedet kellett várni, mikoris a Harvard Obszervatórium fotolemezeinek 1893-1906 között, Pickering vezetésével folyó szisztematikus átvizsgálása 2 során Miss Henrietta Leavitt (1868-1921) felfedezte a változó fényű csillagok egyik jellegzetes csoportjának

különös viselkedését. A csillagok ezen csoportjának (ma Cepheidák gyűjtőnéven illetjük őket) fényváltozási periódusa és fényessége között közel egyenes arányosságot mutatott ki, amely igen jól működő, általános szabályszerűségnek mutatkozott. Arra, hogy ez a felfedezés a csillagközi távolságok új mérési módszerét is jelenti egyúttal – egy másik híres csillagász, a dán Ejnar Hertzsprung (1873-1967) mutatott rá. 1913-ra elvégezte a módszer kalibrálását – és bár egy egyszerű elírási hiba miatt egy nagyságrenddel kisebb távolságot kapott az Androméda galaxis (M31) távolságára (nagyjából 250.000 fényévet) – mégis, minthogy ez is nagyon nagy érték volt 1 , tulajdonképpen megkezdődhetett „kozmikus látóhatárunk kitágulása”. Részben a kezdeti távolságmérések durva hibáinak köszönhetően, még keményen tartotta magát a spirális és ovális ködösségek és a Tejútrendszer viszonyának a

tisztázatlansága: még 100 év elteltével sem volt világos, hogy vajon a spirális ködösségek a mi Tejútrendszerünk részét képezik-e? Bár ez a vélekedés ekkor már azt is magában kellett hordozza, hogy Tejútrendszerünk hatalmas – mit több, magát az egész megfigyelhető világunkat jelenti. Az ekkoriban már számos ismert gömbhalmazt és spirális ködöt is ennek részeként aposztrofálták. Ezt a nézetet vallotta pl. Harlow Shapley (1885-1972) is Diplomája megszerzése után a gömbhalmazok távolságának meghatározásával foglalkozott, szintén a Cepheidák periódusfényesség relációja alapján 2 . Méréseiből arra következtetett, hogy azok nem illeszkednek az akkor legelfogadottabb Kapteyn-féle Tejútrendszer modellbe: annál sokkal nagyobb méretű, gömbszerű térrészt töltenek ki, amelyben Napunk a középponttól jelentős mértékben eltolva található. 2. ábra Kapteyn és Shapley Tajútrendszerének összehasonlítása Tekintve,

hogy az Androméda-köd távolságát ekkor még a mai értéktől jelentősen kisebb értékűnek ismerték, amely összemérhető volt a gömbhalmazok által kijelölt rendszer méreteivel, Shapley úgy gondolta, hogy a „Tejútrendszer”-ként ismert formáció maga az egész Világegyetem – és a spirális ködök is bele tartoznak (így az Androméda galaxis is). A konkurrens elmélet szerint azonban a Tejútrendszerünk lényegesen kisebb, nem azonos az egész világmindenséggel, és a spirálködök a Tejútrendszertől lényegesen távolabbi csillag1 Herschel 1785-ben még csak a Sirius távolságának kb. 2000-szeresére tette az Androméda-köd távolságát (ez a Sirius mai távolság-adata ismeretében= 17.000 fényév) 2 Shapley az elsők között volt, aki a korábbi elmélettel szemben a Cepheidákat nem spektroszkópiai kettőscsillagoknak tekintette, hanem a méretüket változtató (pulzáló) változócsillagoknak. 3 szigetek. Ezt vallotta Heber Curtis

(1872-1942) is Az Androméda galaxisban hosszabb időszak alatt megfigyelt nóvák számának és átlagfényességének a Tejútrendszer-beliekkel történő összehasonlításából ezen túlmenően még azt a megállapítást is tette, hogy a különféle galaxisok saját csillag-keletkezési ütemmel, saját fejlődési történettel rendelkező objektumok, amely akár jelentősen is eltérhet a mi Tejutunkétól. A két nézet e két nagyszerű csillagász történelmi vitájában, a „Nagy Vitá”-ban (’grand debate’) 1920. ápr 26-án a Smithsonian Természettudományi Múzeum „Baird” termében, kellően ünnepélyes előkészítéssel, nagy sajtónyilvánosság mellett zajlott le 3. Noha látszólag Curtis győzelmét hozta, a csillagászat későbbi ismeretei tükrében sok szempontból Shapley érvei és gondolkodásmódja sokkal következetesebbek, és a valósághoz közelebb állók voltak (pl. Curtis a Tejútrendszert sokkal kisebbnek gondolta, és nála is a

középpontban helyezkedett el a Nap). Shapley legnagyobb „hibája” az volt, hogy egy hozzá közel álló kolléga (A. van Maanen) sajnálatosan hibás méréseit feltétel nélkül (a bizalom jegyében) elfogadta, és jelentősen támaszkodott is rá – miszerint egyes spirális ködök viszonylag rövid időn belüli szögelfordulásából a valóságosnál jóval közelebbi távolságok jöttek ki rájuk A híres vita emlékére az utóbbi években létre hívtak a lelkes utódok hasonlóan nagyívű, megosztott vélekedéssel övezett fontos kérdésekben hasonló vitákat, amit rendszeresen mindig április 26-án kell megtartani, hasonló körülmények között, ugyanazon a helyszínen. Tulajdonképpen a „Nagy Vita” után már csak pár évet kellett várnia a világnak, és egy új, minden korábbinál hatalmasabb méretű távcső alkalmazásával végérvényesen eldőlt minden: a 2,5 méteres Wilson-hegyi „Hooker” óriástávcsővel egy már gyerekkorában is

zseniként kezelt csillagász, Edwin Hubble (1889-1953) Cepheida változócsillagokat tudott azonosítani számtalan spirális köd peremvidékén. Ezek fénygörbéjének kimérésével, a már korábban említett periódus-fényesség reláció alkalmazásával viszonylag pontos távolságmeghatározást tudott elvégezni. Az ugyanezen ködökről egy másik kollégája (M L Humason) által párhuzamosan készített színképfelvételek távolságadatokkal történő összevetésével azt a meglepő felfedezést tették, hogy minél távolabbi egy spirálköd, annál nagyobb sebességgel távolodik tőlünk! Ehhez persze a spirálködök jellegzetes színképvonalai eltolódásának a Doppler-jelenség szerinti értelmezését kellett elfogadni. 3. ábra A híres távolságtörvényt ábrázoló grafikon, Hubble és Humason eredeti cikkéből (1929) 3 Vitájuk egyúttal két nagy obszervatórium rivalizálásának is színtere volt (Shapley a Mt. Wilson Obszervatóriumban

dolgozott, ahol a kor legnagyobb tükrös távcsöve üzemelt, a 1,5 m-es Hale távcső – Curtis pedig a Lick Obszervatóriumban, amely pedig a kor második legnagyobb, 91 cm-es lencsés távcsövével fürkészte az Univerzumot). Shapley a vita után le is mondott obszervatóriuma igazgatói posztjáról 4 A megdöbbentő felfedezés időbeli visszapörgetése azt a következtetést valószínűsítette, hogy valamikor ezek a csillagrendszerek (innentől már joggal nevezhetjük őket „Tejútrendszeren túli”-nak, azaz „extragalaxis”-oknak). Mindezzel egy új tudományág is megszületett: a kozmológia, a Világmindenség legnagyobb léptékű szerkezetének és időbeli fejlődésének kutatása. „Melléktermékként” pedig egy minden korábbinál nagyobb távolságtartományokon működő távolságmérési módszer is a kezünkbe került. Nem alaptalanul hiszik sokan, hogyha Hubble hirtelen halála nem jön közbe, az első csillagász Nobel-díjas lehetett

volna! Bár látszólag messzire eveztünk témánktól, mégis, az extragalaxisokról alkotott képünk nagyon is szervesen összefügg Tejútrendszerünkről alkotott képünkkel is – csakúgy, mint a többi csillag szerkezetére és fejlődésére vonatkozó ismereteink saját Napunkéval. Az utolsó lényegi lépést (korábban még csak nem is sejthető módon) egy újonnan megjelent, egészen újszerű technikával sikerült megtenni: Frank J. Kerr (1918-2000) és Gart Westerhout (1927-) a Tejútrendszer hidrogén-felhőinek a 21 cm-es vonalon történő feltérképezésével (a leideni és sydneyi rádiótávcsövekkel, egy ötletes módszer alkalmazásával) feltárta a felhők spirális elrendeződését, ezzel pontot téve a sokezer éves kérdés végére: bebizonyosodott, hogy a Tejútrendszer valójában az égen látható spirálgalaxisok ikertestvére! 4. ábra Kerr és Westerhout eredeti hidrogén-térképe, és annak átrajzolt, értelmezett változata A

Tejútrendszer felépítése Hogy megértsük a Tejútrendszer felépítését, célravezetőnek látszik gyermekkorunk sokszor végigjátszott játékát: a szétszedés-összerakást követni. A Tejutat is szétszedjük alkotó részeire, és ezeket csoportosítjuk összetételük és egyéb fizikai tulajdonságaik hasonlósága alapján a legkevesebb számú típusba – persze megtisztítva szinte minden egyedi vonásuktól, és csak a lehető legáltalánosabb közös jellemzőiket ismertetve. Kiderül, hogy több olyan, bonyolultabb struktúrát is találunk a Tejútrendszerben, amely tovább bontható az előzőeknek megfelelően szétválogatott alapvető elemekre. Ezek a sokkal nagyobb 5 és bonyolultabb rendszerünk „alrendszerei”. A távcsövekkel felvértezett megfigyelő csillagászat évszázadai során lépésről lépésre derült ki, hogy léteznek ilyen „alrendszerek”, amelyek többé-kevésbé szembeötlőek, láthatóan is elkülönülnek tágabb

környezetüktől, és saját belső szerkezetük, mozgásuk, fejlődéstörténetük van. Noha a magasabb szintű rendszertől elkülönítve vizsgáljuk majd őket, ezek nem teljesen függetlenek egymástól sem és a nagy összességtől sem. Miután elemeire szedtünk, és csoportosítottunk mindent, ami a térben szétszóródva a Tejútrendszert alkotja, elkezdjük újra összerakni – először egy „statikus” képet. Ez azt jelenti, hogy a mozgástulajdonságokat nem, csak egy pillanatfelvételnek megfelelő térbeli eloszlásukat vizsgáljuk. Majd megállapítjuk, hogy az eloszlásaikban rendszer van, mindegyiket speciális, különös struktúra jellemzi. Ezután definiáljuk az alrendszereket is (főbb tulajdonságaik áttekintésével), majd végül „mozgásba hozzuk” az egészet – azaz dinamikát adunk a rendszernek. Így fog felépülni az idealizált, a valóságosnál jobban áttekinthető modellTejútrendszer A Tejútrendszer elemi építőkövei –

anyagleltár Imént megfogalmazott elvünk szerint Tejútrendszerünk négy alapvető összetevőre bontható szét: a csillagokra, gázra, porra, és a nevezetes sötét anyagra. Mind a négy jellegzetes tulajdonságokkal bír, és erősen eltérő módszerekkel tanulmányozható. 1. csillagok A csillagok önálló fénykibocsátásra képes, kozmikus „nehézelem-gyárak”, hidrogénből héliumot és nehezebb elemeket fuzionáló-, majd ezeket életük végén több-kevesebb mértékben szétszóró tömeg-koncentrátumok. A kb 60 oktávnyi elektromágneses színkép valamennyi tartományában bocsátanak ki sugárzást, de legtöbbjüknél a szétsugárzott energia döntő része a látható fény 0,36-0,72 µm közti hullámhosszúságú tartományába esik. Ezért akár szabad szemmel, vagy optikai távcsövek segítségével könnyedén vizsgálhatjuk őket 4 . Fotolemezekre, vagy CCD képrögzítőkre vetítve ezt a sugárzást: forrásuk irányát, a sugárzás

intenzitását és spektrumon belüli megoszlását, valamint polarizációs állapotát – továbbá mindezek időbeli változásait tudjuk rögzíteni. Első pillantásra a csillagok bármilyen félék lehetnek A Harvard Obszervatórium Pickering-vezette kutatócsoportjának tagjai vették észre először, hogy a színképek jellemző sajátságai szerint viszonylag kevés, jól elkülönülő osztályba sorolhatók a csillagok. A mára kialakult osztályozás szerint O, B, A, F, G, K, M és néhány további, viszonylag kevés tagot számláló, később megformált csoportba (pl. N, R, S) sorolhatóak Ez a betűzési rend – ma már jól ismerten – elsősorban a csillagok felszíni hőmérsékletének-, de még többé-kevésbé a tömegük, átmérőjük és szétsugárzott fényteljesítményük 5 csökkenő sorrendjének is megfelel 6. Ábrázolva a csillagok kisugárzott fényteljesítményét (luminozitását) a felszíni hőmérséklet (avagy a színképtípus)

függvényében a jól ismert ábrát 4 Természetesen kialakulásukkor és életük során időszakonként előfordulhat, hogy aktívvá válva a látható fényben kibocsátott energiamennyiséggel összehasonlítható – netán azt meg is haladó – mértékben más tartományba eső sugárzást is kibocsátanak időlegesen (ami persze jelenthet akár ezer évet is): IR, UV, röntgen. 5 A teljes 4π térszögbe időegység alatt kisugárzott összenergia megnevezése szakszóval: luminozitás A kép pontosítása itt nem lényeges, de természetesen megemlítendő, hogy vannak nagyon kis méretű, mégis forró csillagok – ezek a fehér törpék, valamint hatalmas méretű, mégis hideg felszínű csillagok – ezek a vörös óriások. Ezek a csillagfejlődés különféle jellegzetes állapotainak felelnek meg, így a fenti megállapítás annak a plusz információnak a hozzátevésével igaz, hogy az egyes csillagok élettartamának leghosszabb szakaszát kitöltő

„normál állapot”-ban. 6 6 kapjuk: a Hertzsprung-Russell Diagramot (röviden HRD). Nem túlzás azt állítani: ez az asztrofizika kulcsábrája, a csillagok egész élete ezen a grafikonon bonyolódik, az elméletnek ezt az eloszlást kell megmagyaráznia, értelmeznie. 1. képmelléklet A Hertzsprung-Russel Diagram, és néhány ismert csillag helye a diagramon (forrás: GAO honlapja, Szombathely) A csillagok tömege és mérete viszonylag szűk tartományon belül mozoghat csak 7. Ma már közismert, hogy a csillagok időbeli fejlődéstörténete pedig elsősorban csak a tömegtől függ, annak kezdeti értéke által egyértelműen meghatározott 8 . A Tejútrendszer felépítése szempontjából még azt is fontos tudnunk (később ennek szerepe lesz), hogy általános „szabály” szerint: a nagyobb tömegű csillagok végállapotig számított „élettartama” a tömeggel fordítottan arányos. A magban hidrogént égető állapot még ennél is rövidebb 9 A

„normál állapotú” – azaz a magbeli hidrogén-égető fázisban tartózkodó csillagok összességének másik elnevezése (a HRD-n elfoglalt helyük alapján) „fősorozati csillagok” 10. Míg a Napunkéval azonos tömegű csillagok 10 milliárd évig találhatóak ebben az állapotban (a kisebbek még ennél is sokkal 7 A csillagok tömegének felső határa valahol 150 Naptömeg környékén lehet. Az alsó határát kb 0,08 naptömeg körülre teszik – ez az a tömeg amelynél még működhet a hidrogénfúzió a magban. Méret szerint a legnagyobbak mai ismereteinknek megfelelően a vörös szuperóriások, ezek akár 1500-szor is nagyobbak lehetnek Napunknál, a legkisebbek pedig a fehér törpék, 0,01 Napátmérő körüli értékekkel. 8 A képet kissé árnyalja még a kezdeti kémiai összetétel (az ú.n fémtartalom) is 9 Egy jó becslés a fősorozati lét időtartamára (kb. 0,1 – 50 Naptömeg közötti csillagokra): τ MS ≈ 1010 ⋅ M [év] ≈ 1010

⋅ M −2,5 [év] ahol a tömeget (M) Naptömegben, a luminozitást (L) Napluminozitás L egységben kell megadni. 10 A csillagok luminozitásának a színképtípus (vagy hőmérséklet) szerinti ábrázolásával előálló HRD-n – ld. fentebb – jellegzetes, elnyújtott S alakú, átlósan futó sávot rajzol a „fősorozat”. 7 tovább), addig egy 10 Naptömegű alig 30 millió évig. A magbeli hidrogén koncentrációjának kritikus érték alá csökkenésével „elfejlődik” a fősorozatról a csillag, pozíciója a fényességszínképtípus grafikonon elvándorol a főágról. Innentől az egymástól lényegesen különböző tömegű csillagok életpályája eléggé eltérő lesz. A legkisebb (M<0,4 Naptömegű vörös törpe) csillagok mindvégig ilyenek maradnak, majd életük végén lassan kihűlnek. A kistömegű csillagokból a vörös óriás állapot után (a légkör egy részének leválásával, ami később planetáris ködként figyelhető

meg) fehér törpe lesz ami nagyon lassan kihűl. A közepesen nagy tömegű csillagokból (M>8 Naptömeg) szupernóva-robbanás után gyorsan forgó neutroncsillag (pulzár), ill. a legnagyobb tömegű csillagok esetében fekete lyuk lesz A csillagok száma Tejútrendszerünkben kb. 100-200 milliárdra tehető, de ez a szám igen bizonytalan, még a mai, a korábbiaknál sokkal kifinomultabb statisztikai becslések ellenére is. Az elsőként Herschel által alkalmazott (ld. bevezetőben), a csillagok egyforma szögtartományba eső számának számlálására alapuló „stellárstatisztika” még a mai napig fontos módszer maradt a Tejútrendszerben található csillagok eloszlásának tanulmányozásában. Természetesen a mostani alkalmazások már jóval finomabbak a korábbiaknál. Már pl J C Kapteyn (1851-1922) által vezetett, 1906-ban elkezdett, csillagszámlálás során is különbséget tettek a csillagok látszó fényessége, színképtípusa, és más mérhető

tulajdonságai között 11 . A legalapvetőbb megállapítást már a legegyszerűbb felmérésekből is leszűrhetjük: az egyre halványabb csillagokból egyre több van: 1. táblázat Az égbolt adott fényrendnél fényesebb csillagainak összesített száma Magnitúdó Darab: 0 4 1 15 2 48 3 171 4 513 5 1.602 6 4.800 7 14.000 További fontos megállapítás, hogy a Tejút sávjának derengését elsősorban a nagyszámú, viszonylag halvány csillagok összemosódó fénye adja (főleg a 13 magnitúdó körülieké – az ennél halványabbak jóllehet többen vannak, de összesített sugárzásuk sem számottevő, a fényesebbek meg bár nagyobb mennyiségű sugárzást bocsátanak ki, de jóval kevesebben vannak). A pontos számlálásokból világosan kirajzolódik a csillagok eloszlásában egy igen erős, nagyfokú szimmetria: egy sík mentén igen elnyúlt tartomány – és egy jól definiálható „középpont”. Persze a mai pontosabb tanulmányozás során a

matematikai statisztika és a valószínűség-számítás kifinomult módszereit is alkalmazzák. A csillagok számának eloszlása egy szűk központi térségtől kifelé minden irányban (radiálisan) gyorsan (exponenciálisan) csökken, ezen belül is egy igen keskeny, lapos tartományra koncentrálódik – ez kijelöl egy közelítőleges síkot, amit a Tejút „fő síkjá”-nak nevezünk. A síkban a központtól radiálisan kifelé lassabban csökken a csillagok térbeli sűrűsége, mint arra merőlegesen bárhol is - azaz más az exponenciális eloszlásfüggvény kitevője. E ponton vezessünk be az exponenciális eloszlás egy szemléletes paraméterét, a H – val jelölt „skálamagasság”-ot, amely a kitevőbeli hányados osztója: 11 Sajnos a Kapteyn-vezette statisztikai felmérés egy lényeges ismeret – a csillagközi fényelnyelés – híján téves következtetésekre vezetett mind a Tejútrendszer, mind az Univerzum méretei felbecslése tekintetében!

8 N = N0 ⋅ e − h H A skálamagasság azt adja meg, hogy a viszonyítási ponttól (a síkra merőlegesen, vagy a középponttól kifelé) mekkora távolságban csökken le valamely tekintetbe vett objektum-típus térbeli sűrűsége a viszonyítási pontnál érvényes N0 értéknek kb. 36%-ára H ismeretében tetszőleges h távolságban megbecsülhetjük az objektum-típus közelítőleges N sűrűségét. 2. táblázat Néhány főbb fősorozati csillagtípus átlagos skálamagasság faktora a fősíkra merőlegesen (parsec-ben) Spektráltípus O B A F G K M Skálamagasság (pc) 50 60 115 190 340 350 350 5. ábra A Tejútrendszer fősíkjára merőleges metszete („oldalnézete”) – a csillagok eloszlása A Naprendszer elhelyezkedése szempontjából e ponton egyelőre annyival elégedjünk meg, hogy Napunk, és így mi is – a fősík közelében vagyunk, a Tejútrendszer centrumaként aposztrofálható ponttól kb. 25000 + 1000 fényév távolságban (az

ábrán nyíl mutatja) Ezzel egyidejűleg immáron ki is tűzhetjük a tejútrendszer szerkezetének tárgyalásakor legcélszerűbb koordináta-rendszert: ennek kezdőiránya a Naptól a centrumhoz húzott egyenes, kezdősíkja a fősík. Ebben a centrum irányától az É-i galaktikus pólus felől nézve az óramutató járásával ellentétesen mérjük a „galaktikus hosszúság” koordinátát (0-tól 360 fokig, jele: l ), míg a síktól a galaktikus É-i pólus felé 0-tól +90 fokig, és a D-i pólus felé -90 fokig a „galaktikus szélesség” koordinátát (ennek jele: b) 12. A továbbiakban többször fogunk erre hivatkozni 12 A galaktikus koordinátarendszert 1958-ban rögzítette az IAU (Nemzetközi Csillagászati Unió). Kicsit eltér a Tejútrendszer fizikai középpontjának gondolt Sgr A pontszerű rádióforrás irányától. Annak koordinátái a galaktikus koordináta-rendszerben: l=359° 56′ 39.5″, b= −0° 2′ 463″ A galaktikus koordinátarendszer

l=0 b=0 kezdőirányának ekvatoriális koordinátái: 17h 45m 37.224s −28° 56′ 1023″ (J2000), északi pólusáé (b=90o) 12h 51m 26.282s +27° 07′ 4201″ (J2000) 9 6. ábra A galaktikus koordinátarendszer értelmezése 2. gáz A Tejútrendszerben a csillag-anyag össztömegének néhány százalékára tehető gáz is található. A gáz több, egymástól lényegesen különböző fizikai állapotú csoportra bomlik: legnagyobb mennyiségben „egyszerű” semleges hidrogén (HI) gáztömegre, ennél hidegebb és sűrűbb molekuláris (főleg H2) gázra, és forróbb, ritkább ionizált (HII) plazmára. Természetesen nem szabad elfelejtenünk, hogy a Tejútrendszer-beli gáztömeg az Univerzum kezdeti-, és a Tejútrendszer saját fejlődéstörténetének megfelelő elemgyakoriságának kombinációja szerint valamennyi héliumot és egyéb nehéz elemeket is tartalmaz. Ezek azonban első közelítésben számunkra másodlagos jelentőségűek, a Tejútrendszer

szerkezete és működése szempontjából elegendő a kb. 76%-nyi hidrogént figyelemmel kísérnünk A semleges hidrogén igen nehezen észlelhető, hisz a látható fénnyel szinte semmilyen kölcsönhatásban nem áll, ill. a rajta keresztül utazó csillagfényből nagyjából ugyanazokon a hullámhosszokon nyel el elektromágneses sugárzást, ahol a csillagok is – ezért mindaddig jobbára észre sem vehető a jelenléte, amíg mozgása erősen el nem tér a csillagokétól. Pl akkor érhető legkönnyebben tetten a jelenléte, ha „két vonalas” fedési-, vagy spektroszkópiai kettőscsillag irányában fekszik egy sűrűbb semleges gázfelhő. Ekkor amíg a kettős csillagainak vonalai a periódus során két határérték között változó mértékben el-eltolódnak, és az idő nagy részében eleve megkettőződve látszanak - addig a csillagközi gáz vonalai szimplák, és mindvégig a „helyükön” maradnak. Ilyen esetekben a köztünk és a kettőscsillag

közti gázoszlop átlagos sűrűsége is megbecsülhető. A semleges hidrogéngáz átlagos sűrűsége a Tejútrendszerben ≈ 2 − 3 ⋅ 10 −24 g/cm3, ami köbcentiméterenként 1-2 hidrogén atomot jelent. Az ütközés nélküli átlagos szabad úthossz csaknem 4 milliárd km (ez kb. 26 CsE, ami kicsivel kevesebb, mint a Neptunusz Naptól mért távolsága), ami annyit jelent, hogy az átlagos 10 K körüli hőmérsékleten (szinte vákuumnak tekinthető ritkaságú, az abszolút nulla fok közeli állapoton) 2700 év telik el két H atom 10 ütközése között – ez elegendő idő ahhoz, hogy a hatalmas térben még az igen kis átlagsűrűség mellett is elegendő számú H atom maradjon ütközés nélkül a hiperfinom állapotok közötti spontán ugrás bekövetkezéséhez 13. Az átmenet során kibocsátott sugárzás hullámhossza 21,11 cm – avagy frekvenciája: 1420 MHz. Ennek létére H van de Hulst (1918-2000) mutatott rá 1944-ben, és először 1951-ben

észlelték rádiótávcsövekkel (H. Ewen és E M Purcell, a Harvard Obszervatóriumban). Már a rádiócsillagászat korai időszakában megkezdett égbolttérképezések rávilágítottak: a 21 cm-es rádióvonalban megfigyelhető hidrogéngáz nagy része egymástól elkülönülő hatalmas felhőkbe tömörül, amelyek a csillagokhoz hasonlóan oszlanak el a térben: egy vékony korong síkja közelében sűrűsödve, ugyanazt az alig párszáz fényév széles réteget kitöltve, amit a csillagok eloszlásánál is láttunk. A semleges hidrogéntől lényegesen elütő tulajdonságú az ionizált hidrogén. Észlelhetősége látható fényben is lehetséges, a jól ismert „Balmer-féle” vonalak gerjesztődése (az ionizáció nyomában járó rekombináció) esetén (Hα=656,3 nm vörös, Hβ=486,1 nm kékes, Hγ=434,1 nm ibolya, stb.) 14 A hidrogén gáz ionizálódása elsősorban a forró, fiatal csillagok UV sugárzása és a kozmikus sugárzás mindenütt jelen lévő

hatása által történhet meg. Az ionizált hidrogéngáz felhők átlagos hőmérséklete 8000 K, ami miatt „forró”-nak mondjuk őket, de egy ilyen felhőben nem „főnénk” meg, hisz ezek átlagos sűrűsége is csak köbcentiméterenként 1 hidrogén atom, ami nem elegendő a hőérzet kialakulásához sem. Ennél lényegesen sűrűbbek lehetnek a nagyobb tömegű (ezzel együtt magas felszíni hőmérsékletű, és így UV fényben gazdag sugárzású) csillagok közelében található gázfelhők, amelyeket a csillagfény ultraibolya komponense ionizál 15. Ezek az ún HII zónák, és ezek sűrűsége akár ezerszerese is lehet a semleges hidrogén felhőkének. Ezekben a H atomok (pontosabban a H atommagok) átlagos sebessége kb. tízszerese a semleges hidrogén felhőékének, ami nagyobb nyomást is jelent (ehhez még hozzájárul a jelenlévő szabad elektrongáztól származó nyomás is). A HII zóna igyekszik terjeszkedni a HI semleges felhő-hányad rovására.

Egy megszülető fiatal csillag fénysebességgel terjedő UV fotonjai a csillag közelében szinte azonnal ionizálják az összes gázt, majd egyre távolabb hatolva egyre tágabb térrészt ionizálnak (megjegyzendő, hogy ahol ionizáció van, ott szinte az atomok 100%-a ionizálódik is). A már ionizált gömbszerű térrész, és a külső, még semleges HI közötti határvonalat nevezzük „ionizációs front”-nak. Ez a csillagközi tér-beli hangsebességnél sokkal gyorsabban terjed (azaz „szuperszonikus”), de folyamatosan lassul. A csillag születése utáni 100 év elteltével még mindig 5000 km/s körüli (ami még összemérhető a fénysebességgel)! Sűrűbb tartományokat elérve mozgása ennél hamarabb is lelassulhat, a környező ritkább térben azonban az eredeti sebességgel folytatódik – így az ionizációs front lassan „körülfolyja” a sűrűbb, hidegebb tartományokat, kialakítva jellegzetes, látványos alakzatokat: „globulák”-at

(ormányokat) és szigeteket (ld. 2 13 A semleges H atom két hiperfinom állapota: az atommagot alkotó proton és a körülötte „keringő” elektron −6 ellentétes-, (alapállapot) és megegyező spinű (gerjesztett, 5,9 ⋅ 10 eV-tal nagyobb energiájú) állapota. Ez utóbbi várható élettartama 11 millió év, ami annyit jelent, hogy bármilyen más kölcsönhatás nélkül ennyi idő elteltével nagy valószínűséggel önként (spontán) visszaugrik az alapállapotba (ellentétesre vált az elektron spinje), miközben az energiakülönbségnek megfelelő 21,106 cm-es hullámhosszú fotont sugároz ki. 14 Ezen felül további vonalsorozatok is jellemzik a H atomot, a lehetséges energia-átmeneteknek megfelelően, de azok kisebb valószínűséggel történnek meg, ill. minthogy nem a látható tartományba esik a vonalsorozat nagy része, ezért történetileg kisebb jelentőségű jelen írásunkban (Lyman-sorozat az UV-ben, Paschen-, Brackett-, Pfund és

Humphreys-sorozatok sorban az egyre távolabbi IR-ben). Kiszámolható, hogy a λ=91,2 nm –es, vagy ennél rövidebb hullámhosszú elektromágneses sugárzás képvisel elegendő energiát a hidrogén elektronjának leszakításához, ez pedig a távoli ultraibolya. Ilyen hullámhosszakon csak a fősorozati O-B színképtípusú csillagoknak van elég intenzív sugárzása, ezért csak az ilyen csillagok közelében találhatunk HII zónákat. Jó összhangban a mérésekkel, egy O7 típusú csillag maga körül max 200 fényévnyi sugarú térrészben képes ionizálni a hidrogént (cm3-ként 1 protont és 1 elektront tartalmazó gázban). 15 11 képmellékletet) 16. Egy-egy csillag nyilvánvalóan csak egy véges térrészt tud ionizálni, lévén időegység alatt kibocsátott fotonjainak a száma véges. A közelebbi térségek ionizációjakor elnyelt UV fotonok pedig értelemszerűen nem mennek tovább, de ezen felül az egységnyi keresztmetszeten átáramló megmaradt

fotonok száma már önmagában is csökkenne a távolság négyzetével fordított arányban, rontva az ionizáció hatékonyságát. 2. képmelléklet A Pelikán-köd egy részlete. A kép felső peremén kívüli forró fiatal csillagok UV sugárzása miatt a képen fentről lefelé terjedő ionizációs front fénylő határvonala a legszembeötlőbb jellegzetessége a képnek (APOD 2003. okt 13, készült: a 4 méteres Mayall távcsővel, Kitt Peak National Observatory, Arizona, USA) A forró ionizált gáz speciális fajtája a „korona gáz”. Ennek jellemző hőmérséklete hasonló a Nap koronájáéhoz (ezért is nevezik így) – azaz 1-10 millió K, és rendkívül ritka is (alig ezredszázezred része a semleges H felhőkének). Ez a csillagközi plazma lényegesen vastagabb rétegben oszlik el a Tejútrendszer síkjában, kb. 10000 fényév vastagságban – ez tölti ki a „vastag korong”-ot, sőt egészen magas galaktikus szélességeken is megtalálható (ezt

nevezzük „Galaktikus koroná”-nak). 16 A becslések szerint ezekben a körülfolyt tartományokat a külső ionizált gáz nagyobb nyomása képes lehet olyan mértékben összenyomni, hogy belül a csillagkeletkezés megindulásához elegendő kritikus sűrűség is előállhat. Azaz az elképzelések szerint e módon is gerjeszteni tudják a fiatal csillagok a közelükben újabb csillagok keletkezését. 12 7. ábra A Tejútrendszer fősíkjára merőleges metszete („oldalnézete”) – a nem-csillagszerű anyag eloszlása Végül a legizgalmasabb, földi életünk eredete számára is különös fontossággal bíró gázkomponens a molekuláris gáz, aminek legfőbb összetevője a H2. Ez látható fényben alig észlelhető, a csillagok fényével szinte semmilyen kölcsönhatásban nincs. Azonban a molekula elfoglalható különböző rotációs, és vibrációs állapotai közötti átmeneteknek megfelelő, egymáshoz közeli hullámhosszú vonalakból álló

sávokban jól észlelhető. Ezek energiaszintjeinek megfelelően elsősorban a távoli infravörösben láthatóak (pl 1,14, 1,4, 1,25, 2 µm környékén, ill. 9,6, 12,3, 17 és 28,2 µm) A csillagközi térben bonyolultabb molekulákat is megtaláltak, jellemző abszorpciós sávjaik alapján, legelőször az 1930-as években a CH, CH+ és CN molekulákat. Később, a rádiócsillagászat fejlődésnek indulása után, J Sz Sklovszkij (1916-1985) megjósolta az OH molekula észlelhetőségét a 18 cm-es hullámhossz környékén. Ezt 10 évvel később sikerült is kimutatni. Mára több tucatnyi szervetlen, sőt szerves (!) molekulát is észleltek. Csak néhány példa: CO, H2S, NH3, SiO, HCN, HCOOH, CH3CH2OH Érdekes kérdés, hogy a csillagközi tér elképesztően kis sűrűségű közegében, kitéve a kozmikus sugárzás roncsoló hatásának, mégis hogyan keletkezhetnek mérhető mennyiségben egészen bonyolult nagy molekulák is. A válasz egyik része a felfoghatatlanul

hosszú, az anyag „bonyolódása” számára rendelkezésre álló idő. A másik része a Tejútrendszert alkotó harmadik „diffúz anyag”-fajta jótékony hatása – ez a por. Főleg emiatt, a molekulában gazdag felhők a leghidegebb tartományok a Tejútrendszerben, átlagos hőmérsékletük gyakran alig haladja meg a 20 K-t. Viszont egyúttal ezek a legsűrűbb csillagközi anyag-szigetek, épp ezért általában a csillagkeletkezés színterei. A Tejútrendszer gázfelhőinek eddig megismert eloszlásához egy kis pontosítást kell végül tennünk: a centrumtól nagy távolságban lévő felhők érdekes módon elhajlanak a fősíktól, mint egy kalap felpördült karimája – a tőlünk távolabbi oldalon az É-i pólus felé, a hozzánk közelebbi oldalon a D-i pólus felé (ld. 8 ábrát) Feltehetőleg a korong eme jelensége a Kis-, és Nagy Magellán Felhőkkel történő árapály-kölcsönhatás következménye. 8. ábra A „korong felhajlás” jelensége

– nagy hidrogénfelhők elhelyezkedésének mérései alapján 13 3. táblázat A csillagközi gázanyag főbb komponensei fizikai tulajdonságainak áttekintése komponens molekula felhők hideg felhők (CNM) meleg felhők (WNM) forró ionizált felhők (WIM) Korona gáz (HIM) HII régiók Relatív térfogat Skálamagasság Hőmérséklet (pc) (K) Sűrűség (atom/cm3) AH állapota észlelhetőség <1% 70 10-20 102 - 106 molekuláris rádió + IR em&ab von 1–5% 100 – 300 50-100 20 - 50 semleges atomos HI 21 cm absz. vonal 10 –20 % 300 – 400 6000 10000 0,2 – 0,5 semleges atomos 20 –50 % 1000 8000 0,2 – 0,5 ionizált Hα emisz. 1000-3000 106 - 107 10-4 - 10-2 70 8000 102 - 104 ionizált (fémek is) ionizált röntgen, UV absz. v Hα emisz. 30 –70 % <1% HI 21 cm em. vonal 3. por A csillagközi por az előzőektől lényegesen eltérő fizikai tulajdonságú anyag. Összetétele három elkülönülő komponensre

bontható: a) nagy méretű porszemcsék: ~ 1 µm (mikronos) mérettartományú szilikátszemcsék ( [Si/H]=3x10-5 ), ill. szénmódosulatok (többnyire amorf széntartalmú vegyületek, [C/H]= 2,5x10-4, gyakran tűszerű kristályok formájában), alkalmasint jeges bevonattal (főleg a hideg, sűrű molekulafelhőkben található por szemcséire fagyhat ki H2O, CO, CO2, NH3). Átlagos sűrűsége e porkomponens anyagának (tehát nem a térbeli eloszlás sűrűsége!) kb. 2,5 g/cm-3 9. ábra A szemléltetés kedvéért: Naprendszerünk bolygóközi terét kitöltő por egy szemcséje (kondrit) hasonlóak lehetnek az intersztelláris amorf, szilikátos szemcsék is 14 b) nagyon kis méretű (<10 nm) por, amely a grafit tulajdonságait mutatja. Ez elsősorban a csillagközi por közepes infravörös tartomány-beli viselkedéséért (emisszió) felelős, amit a nagy méretű szemcsékkel nem lehet magyarázni. c) policiklikus aromás szénhidrogének. Ezek a porfelhőkben a

közeli-, és közepes infravörös hullámhosszakon megfigyelhető emissziós molekula-sávokért, és az erős UV-beli extinkcióért felelősek. A csillagközi térben nem keletkezik por, legfeljebb csak módosulhat, ill. megsemmisülhet Származására nézve a legfőbb forrásaiként a vörös óriáscsillagok és AGB (aszimptotikus óriás ág csillagai) légköre és csillagszele jelölhető meg. A Tejútrendszerben a por nagyjából ugyanúgy oszlik el, mint a semleges hidrogén gáz: a fősík mentén, a „vékony korong”-ban, egy keskeny, alig párszáz fényév vastagságú térrészben. Ettől távolabb rohamosan csökken a sűrűsége. A portömeg legkönnyebben közvetetten, a csillagok sugárzási terével való kölcsönhatásában észlelhető, de a csillagspektrumok jellegzetes vonalainak a helyét nem tolja el. A kölcsönhatás neve „szórás” – ami kifejezi azt, hogy a fényben rezgő elektromos térrel kölcsönhat az útja közvetlen közelébe került

részecske, és ez a fény eredeti irányának megváltozását eredményezi. Ennek ellenére gyakran egyszerűen úgy szerepel az ismeretterjesztő irodalomban, hogy a por „elnyeli” a fényt. Persze a szórás következménye ugyanaz, mint az elnyelésé: adott észlelési irányba kevesebb fény jut tovább – de míg az elnyelés (fizikai abszorpció) során semmilyen irányba nem halad tovább az elnyelt foton, a szórás esetén valamilyen irányba mégiscsak továbbmegy 17. Ezt nevezzük a „csillagközi extinkció”-nak 18 A fény csökkenésének mértéke nyilvánvalóan a közeg porkoncentrációjával is arányos. Kiszámítható, hogy a sokezer fényévnyi távolságokon, még a mikronos méretű szemcsék is képesek szinte tökéletes mechanikai „takarást” okozni, azaz a fénysugár útját teljesen elzárni 19 ! A fényesség magnitúdóban mért csökkenésének egyszerű leíró egyenlete jól ismert: m = m0 + A ⋅ d Ahol m0 a por jelenléte nélkül

mérhető látszólagos fényesség, A az extinkciós együttható, d a tekintetbe vett csillag távolsága (általában parsec –ben mérve, így akkor az extinkciós együttható mértékegysége magnitúdó/parsec). Minthogy m0 nem ismert, az abszolút fényesség és a látszó fényesség összefüggésének képletébe beírva m iménti kifejezését: M = m + 5 − 5 ⋅ log d + A ⋅ d A Tejútrendszer centruma irányában A d eléri, helyenként meg is haladja a 25 magnitúdót, azaz gyakorlatilag látható fényben a Tejút centruma-, és annak iránya körüli kúp alakú térszögben az egész Univerzum észlelhetetlen 20. 17 Továbbá fontos velejárója a szórási jelenségnek, hogy a szórás során jelentős mértékben polarizálódik a fény, ami lineáris polárszűrők alkalmazásával ki is mutatható. 18 Az extinkció pontos értelmezésében minden fénycsökkentő hatás együtteseként létrejövő intenzitáscsökkenésről van szó, azaz az abszorpció és

a szórás összege. 19 Pl. a látóirányunk körüli keskeny hengeres térrészben már kb 3x10-21 g/cm3 sűrűségű, egyenletes, véletlenszerű szemcseeloszlású por esetén is, 1000 parsec távolságon belül valahol bizonyosan részecskébe ütközik a látóirányunkkal párhuzamosan, a hengeren belül véletlenszerű helyen induló fénysugár. 20 Érdekesség, hogy a centrum irányában, kissé alatta, ekvatoriális koordinátarendszerben 18h03m20,9s, -30o02’06” ill. galaktikusban l = 1,001 , b = -3885 körüli nagyjából 1 fokos kúpban szinte alig van elnyelődés, ez az ún „Baade-ablak” (felfedezőjének, W. Baade-nak a neve után) Ezen keresztül egy ekkora tartományban szinte 15 3. képmelléklet A porfelhők egyes irányokban csillagok térbeli (pontosabban „térszög szerinti”) eloszlásában jelentkező ritkulások nyomán mutatkoznak meg Sajnos a látható fénybeli vizsgálatokból a por látóirány menti eloszlását nem tudjuk megmondani,

erre érzéketlen a módszer. Azonban, ha a vizsgálati irány környékén (feltételezve, hogy nem túl erős a szögfüggés az irány közelében, a por adott távolságban ekkora tartományokon homogén eloszlású) több különböző távolságban lévő csillag is látható, amelynek távolsága és abszolút fényessége is ismert, akkor legalább durván, nagy intervallumokon megmondható (nyilván ez csak nagy távolságokon működhet, ill. közelebbi térrészeknél minél halványabb látszó fényességű csillagok detektálásával). A Tejútrendszerünk korábbi pontos felmérését épp ez az anyagfajta akadályozta meg! Ugyanis ezt a csillagközi extinkciót még nem ismerték, a csillagok számlálásakor nem vették figyelembe a távolsággal arányos, és irányonként eltérő mértékű fényesség-csökkenést. Elsők között a neves, több generációs csillagász-család első tagja, F. G Wilhelm von Struve (17931864) vette észre a csillagközi

fénycsökkenést, és bár mechanizmusát még nem tudta leírni, de pl. mértékét egészen jól becsülte meg: 1000 parsec-enként 1 magnitúdó (1847) A különböző irányokban más-más mértékű az extinkciós együttható értéke. Ennek feltérképezése gondos, a legkorszerűbb stellárstatisztikai vizsgálatok révén történhet, ill. a mára már nagy mennyiségben rendelkezésre álló, legkülönbözőbb infravörös hullámhosszon elvégzett égbolt-felmérések alapján. Így napjainkra már igen részletes extinkciós térképek állnak rendelkezésünkre (ld. pl 4 képmellékletet) akadálytalanul tanulmányozható a Tejút centruma a látható fényben is. Az extinkció itt 1,26-2,79 magn között változik V fotometriai sávban (550 nm környékén). 16 4. képmelléklet Az égbolt egy részének extinkciós térképe (galaktikus koordinátarendszerben ábrázolva, az anticentrum van középen, a centrumtól K-re és Ny-ra 90 fok irányok a jobb és bal

széleken). A színkép színeinek megfelelően kódolt a térkép: sötétkéktől a zöldön át minél inkább közeledünk a vörös felé, annál nagyobb az extinkció értéke. (2MASS eredmény) A szórás lényeges tulajdonságaihoz tartozik annak hullámhossz-függése (ez elsősorban a szóró centrumok fizikai méretével függ össze), és hatásosságának irányfüggése. A hullámhosszfüggés széles mérettartományban igen bonyolult (ld a 9 ábrát), 10. ábra A szórás hatékonyságának (Q) függése a szóró közeg részecskéinek méretétől, különféle hullámhosszúságú fényre (λ=0,4 µm ibolya, λ=0,5 µm zöld, és λ=0,75 µm mélyvörös) A tekintetbe vett hullámhossz nagyságrendjébe eső méreteknél igaz a Rayleigh-féle közelítés, ami szerint a szórt fény intenzitása a hullámhossz negyedik hatványával fordítottan arányos: 17 I≅ I0 λ4 Azaz: a kék erősebben (hatékonyabban) szóródik, mint a vörös, így bár a

porról szóló rész elején azt említettük, hogy a csillag spektrumvonalait nem befolyásolja – de a csillagok fényének spektrumán belüli energiaeloszlási trendet a kék felé erősen megvágja, hatványfüggvény szerinti lefutásban. 5. képmelléklet A közeli fényes csillag, a Rigel kékben gazdag sugárzásának szórásával megmutatkozó, szeszélyes körvonalú „Boszorkányarc”-köd (IC2118) – a hatékonyabban szóródó rövidebb hullámhosszúságú fény miatt ez is kékes színben játszik. A végeredmény értelemszerűen a korábbi (alapvetően a fekete test-szerűhöz közelítő) eloszlás eltolódása a hosszabb hullámhossz felé: valamilyen mértékű „vörösödés”. Nagy távolságból tehát egy kék csillag akár egészen vörösnek látszana 21, a jelenség hasonló a földi légkörben a felkelő és lenyugvó Nap szabad szemmel is jól láthatóan vöröses elszíneződéséhez. Emiatt az egyes csillagok távolságának és az abban az

irányban ismert extinkciós koefficiensnek az ismeretében a csillagok ú.n színindexét is korrigálni kell A fényesség-színképtípus grafikonon a csillagközi extinkció miatt összességében felfele is, és kismértékben oldalra is tolódnak a csillagok – tehát egy ferde eltolással kalibrálható be az eredeti helyük. A szórt fény intenzitás-eloszlását szemlélteti a jól ismert „piskóta-diagram”: 21 persze ezzel együtt a sugárzás össz-mennyisége is nagyon lecsökken, tehát halványul is, és vörösödik is. 18 A szórt fény jellegzetesen polarizált is egyben – a legerősebb lineáris polarizáció a szóródó fény eredeti forrásának irányára merőlegesen figyelhető meg (az ábrán φ=90o irányban, fel-, és lefele). Ez némiképp több lehetőséget ad a csillagközi por tulajdonságainak kicsit mélyebbre ható vizsgálatára. A Tejútrendszerben nagy területeken eléggé magas százalékban egységes a polarizáció iránya,

amiből az következik, hogy elég jó százalékban egymással párhuzamosan rendeződnek el a tűszerű kristályok. Ebből következtetnek a gyenge csillagközi mágneses terekre. 11. ábra Az intersztelláris poron szóródó fény lineáris polarizációja irányának eloszlása a Tejútrendszerben A sugárzás jellemző hullámhosszúságánál nagyobb karakterisztikus méretű szemcsék esetén a Rayleigh-közelítés elégtelen eredményt ad, ilyen esetekben a szórás pontos matematikai leírása a Mie-elmélettel történik. Ennek jellemző szórási diagramja a torzított piskóta: Érdekes megfigyelési tény, hogy a túlnyomó mértékben port tartalmazó „reflexiós ködök” fényes pereműek – ennek magyarázata a mellékelt ábráról nyilvánvaló (a többféle irányból érkező megvilágító fénysugarak mindegyike szóródik a piskóta-diagram szerint, és a felösszegzett végeredmény a porfelhő pereme felől több szórt fényt eredményez): 19

12. ábra A reflexiós porködök érdekes megfigyelt sajátosságának, a peremfelfényesedés szemléletes magyarázata Általános szabályszerűségnek tekinthető, hogy a gáz szinte mindig valamennyi porral együtt fordul elő – a por részaránya kb. a gáz mennyiségének tizede A pornak nagyon fontos szerepe van a csillagközi anyagfelhők termodinamikája szempontjából - mintegy „hűti” azokat – rövid úton szétszórván az esetleges közelebbi forró fiatal csillagok UV fényét, stb. miközben maga pedig „melegszik”. A porhőmérsékletnek megfelelő termikus sugárzás az alacsony hőmérsékletek miatt a távoli infravörösbe esik. Ezért a csillagközi por eloszlását és egyéb tulajdonságait igazán az IRAS űrtávcső, és társai (ISO, Spitzer) működése óta ismerjük részletesebben. Relatíve legnagyobb portartalma a leghidegebb tartományoknak, a molekulafelhőknek, és azon belül is azok legsűrűbb tartományainak, a „felhőmagok”-nak

van. Ezek csillagok keletkezési helyei is, ezért az ilyenek nagy része egyúttal infravörös pontforrás is, ugyanis mélyükön az összehúzódó felhőanyagban már születőfélben van egy-egy csillagkezdemény (protocsillag). Genetikailag ma már egyértelmű és nem vitatott a kapcsolat a csillagközi gáz-por felhők sűrűsödései és a csillagok születése között. Az eddig elmondottakból következően, míg a 0,55 µm körüli vizuális tartományban a centrum irányában 25 magnitúdónál is nagyobb az intenzitás csökkenése, addig a közepes infravörös tartományban, 25 µm környékén már közel nulla! Tehát nem csupán azért „hasznos” infravörös tartományban csillagászkodni, mert ebben látjuk emisszióban a port, és a sűrű felhőmagok mélyén születőfélben lévő csillagokat, hanem pl. mert sokkal nagyobb távolságokra ellátunk, mint a látható fényben – ez később, a Tejút centrumának feltárásánál döntő szempont lesz. 4. A

sötét anyag Az utolsó anyagforma, a „sötét anyag” mennyiségéről, eloszlásáról később szólunk. 20 Elemi építőkockáink nagy struktúrái – a „statikus Tejútrendszer” Miután megismertük a rendelkezésünkre álló építőelemeinket, eloszlásuk fő vonásait, ismerjük meg immár részleteiben is az általuk kirajzolódó formákat, alakzatokat, az eloszlás finomszerkezetét. Ezzel feltárul előttünk a Tejútrendszer „statikus” képe – merthogy az óriási méretek, távolságok miatt még a nagy sebességű mozgások okozta változások is évtizednyi időskálán is „állókép”-ként, pillanatfelvételként fagynak be. Ahhoz, hogy a dinamikáját is feltárjuk, további, nagy mennyiségű, részletes adaptív optikai felvételek, és nagy pontosságú asztrometriai és spektroszkópiai mérések kellettek, amelyekből sok százezernyi csillag térbeli mozgása rajzolódott ki. Ezek csak a legutóbbi időktől váltak elérhetővé, és

máig csak egyes irányokban, ill. korlátozott tartományokban tudta feltárni a pontos valóságot Erről majd a következő részben szólunk. 1. A csillagok mintázata, a Tejút alrendszerei Még mindig elegendő a Tejútrendszer fő síkjára merőleges metszetben maradnunk ahhoz, hogy a csillagok eloszlásának finomabb mintázatát észrevegyük. Minthogy a csillagok teszik ki a Tejútrendszer fénylő tömegének több, mint 90%-át, eloszlásuk pontos feltárása tulajdonképpen már ki is feszíti a „statikus Tejút” csontvázát. Elsőként azt kell észrevennünk, hogy a csillagok előszeretettel csoportosulnak, és ennek elsősorban fejlődéstörténeti okai lehetnek. A ma megfigyelhető Tejútrendszer-pillanatfelvétel szerint a csillagok több mint fele kettős, vagy többes csillagrendszer tagja. Az indukált csillagkeletkezés elve szerint ha egy a kritikus sűrűség közelében lévő por-gáz felhőkomplexumban valamilyen külső hatás érvényesül, nagy

valószínűséggel nem pusztán egy, de inkább láncolat-szerűen sok helyen tudja biztosítani az összehúzódást, és csillagok-, ill. csillag+bolygórendszer komplexumok létrejöttét. Kellően szoros gravitációs kötöttséget jelentő közelségben (max. néhány száz Csillagászati Egységnyire 22 ), egymással nagyjából egyidejűleg keletkező csillagok kettős-, hármas, ill. többszörös csillagok lesznek A kezdőfeltételek függvényében elvileg akár egész életüket együtt élik le (eközben a közelség miatt akár tömeget is cserélhetnek egymással, és mindenféle érdekes jelenségeket produkálhatnak, a csillagászok „örömére” és tanulságára). Ezeket azonban nem szokás a Tejútrendszer „alrendszereinek” nevezni. Egyrészt kis számú „alkotó rész”-ből állnak, mindenféle korúak lehetnek, és olyan sokan vannak, hogy mindezek miatt nem érdemes elkülönítetten kezelni őket a galaktikus struktúra szempontjából a magányos

csillagok tömegeitől. Vannak azonban akár néhány tucatnyi tagot is számláló, nagyon fiatal (a közelmúltban együtt keletkezett) csillag-csoportosulások, amelyek számszerűen lényegesen kevesebben vannak a kettős-, és többes csillagokhoz képest – és több tulajdonságuk szerint is eléggé homogén csoportot alkotnak. Ezeket már az egész Tejút rendszeréhez képest hierarchikusan alsóbb rendű, de belső struktúrával és önálló fejlődéstörténettel rendelkező „alrendszer”-einek nevezhetjük. Némelyik alig tízezer éves, tehát csillagászati időskálán szinte mostanában keletkezett. Ezek az asszociációk Viktor Ambarcumjan (1908-1996) fedezte fel az első ilyeneket (1947) és ő sorolta be két élesen elkülönülő csoportba őket. Manapság három fő csoportba soroljuk őket (az első kettő azonos Ambarcumjan osztályozásával): 1.) a főleg forró O és B csillagokat tartalmazó OB-asszociációk (5-70 csillag) 22 1 Csillagászati

Egység: az átlagos Nap-Föld távolság, azaz kb. 150 millió km, avagy 8,5 fényperc 21 2.) a vörös törpecsillagokat tartalmazó T-típusú asszociációk (10-400 csillagból állnak) 3.) R-asszociációk (B és A típusú csillagokból állnak, felfedezőjük S van den Bergh) Valamennyiük közös jellemzője, hogy a nemrégiben lezajlott keletkezés miatt környezetükben még jelen van, jól megfigyelhető a szülő por-gáz-molekula felhőkomplexum maradványa; fémtartalmuk általában magas; gravitációsan igen gyengén kötöttek, így pár ezer éven belül felbomlanak, és magányos, ill. kettős-hármas rendszerek formájában, szétszóródva folytatják életüket. Térbeli kiterjedésük 30-200 pc körüli, bennük a csillagsűrűség nem haladja meg a Nap környéki csillagsűrűség 20-szorosát. Térbeli eloszlásuk jól követi a szülő por-molekula felhők eloszlását: azaz a fősík néhány száz fényévnyi vastagságú részében találhatóak –

és megfigyelhető a Tejút centruma felé történő enyhe koncentrálódásuk is. Összesen 1000 körüli lehet az asszociációk teljes száma, de a jelenleg ismertek, katalogizáltak száma 150 körüli. Lényegesen stabilabbak, azaz gravitációsan jóval kötöttebbek – ezzel együtt igen nagy számú csillagból felépülő alrendszerei Tejútrendszerünknek: a nyílthalmazok. Ezek is alapvetően fiatalok, a jelenlegi csillagászat általánosan elfogadott nézete szerint szintén (legalábbis kozmikus léptékben) egyidejűleg keletkezett csillagok halmazai. Minthogy nagyságrendekkel több csillag alkotja őket (néhány tucattól akár ezerig), amelyek a legkülönbözőbb kezdeti tömeggel rendelkeztek – ezért lényegesen sokszínűbbek az asszociációknál, és ezt nem csak átvitt értelemben, hanem konkrétan is értjük. Szinte a teljes fősorozat képviselteti magát – az ezernyi tagot számláló halmazok fényesség-színképtípus (vagy a gyakorlatban

legtöbbször szín-fényesség) diagramján szinte szép folytonosan kirajzolódik a főág. Azonban, lévén a Tejútrendszer különböző vidékein található nyílthalmazok egymáshoz képest eltérő időkben keletkeztek, és stabil rendszerek (akár milliárd évekig együtt tudnak maradni, a legidősebb ismert nyílthalmazok 8 milliárd évesnél is öregebbek: pl. Berkeley 17, Cr261, vagy az NGC 6791). A kormeghatározásuk legegyszerűbb módja a HRD „felpöttyözése” és annak a pontnak a meghatározása, ahonnantól kezdve eltérnek a csillagok a „főág”-tól (ezt nevezzük elkanyarodási pontnak). Az ehhez tartozó fősorozati életkor azonos a halmaz korával 13. ábra A nyílthalmazok HRD-jének az idő előrehaladtával történő változásai (a kormeghatározási módszer magyarázata) 22 Az öregebbeknél a legnagyobb tömegű csillagai már annyira elfejlődtek a Hidrogén-égető állapotból hogy „vörös óriás” csillagokká váltak, ezek

HRD-jén megjelenik a fősorozattól jól elkülönülő „óriás ág”. Minthogy a nyílthalmazok fotometriája során óhatatlanul belekeveredik a kimért mintába egy sor előtér-, és valamennyi háttér csillag is, a HRD főág elfordulási pontján alapuló kormeghatározás igen korlátozott pontosságú. A legutóbbi kormeghatározások tükrében igen érdekes megállapítani, hogy Tejútrendszerünk fejlődéstörténete során a nyílthalmazok nem mindig ugyanolyan ütemben keletkeztek! Két érték körül csúcsosodik ki az eloszlás. Úgy tűnik, mintha a kozmikus jelenkor felé közeledve egyre kevesebb keletkezett volna, és e halmaz-típus számosságával rendelkező rendszerek ma már nem keletkeznének! 14. ábra Az ismert korú nyílthalmazok (586 db) kor szerinti eloszlásának oszlopdiagramja (a legfiatalabb: NGC6618, t = 1 millió év; a legidősebb: Berkeley 17, t = 12 milliárd év) Színesíti a kor-problémát, hogy korábban nem várt módon – a

csillagfejlődési modelljeinknek látszólag ellentmondóan – nagyon sok nyílthalmaznál az elkanyarodási ponttól balra is találtak csillagokat (amelyek a HRD alaptulajdonságai miatt így „kékebbek” azaz forróbbak, mint az elkanyarodási pont körüli csillagok), amelyek a távolság-mérések szerint mégiscsak bizonyosan halmaz-tagok kell legyenek – ezeket nevezték el angolul „blue straggler”-eknek. Magyarul talán „kék csatangolók”-nak fordíthatnánk (vagy inkább a „kék szökevények” hangzik jobban a fülnek, régebben így kezdték emlegetni a hazai szakirodalomban 23 ). Egy 2007-ben összeállított katalógus szerint 427 nyílthalmazban összesen 1887 „kék szökevényt” tartanak nyilván. 23 Mostanában helyenként a , a „kék vándor” megjelölés kezd szárnyra kapni, érthetetlenül: az angol megnevezés játékosságától már messze esik, másrészt a vándorlás ide-oda bolyongás képét rajzolja ki az ember szeme előtt, míg

a „szökevény” egy jól meghatározott irányt jelöl, valahonnan valahová. Az írás szerzője inkább a „kék szökevény”, vagy esetleg a „kék csatangoló” elnevezést támogatja. 23 6. képmelléklet „Kék szökevények” tucatja (színük kicsit felerősítve) az NGC 6397-ben (HST kép) Sok ellenőrző mérés alapján ma már nem kétséges, hogy bizonyosan a halmazhoz tartozóak, úgyhogy egy darabig rejtélyként kezelték, hogy ezek az itt található csillagok miért nem hagyták el a fősorozatot. Ma már általánossá vált vélekedés, hogy ezek szoros kettős rendszerek, amelyek egymás közötti anyagátadása miatt a főkomponens forróbbá vált, noha kora szerint már elfejlődött volna a fősorozatról. Tovább igazolja ezt a megoldást, hogy többnyire a halmazok tömegközéppontja (látóirányunkból nézve is többnyire a halmaz „magja”) környékén csoportosulnak (ennek az elvi alapjai lentebb lesznek majd érthetőek, a dinamikai

tárgyalásnál), továbbá ugyanezek az objektumok egyúttal általában röntgenforrások is (ez utóbbi az anyagátadás nyomjelzője). 24 15. ábra Egy relatíve idősebb nyílthalmaz tipikus HRD diagramja – „kék szökevények”-kel A nyílthalmazok igen kompaktak, az általuk kitöltött tér 1-20 parsec között lehet (széleskörű statisztika alapján az átlag 4,5+3,5 pc), tehát a nagy távolságukhoz képest kicsik, így tagjai tőlünk közelítőleg azonos távolságúnak tekinthetőek. Ezért első közelítésben nem kell törődnünk az abszolút fényességek csillagonként egyesével történő megállapításával – ehelyett azonnal, a látható fényességek direkt mérésével felvázolható csillagaik HRD-je. Továbbá minthogy azonos korú-, és széles tömegtartományban eloszló csillagokat felvonultató rendszerek – ezért kiválóan alkalmasak sokféle feladatra: csillagfejlődési elméleteink tesztelésére, kormeghatározásra, dinamikai

vizsgálatokra, távolság-meghatározásra, a csillagközi por eloszlásának vizsgálatára stb. 16. ábra A nyílthalmazok eloszlása a Tejútrendszerben (oldalnézet, galaktikus koordinátákban) 25 A nyílthalmazok is általában gázfelhők közelében vannak, hatalmas méretű gázfelhőkkel kombinálódnak. Nagyobb az átlagos skálamagasságuk az asszociációkhoz képest, de még mindig a fősík-közeli tartományokat népesítik be. Szintén megfigyelhető a centrum felé történő enyhe sűrűsödésük. A katalogizált nyílthalmazok száma kb 1200, de Tejútrendszerbeli teljes számuk akár ennek tízszerese is lehet! 6. képmelléklet Az NGC 2467 jelű nyílthalmaz és a hozzá társuló köd képe (Gemini távcső) Végül a legöregebb, fémben szegény, legnagyobb méretű, gravitációsan legstabilabb, legtöbb csillagot számláló, erősen gömbszimmetrikus csillag-eloszlást mutató halmazok a gömbhalmazok. Méretük általában 5-100 pc közötti lehet

(statisztikai átlag: 25,6 pc) Némelyikük több százezer csillag is tartalmazhat, így az átlagos csillagsűrűségük 1-2 nagyságrenddel, a centrális vidékek környékén pedig akár 3 nagyságrenddel is meghaladhatja a Nap környezetének csillagsűrűségét (ez 0,15 csillag/pc3). Egymáshoz igen hasonlóak Közös jellemzőjük, hogy már a kisebb tömegű csillagaik is vörös óriássá alakultak, a főág több, mint fele hiányzik, és már megjelenik a horizontális ág is. 26 17. ábra Egy tipikus gömbhalmaz HRD-je (M55, kora: 12,5+1 milliárd év) Figyeljük meg az elfordulási ponton túli nagy számú „kék szökevény”-t, és ezek fölött távolabb a horizontális ágat Nagy többségük igen távol van a galaktikus fősíktól – a pontos felmérések szerint egy hatalmas ellipszoidális térrészt töltenek be, amelyet halo-nak nevezünk, amely a harmadik, eddig még nem említett szerkezeti alrendszere a Tejútnak. 18. ábra Az ismert gömbhalmazok

pontos eloszlása galaktikus koordinátarendszerben 27 Ennek a halónak a nagy részében gáz és por már egyáltalán nem található, a csillagkeletkezés ebben a régióban már nagyon régen lezajlott. Ugyanígy, a gömbhalmazok maguk is teljesen mentesek a portól és gáztól. A Tejút centrumától nem túl nagy távolságokra is találhatunk gömbhalmazokat – eloszlásuk a fősíkra egyáltalán nem, csakis a centrumra koncentrálódik. A katalogizált gömbhalmazok száma 150 körül van, összes számukat egyesek 200 körülire teszik, mások akár kb. 1000 körülinek becslik a Tejútrendszerben 7. képmelléklet Egy öreg gömbhalmaz szédítő mélységében zsúfolódó csillagok (M22, HST kép) A képmező kb. 3,3 fényév széles, és kb 100000 csillagot tartalmazhat Az eddigiek alapján mostmár teljes terjedelmében felvázolható rendszerünk felépítése: 28 19. ábra A „statikus Tejútrendszer” fősíkra merőleges metszete („oldalnézete”)

– a csillagok és diffúz anyag eloszlására ráhelyezve a nagyobb csillaghalmazok eloszlását A magányos és rendszerben kötött csillagok is (általános fizikai tulajdonságaik tekintetében) két nagyon eltérő tartományra osztják szét a Tejútrendszert, így annak szerkezeti „alrendszerei”-nek is tekinthetőek: ez a már említett lapos „korong” és a „bulge” (központi dudor, ld. a 16 ábrán pontokkal kitöltött középső részt) Durva közelítéssel azt mondhatjuk, hogy a kb. 10000 fényév átmérőjű központi dudorban túltengenek a vörösebb színű csillagok, míg a korongban nagy általánosságban főleg kékebbeket találunk. Erre először nem is a saját Tejútrendszerünk esetében figyeltek fel erre, hanem az Androméda galaxis kapcsán: Walter Baade (1893-1960) csillag-családoknak (populációknak) nevezte el ezt a két, elkülönülő csoportot (1944). I populációsoknak a peremvidékek kék-, II populációjúaknak a központ

környéki vörös csillagokat. Ez a színek szerinti elkülönülés azonban csak egy következmény, és mindössze formai. A tartalmi összefüggésre később jöttek rá: a centrális dudorbeli vörös csillagok öreg, fémszegény, általában kis tömegű csillagok, az alig párszáz fényév vastagságú és kb. 100-120 ezer fényév átmérőjű „vékony korong”-ban lévő kékek pedig alapvetően fiatal, nagyobb fémtartalmúak 24, ennek egyenes következményeként nagy tömegű csillagok. Később ez a kép persze tovább finomodott. Legelsősorban az eloszlás skálamagassága szerint, és a fémtartalom szerint kellett finomítani a képet, és több „alpopuláció”-ra osztani a két nagy családot. Ezek grafikusan tekinthetőek át a legszemléletesebben, hisz elsősorban a fősíkhoz és a centrumhoz képesti eloszlásuk szerint különülnek el szépen (ld. 20 ábra) 24 A csillagászat „szakzsargonjában” minden, a hidrogénnál és héliumnál nehezebb

elemet „fém” nek, ill. „nehéz elem”-nek neveznek, összesített mennyiségüket az adott anyagforma tömegegységében Z betűvel jelölve adnak meg. A hidrogén tartalmat X, a héliumét Y betűkkel jelöljük Így pl Napunk fémtartalma: Z=0,016 29 20. ábra A csillag-családok körülbelüli, szemléletes térbeli elkülönülése a Tejútrendszerben (továbbra is „oldalnézetben”, a fő síkból szemlélve). A Nap helye: balra sötét kör A legérdekesebb kérdés a „hiányzó” III. populáció – valószínűleg ezek az Univerzum történetének (és így Tejútrendszerünknek is) legkorábban létrejött, feltételezések szerint hiper nagy tömegű csillagai (egyes becslések szerint ezek átlagosan 300 Naptömegűek lehettek). Ezek, megfeleltetve a kisebb tömegekre kidolgozott csillagmodelljeink kiterjesztésének, bizonyosan nagyon gyorsan elhasználták nukleáris tüzelőanyagaikat, „végigrohanva” a fejlődés minden állomásán, és életük

végén immáron nagyobb rendszámú elemeket is tartalmazó (fémben gazdagabb) anyagukat szétszórva megteremtették a jelenlegi II. populációs csillagok alapanyagául szolgáló gázkeveréket, amely az akkori ős-Tejútrendszerben ellipszoidális eloszlású volt. Ebben jöttek létre néhány hullámban a gömbhalmazok, és így tovább Persze ez csak egy nagyon vázlatos kép a Tejútrendszer története tekintetében, és rengeteg észlelési tényt érthetetlenül hagy még. 4. táblázat A fő csillagpopulációk és tulajdonságaik összefoglalása Idősebb Átmeneti Korong(közepes) (közepes) Populáció I. II. Populáció Extrém I. Populáció Átl. távolság a szimmetriasíktól 120 pc 160 pc 400 pc Fősíkra merőleges sebesség (km/s) 8 10 Koncentrálódás a centrum felé gyenge gyenge 30 Halobeli II. Populáció III. 700 pc 2000 pc - 15-18 25 75 - erős erős erős ? Populáció Extrém I. Populáció Spektrális jellemzők

Idősebb Átmeneti Korong(közepes) (közepes) Populáció I. II. Halobeli II. Populáció III. 0,001 ~0 109 - 1010 1-1,2·1010 >1,2·1010 >1,3 1010 rel. erős gyenge fémvonalak fémvonalak Fém /H arány 0,03 0,02 Kor (év) < ·108 108 -·109 Összesített tömeg (Mo) 2-3·109 5·109 4,7·1010 4,7·1010 1,6·1010 ? Legfényesebb csillagok - 8 mg - 8 mg - 3 mg - 3 mg - 3 mg ? spirálkarok A típ. Főbb képviselők, fiatal csillagai, csillagok, „markerek” asszociációk dMe 0,01 galaktikus mag csill., RR Lyr (P<0,4 d) 0,01 Runaway gömbhalmazok, 3,6µ csillagok RR Lyr IR (vz>30 (P>0,4 d) fénylés? km/s) 8. képmelléklet A Spitzer űrtávcsővel 3,6 mm-en készített felvétel a Draco csillagkép 6x12 ívperces darabjáról (felső kép) – és a csillagok, galaxisok levonása után maradt derengés (alsó) a sejtések szerint az egykori primordiális (a keresett III. populációs) csillagok fénylése 31 2. A diffúz

anyag jellegzetes formái: a) a „galaktikus cirrusz” . Először az IRAS űrtávcső képei tárták fel ezt a jellegzetes, szálas szerkezetet, amit a földi fátyolfelhőzet neve után (annak alakzataira hasonló kép alapján) neveztek el így. Alapvetően a finom eloszlású por infravörös emissziója rajzolja ki A mintázat alapvető tulajdonsága, hogy „önhasonló”, azaz a nagyítás és a felbontás növelésével ugyanolyan struktúrákat (szétágazó filamentek, stb.) látunk, mint a kisfelbontású, nagy látómezejű képeken. Ez a tört dimenziójú alakzatokra, a fraktálokra jellemző, tehát mondhatni, a galaktikus cirrusz fraktál-struktúrájú. 9. képmelléklet A Tejútrendszer cirrusz-alakzatai a Planck űrtávcső képén b) A Tejútrendszer fősíkja közelében megvizsgálva a gáz és por felhők eloszlását, hatalmas buborékok egymásba fonódó tömege tárul fel a szemünk előtt – ezt nevezik „kozmikus habfürdő”-nek. Egyes irányokban

persze nehéz észrevenni ezt a mintázatot, mert az egymás mögötti különböző méretű buborékok átfedik egymást (ugyanígy, ha a fürdőkádban előállított habból a kezünkkel kimarkolunk egy nagyobb csomagot, és közelről átnézünk rajta, csak egyes irányokban tudjuk elkülöníteni a buborékokat, a nagyja egy véletlenszerű mintázattá olvad össze). Eredete többféle okra vezethető vissza: leginkább a korábban felrobban szupernóvák lökéshullámai, másodsorban pedig a legnagyobb tömegű csillagok szele által szétfújt csillagközi anyag. Napunk is egy 300-350 fényév átmérőjű buborék belsejében található 32 10. képmelléklet A Tejútrendszer buborék-alakzatainak rajza a Nap környezetében (fősíkra merőleges nézet; az ismertebb fényes csillagok elhelyezkedése is ábrázolva) 11. képmelléklet A „lokális buborék” stellár-statisztikai módszerekkel feltérképezett eloszlása c) óriás vertikális hurkok is

kirajzolódnak, főleg a 73-75 cm körüli rádió kontinuumban készült képeken. A legnagyobb messze a halóba hatol (ez a régóta ismert, híres Északi Poláris Hurok – angolul North Polar Spur, röviden: NPS). De számtalan hasonló, ill ennél kisebb méretű is ismert ma már (ezeket ’loop’-oknak nevezik). Eredetükre vonatkozólag azt lehet feltételezni, hogy korábbi, nagy energiájú szupernóvarobbanások nyomán tovaterjedő szuperszonikus lökéshullám által nagyobb galaktikus szélességekig felfújt gáztömegek. Megjegyzendő, hogy ezek nem csak a rádiókontinuumban rajzolódnak ki, hanem UV-ben és lágy röntgen tartományban is (elsősorban magas fokúan ionizált O, Ne, Mg, Fe vonalaiban). A sugárzás eredete nem termális eredetű – nagy valószínűséggel a mágneses térben gyorsuló elektronok 33 szinkrotron sugárzása, amit a detektált sugárzás spektrális összetétele, és a rádióhullámok nagyfokú polarizáltsága is igazolni

látszik. 12. képmelléklet Az Északi Poláris Hurok (NPS) képe 73,5 cm-es hullámhosszon (408 MHz, rádió) 5. táblázat A „statikus Tejútrendszer” legnagyobb formátumú alrendszerei tulajdonságainak összefoglalása „LAPOS” ALAKZATOK 10 Össztömeg (10 MNap) 25 Összluminozitás (1010 LB,Nap) 27 Semleges gáz 0,5 26 - Vékony korong 6 1,8 Vastag korong 0,2 – 0,4 0,02 M / LB Átmérő (kpc) Anyageloszlás típusa 50 3,3 50 10 – 20 50 e -hz / z e -hz / z e -hz / z Skálamagasság (kpc) 0,16 0,325 28 1,4 Sebességdiszperzió σω (km/s) Fémtartalom [Fe/H] Kor (milliárd év) 29 5 20 60 > +0,1 0 – 17 -0,5 – +0,3 < 12 -1,6 – -0,4 14 – 17 25 R = 230 kpc –en belüli teljes tömeg meghaladhat 1,3 x 1012 MNap értéket is 26 Mpor / Mgáz ~ 0,007 27 A Tejútrendszer teljes luminozitása LB, teljes= 2,3 + 0,6 x 1010 LB, Nap ; Lbol, teljes= 3,6 x 1010 LNap (30% IR-ben) 28 A „fiatal” vékony korong skálamagassága csak 50 pc .

29 Az adott formációkhoz tartozó objektumok kora bizonytalan. 34 „SZFEROIDÁLIS” ALAKZATOK 10 Össztömeg (10 MNap) Összluminozitás (1010 LB,Nap) M / LB Átmérő (kpc) Anyageloszlás típusa Skálamagasság (kpc) Sebességdiszperzió σω (km/s) Fémtartalom [Fe/H] Kor (milliárd év) Központi dudor 1 0,3 3 2 Oszlop? 0,4 120 -1 – +1 10 – 17 csillag-halo 0,1 0,1 ~1 100 sötétanyag-halo 55 0 > 200 r -3,5 (a2 + r2)-1 2,8 pre-Galaktikus? 3 90 -4,5 – -0,5 14 – 17 3. A „statikus Tejútrendszer” felülnézetben – a spirális struktúra Mint a bevezetőben említettük, habár a 19. szd eleje óta számtalan spirális alakú ködöt találtak a nagy távcsövekkel – mégis, saját rendszerünk spirális mivoltáról csak a rádiócsillagászat eszközeivel, a 20. szd második felében sikerült fellebbenteni a fátylat E pontig szándékosan kerültük a spirális elrendezés taglalását, hogy magukra az anyagi tulajdonságokra, és „statikus”

eloszlásukra koncentráljon az olvasó. Az, hogy a Tejútrendszer építőkövei a fősíkban nem homogén eloszlásúak, hanem feltekeredett kétkarú spirált rajzolnak ki – olyan jelentőségű, hogy érdemes volt egy külön részt szentelni e ténynek. Másrészt a téma feldolgozása már átvisz a „dinamikus” Tejútrendszer-képbe, hisz létének kulcsa, és magyarázata is a mozgásokban van – lényege a rendszer gravitációs és kinematikus tulajdonságai tükrében érthető meg. E ponton most először az eddigiekhez hasonlóan a „pillanatfelvétel”-en látható mintázatot ismertetjük. Annak felismerése, hogy nem 4, vagy több karú (S típusú) galaxis a szülőotthonunk, hanem egy kétkarú „küllős” (SB típusú) galaxis, az a legutóbbi évek egyik legmegdöbbentőbb felfedezéseinek egyike! 35 21. ábra A Tejútrendszer fősíkjára merőleges nézete, a galaktikus É-i pólus felől (CrB) Ahol szaggatott vonal van: az adott spirálkar

feltételezett folytatódása. A sötét körök: a legnagyobb, jól kimért HII felhők elhelyezkedését jelzik Tehát a jelenlegi elképzelés szerint egy, a centrumot is tartalmazó oszlop (küllő) két végéről indul a két fő kar: a korábban 3 kpc-es karnak nevezett (és amely folytatása a Perseus kar), valamint a Centaurus-Scutum kar (helyenként Crux-Scutum karnak is nevezik). Gyengébben fejlett kar-maradványok, amelyeknek mind fizikális mind fejlődéstörténeti szempontból értett „eredete” tisztázásra vár, de valószínűleg nincsenek kapcsolatban a küllővel: a CarinaSagittarius és a Norma-kar. Napunk egy kis kar-maradványban, csillagok és csillagközi anyag egy lokális áramlatában található, amit általában Orion-spur –nak (Orion „nyomvonal”-nak) neveznek. A spirálkarokban sűrűsödik mind a csillagszerű mind a por és gáznemű anyag nagy része. A spirálkaroknak ugyanolyan jó nyomjelzői a T vagy OB asszociációk, vagy a fiatalabb

nyílthalmazok – mint a korábban említett HI és HII felhők, vagy molekulafelhők. 36 22. ábra A Tejútrendszer fősíkjára merőleges nézete, a galaktikus É-i pólus felől (a Nap középen) Az üres körök az asszociációkat, a sötét körök a fiatal nyílthalmazok helyét jelölik. A „0” jelű az Orion-spur, a „-1” a Carina-Sagittarius, „+1” a Perseus kar. Valamenynyire a külső- és a belső Centaurus-Scutum karra utaló objektumok is kivehetőek E ponton végre „megmozdítjuk” a Tejútrendszert, és korábbi statikus képünkbe „dinamikát” töltünk, ugyanis „eppur si muove” – kozmikus csillagvárosunk is egy bonyolult össztánc eredményeképpen nyeri el látható alakját. A nagy kérdés pedig úgy szól, hogy a csillagok és csillagközi anyag nagy felhői maguk képviselik-e ezt a spirális mintázatot, és mozgásukkal viszik magukkal a spirális mintázatot – vagy a kettő különbözik? És egyáltalán honnan ered, hogyan

alakult ki ez a mintázat? Mi az oka? Kimutatható, hogyha „merev” kapcsolatot tételeznénk fel a spirális mintázat és az azt kijelölő csillagok között, akkor már néhány körülfordulás után erősen feltekeredne a spirális alakzat, és rövidesen szétbomlana, eltűnne. Minthogy nem így van (Napunk távolságában a centrum körüli egy teljes keringés periódusideje kb. 250 millió év – viszont a legöregebb vékony korong-beli objektumok 8,8 + 1,7 milliárd évesek 30 ) – ezért nyilvánvaló, hogy két külön dologról van szó: a spirálkarok mintázatát „feltöltő” anyagok csak ideiglenesen tartózkodnak benne, előbb utóbb kikerülnek belőle, és mások veszik át a helyüket. 30 Tudvalévőleg Napunk is 4,5 milliárd éves, azaz már vagy 18 keringést élt meg létrejötte óta. 37 23. ábra A Tejútrendszer centrumától különböző távolságban, egyforma pályamenti sebességgel keringő A, B, C és D csillagok által kijelölt

mintázat alakulása az A csillag 1 keringése után (középső kép), majd 2 keringése után (jobb szélső kép). A (b) és (c) képek összehasonlításával szembetűnő a már 1 rotáció után is drasztikusan besűrűsödő spirál Még egy lehetséges magyarázat lehetne: miszerint talán a csillagközi mágneses tér tartja össze az „anyag-csöveket”. A mérések szerint azonban ez igen gyenge (fluxussűrűsége 10-9 T körül van), elképzelhetetlen, hogy össze tudja fogni a karokban lévő anyagmennyiséget. Ha felbecsüljük a Tejútrendszer terében szóba jöhető energiaformák energiasűrűségét, az alábbiakat kaphatjuk: 6. táblázat Energiasűrűségek a Tejútrendszerben ( x 10-19 J/cm3) Centrum körüli rotáció Mágneses mező Kozmikus sugárzás Elektromágneses sugárzás Intersztelláris anyag turbulens mozgása 1300,0 4,0 1,0 0,7 0,5 Tehát egyetlen lehetőségünk marad: el kell vetni a látható anyagformák és a spirálkarok egymáshoz

rögzítettségének elvét – ehelyett valamilyen, időben tovaterjedő, stabil mintázatú „állapot” (hullám-szerű zavar) által ideiglenesen összesűrített csillag és gáz-por anyag alakítja ki a megfigyelhető spirálkarokat. Ez az ún „sűrűséghullám” elmélet Szokásos hasonlat szerint az egy sávra csökkentett autópálya szakasz-, vagy forgalmas kereszteződés-, vagy egy baleseti helyszín környékén az autók száma ideiglenesen felszaporodik (igaz mindhárom esetben más-más hatás gerjeszti ezt a hatást), de a kritikus hely előtt és után is „fellazul” a forgalom, az autók átlagos távolsága megnő. Persze mindezek a példák csak 1 dimenzióban szemléltetik a jelenséget, míg a Tejútrendszernél (és más galaxisoknál is) ezek a „torlódási helyek” a síkban egy „logaritmikus” spirált rajzolnak ki – aminek oka egyelőre rejtve marad. 38 24. ábra A „logaritmikus spirál” polárkoordinátás kifejezése (a és b

önkényes racionális számok). A görbe érdekessége, hogy tetszőleges pontjában az érintő és az adott ponttól a centrumhoz húzott egyenes közötti hajlásszög (a spirál „dőlésszöge”) állandó, értéke: i Megfigyelési tény, hogy a spirálgalaxisok karjai spiráljának i dőlésszöge i = 10-40 fok között van, a Tejútrendszeré 12 fok. Továbbá egyelőre az sem világos, hogy van-e valamiféle időbeli fejlődési kapcsolódás a különböző mértékben nyitott vagy zárt spirálisú galaxisok között (mint ahogy Hubble sorba rendezte a klasszifikáció során őket): vajon idővel valóban összezárul-e (vagy éppen összeszűkül-e) a spirális mintázat, vagy fennmaradása alatt változatlan marad? Elsőként B. Lindblad (1895-1965) próbálta megmagyarázni ezt a jelenséget Tulajdonképpen az ő eredményeiben gyökerezik a sűrűséghullám-elmélet, bár az 1960-as évekig nem hozott a témában jelentős áttörést 31. A Tejútrendszer

rotációjának 1920-as években végzett vizsgálatai alapján a centrumtól különböző távolságra lévő tartományokra/alrendszerekre osztotta a Tejút korongjának terét, amely tartományokon belül a csillagok azonos, de más tartományoktól eltérő sebességgel, mindannyian azonos forgástengely és centrum körül keringenek. Megbecsülte a Nap környezetének rotációs sebességét, és a Tejútrendszer össztömegét. Munkája közvetlenül vezetett J. Oort (1900-1992) „differenciálisan rotáló” galaktikus elméletéhez. Végül CC Lin és F H Shu dolgozta ki részletesebben a ma leginkább elfogadott magyarázatot (1964). Eszerint a Tejútrendszer (és minden spirális galaxis) fénylő anyagának jellegzetes mintázata a csillagrendszer magja körül rotáló kvázi-stacionárius sűrűséghullám nyomán alakul ki. A sűrűséghullám az anyagsűrűség eloszlásának maximumaival esik egybe (amik egyúttal a gravitációs potenciál minimum-helyei is), itt

az anyag mozgása szükségképpen lelassul – így a Tejútrendszer-beli objektumok pályamenti sebessége a keringés során periodikusan ingadozik. 31 Ne felejtsük el, hogy valószínűleg azért, mert a spirális szerkezet addig még ismeretlen volt! 39 A létrejövő pályák két mozgás: egy nagyjából galaktocentrikus körmozgás (Ω(R) szögsebességgel) és χ(R) szögsebességű epiciklikus (adott R rádiuszú körön végigfutó középpontú ellipszis) mozgás eredői. Ezek értékei az R galaktocentrikus távolságban végbemenő szabad rezgőmozgások sajátfrekvenciáiként értelmezhetőek. 25. ábra A Lindblad-féle epiciklikus pályák, és rezonancia-helyek a sűrűséghullámmal együtt forgó koordinátarendszerben (torzított méretarányú ábra) – forrás: Marik: Csillagászat A mintázat belső és külső határai két rezonancia értékhez tartoznak: ahol a csillagok Ω(R) szögsebessége és a merevtestként rotálónak feltételezett

sűrűséghullám (centrumtól való távolságtól nem függő) ΩP szögsebessége az epiciklikus mozgás frekvenciájának felével tér el egymástól (Ω-ΩP = + χ/2 - ezek az ún. belső és külső Lindblad-rezonancia helyek) Természetesen szükségképpen lesz a két határ között egy olyan tartomány, ahol a két sebesség megegyezik, ez az ú.n „korotáció” övezete, az itt keringő csillagok, és csillagközi anyag a sűrűséghullámmal azonos sebességgel kering. Ettől bentebb a centrum felé, az anyag időről időre „utolér” egy spirálkart, majd lelassulva áthalad rajta, és kijutva belőle ismét felgyorsul. Kintebbi régiókban keringő objektumokat pedig időről időre a sűrűséghullám éri utol, majd hagyja le. Az egészhez egy helytálló Tejútrendszer-tömegeloszlási modellből kell kiindulni (Lin-ék az akkoriban ismert legjobbat, M. Schmidt modelljét vették alapul számításaikban 32 ) Egy kezdeti forgásszimmetrikus

sűrűségeloszláshoz hozzáadódó kicsiny sűrűségi zavar perturbációja által létrejövő időben változó sűrűségeloszlást a mechanika ide vonatkozó differenciál-egyenleteinek (a csillagok eloszlására a Liouville-egyenlet, kontinuitási egyenlet, Euler és Poisson egyenlet), valamint a gáz és por eloszlására a hidrodinamika egyenleteinek megoldásai adják. Kimutatható, hogy stacionárius megoldás csak 32 Ez a fősíkra merőleges egységnyi alapterületű oszlopokba foglalt anyagmennyiség fősíkra vetítéséből előálló µ(R) függvény formájában kezelhető. A Napunk távolságában értéke Schmidtnél: µ(RNap) = 114 MNap/pc-2 40 Ω− χ m < ΩP < Ω + χ m teljesülése esetén létezik (m a spirálkarok száma). Tehát spirálkarok a Tejútrendszerben (és más spirális galaxisban is) csak a centrumtól számított adott szélességű gyűrűben maradhatnak fenn tartósan. Ez m>2 értékekre igen keskeny, ezért nem

igazán meglepő, hogy Tejútrendszerünknek is, és a legtöbb spirálgalaxisnak két spirálkarja van. További karok, karívek csak a rezonancia-zónákon kívül létezhetnek, ahol Ω és χ már alig tér el egymástól, és a centrumtól mért távolsággal már alig (ill. igen lassan) változik Lin csoportja a spirális minta szögsebességére 13-14 km/s/kpc értéket, a belső Lindbladrezonancia rádiuszára 3 kpc-et, a „korotációs zóna” centrumtól mért távolságára 16-17 kpc-et kapott (a Nap helye náluk 10 kpc távolságban van). Később L S Marochnik és munkatársai a számítások során figyelembe veendő tömegeknél (a Tejútrendszer fentebb már taglalt alrendszereinek igen eltérő sebesség-diszperziója miatt) csak az I. populációs objektumok tömegeloszlását vették figyelembe 33 , és ezzel ΩP = 23+3 km/s/kpc értéket kaptak – amely sokkal jobban illeszkedik a megfigyelésekhez. A korotációs övezet náluk körülbelül a Nap centrumhoz

képest elfoglalt helyével esik egybe. Bármennyire is kedvezőek a feltételek a hatalmas kiterjedésű sűrűséghullám fennmaradásához, valamekkora energiadisszipációval mindig kell számolnunk. J H Oort és munkatársai 1972ben rámutattak, hogy ez a rezonancia tartományok térségében kb 1039 J/év, amit valaminek biztosítani kell, hogy ilyen hosszú időn keresztül fennmaradhasson a mintázat. Ennek az energiaveszteséget pótló mechanizmusnak az okait (forrását) a külső Lindblad-rezonancia esetében a Tejútrendszer legkülső térségeiben, a belső rezonancia tartomány tekintetében pedig nyilvánvalóan a centrum környékén kell keresni. A sűrűséghullám-elmélet érdekes következménye, hogy a spirális alakú gravitációs potenciálgödörbe hulló intersztelláris anyag szükségképpen valamilyen mértékben össze is nyomódik, ezzel segítve a csillagképződés feltételeit – mintegy gerjesztve azt. Könnyebben és több helyen el tudják érni

a por-gáz komplexumok a kritikus sűrűséget, így számtalan helyen megindul a kontrakció 34. Talán emiatt is van, hogy döntően a spirálkarokban folyik csillagkeletkezés A Tejútrendszer és más galaxisok spirálkarjainak feltűnő, kontrasztos képét a bennük lévő nagy számú, nagy luminozitású fiatal forró csillagok tömege alakítja ki – míg a korongban nagyjából egyenletesen, a spirálkarok között is eloszló halvány, öreg törpe csillagok tömege által időegység alatt kisugárzott fénymennyiség messze elmarad ettől. Végül megjegyzendő, hogy az általánosan elfogadott sűrűséghullám-elméletnek is vannak még tisztázatlan kérdései, és mellette léteznek konkurrens elméletek is a spirális mintázat magyarázatára (pl. a csillagkeletkezési helyek sztochasztikus tovaterjedésén alapuló elmélet), de ezek egyelőre több sokkal több problémával küzdenek, mint a Lin-elmélet. 4. A Tejútrendszer szívében – a centrum és

környéke Ez a Nap környeztében a Schmidt-féle modell értékénél lényegesen kisebb: µ(RNap) = 40 MNap/pc-2 34 Ennek mértékét nem valami szörnyen nagynak kell elképzelni! Pusztán mintegy 10%-nyi. Ez azonban elég lehet az amúgy is a kritikus sűrűség közelében lévő felhő-csomósodások kritikus sűrűség fölé jutásához, és a kaszkádszerű csillagképződési hullám beindulásához! 33 41 A Tejútrendszerünkhöz hasonló, távoli galaxisok világító tömegének eloszlását ugyan jól szemügyre tudjuk venni – közismert, hogy többnyire fényes, kompakt magjuk/magkörnyéki régiójuk van – azonban a titkok mélyére esetükben az irdatlan távolságok miatti elégtelen szögfelbontás miatt nem hatolhatunk. Saját csillagrendszerünk centruma ugyan jóval közelebb van hozzánk, azonban ezt pedig a por és gázfelhők szövevénye takarja el. Ezen a legutóbbi időkig csak korlátozottan, rádió tartományban tudtunk áthatolni. A

centrum-környéki régiók mélyére ereszkedés első lépcsőfoka a 3 kpc-es kar. Ez felőlünk nézve gyűrű-szerűen övezi a centrális vidéket – van egy felénk eső íve, és egy túlsó íve is. Alapvetően semleges H gáz alkotja, ami szintén részt vesz a Tejútrendszer középpontja körüli rotációban – azonban emellett 53 km/s radiális sebességgel távolodik is a magtól kifelé. A rejtélyes, nemrég felfedezett „küllő” még ezeken belül található. A 3kpc-es kar tőlünk átellenes oldalán, közte és a centrum között fedeztek fel szintén rádiótávcsövekkel egy gyorsan távolodó ívet, amely 135 km/s sebességgel távolodik. A következő lépcsőfok a 3 kpc-es karon belüli „magbeli korong”, amely egy gyorsan forgó, ellapult gázfelhő, nagyjából 1-1,5 kpc külső átmérővel. Ebben a centrális, 0,8x1,5 kpc-es ellipszoidális térrészben kb. 10 milliárd csillag található, és ezen felül kb 10 millió Naptömegnyi gázdiszk,

amely belül kb. 80 pc-, kívül 250 pc vastag Belsejében egy kb 75 pc átmérőjű tórusz alakú molekuláris gázgyűrű található, amely középtengelye kb. 270 pc-re van a centrumtól. Ez a gyűrű szintén kifelé tágul, mintegy 130 km/s sebességgel, és egyúttal rotál a centrum körül 50 km/s sebességgel. Ez egyben az eddig ismert legnagyobb molekulakomplexum! Egzotikus molekulákat nemigen találni benne, túlnyomó részben H2 alkotja. 26. ábra A Tejútrendszer centrum körüli sűrű térségének vázlatos felépítése (oldalnézet) A legbelső tartományt a centrum közvetlen környékének nagy tömegű, fiatal, forró csillagainak UV sugárzása ionizálja (ld. a 23 ábrán a középső világos színű, HII feliratú részt) Különös érdekesség, hogy a centrum körüli, viharos mozgásoktól átszőtt tartományokban is folyik (ill. legalábbis a kozmikus léptékű közelmúltban még folyt) csillagkeletkezés! Ezen belül jó 100 pc-en keresztül

„üres”, csillagközi anyaggal nem kitöltött térrész következik. 42 27. ábra A Tejútrendszer centrum közeli üres térség vázlatos felépítése (oldal+felülnézet) A legbelső 150 pc sugarú térrész mélyén található az égbolt egyik legintenzívebb emissziós rádióforrása, a Sagittarius A (Sgr-A), ami valójában három forrásból tevődik össze: a közel pontszerű A komponenstől keletebbre fekvő nem-termális eredetű és a nyugatabbra fekvő termális forrásból. Valószínűleg ezek sem szeparált felhőtömegek, hanem egy „legbelső gyűrű” részei, amely 60 km/s sebességgel vesz részt a centrum körüli rotációban. A gyűrű egyes részei OH molekuláris, ill. HI és HII területek A Chandra röntgen űrtávcsővel készült felvételek alapján nagyjából 10 ezer évvel ezelőtt a centrális régióban bekövetkezett szupernova robbanás maradványai lehetnek. 43 13. képmelléklet A Sgr-A környezete a Chandra űrtávcső

felvételén (1999-2009 között készült 43 felvétel alapján). A színezés a sugárzás energiájával kapcsolatos: vörös: 2-3,3 keV, zöld: 3,3-4,7 keV, kék: 4,7-8 keV. A kép látómezeje a centrum távolságában kb 110 fényév A Sgr A igen kompakt forrás. Interferométerként összekapcsolt rádiótávcsövekkel 0,002 ívmásodpercnél is kisebb kiterjedésűnek mérték, ami a 25-26 ezer fényévnyi távolságból (ahonnan mi szemléljük) csupán 2 fényórányi kiterjedést jelent (ez a Naprendszerünkbe helyezve alig a Jupiter-Szaturnusz pálya közötti méretű térrészt ölel fel). Bár a rádiótávcsövek igen hasznosak voltak a centrális térség tanulmányozásában, a centrum „végső” titkát mégsem ezekkel sikerült feltárni. Annyi azonban a megfigyelt centrum-közeli gyűrűk rotációs sebességei radiális csökkenésének Kepler-féle mozgásként történő értelmezéséből is kiderült: a centrumtól a molekuláris gyűrűig terjedő

térségben összesen 6 millió Naptömegnyi anyagmennyiségnek kell lenni. Ez oszlik szét a belső térség különféle objektumai között, és ha azokat számba tudnánk venni, megkapnánk a Sgr A alig kétmilliárd km-es térségébe zsúfolódó tömeg értékét. A megoldás mégsem így adódik, hanem a technika fejlődésével direkt meghatározás is lehetővé vált, így a feladat megfordult: a Sgr A újonnan megállapított tömegének meghatározásából a belső térség más módon csak pontatlanul meghatározható tömegeire tudunk következtetni. A megoldást az infravörös távcsövek hozták, ugyanis amint korábban is 44 említettük: a Tejútrendszer fősíkjában elterülő portömegek fényszórása a távolabbi IR hullámhosszakat alig okoz fénycsökkenést. Így a centrum-közeli szűk tartományban a rádiósugárzáson kívül még infravörös hullámhosszakon is láthatunk és fel is bonthatunk szeparált forrásokat. Ezek egy része

természetesen a már eddig említett HII régióknak felel meg, más részük a por által re-emittált rövidebb hullámhosszú elektromágneses sugárzás, végül pedig: természetesen nagyszámú, idezsúfolódott csillagoknak a csillagközi térben távcsövünkig megtett hosszú úton szétszóródott fényének eltorzult maradéka. Ezek a legutóbbi időkig, az adaptív optikával ellátott IR leképezésig csak összemosódott foltként voltak felbonthatóak, az elmúlt 10 évben azonban sikeres kísérletet tettek nemcsak azonosításukra, de centrum körüli asztrometriai pályájuk meghatározására is. Közelítőleg, egyszerű kepleri kéttest-problémaként értelmezve az egyes csillagok kimért keringési idejét, és vetületi ellipsziseikből meghatározott fél nagytengelyeinek nagyságát – sikerült megbecsülni a vonzó centrum tömegét. Erre 2,87 + 0,15 106 Naptömeg adódott. Ez a 2003-ban publikált eredmény a csillagászati észleléstechnika egyik

csúcseredménye (T. Ott és tsai) 14. képmelléklet A Tejútrendszer legbelső 0,1 fényévnyi tartományának óriáscsillagai pályájának adaptív optika segítségével kb. 10 év alatt megfigyelt ívei (kiegészítve a 2011-re várható szakaszokkal). Jól látható, hogy ezen idő alatt csak a legbelső S0-2 jelű csillag fejezett be egy teljes keringést. Könnyen rámondjuk, hogy ilyen kis térrészben ekkora tömeg fekete lyuk kell, hogy legyen, azonban a tudomány működésének elvei alapján ettől még ódzkodnunk kell: további lehetőségek is rendelkezésre állnak, más, kevéssé ismert anyagformák is előfordulhatnak – pl. 45 bozoncsillag, fermiongömb, sűrű magvú speciális halmaz is lehetséges. Persze a fekete lyukakra vonatkozó jelenlegi elképzeléseinknek megfeleltethető események is mutatják magukat: pl. 2001-ben a Chandra űrtávcső a Sgr A olyan röntgenkitörését észlelte, amely során néhány perc alatt sokszorosára nőtt a

röntgenfluxus, majd órák múlva az eredeti értékre állt vissza. Valószínűsíthetően a fekete lyukba spirálozó anyag által formált akkréciós korongba ekkor behullt, a becsapódáskor többmillió fokosra hevült anyag termikus sugárzása ért el hozzánk. Ha fekete lyuk, bizonyosan nem egy egykori hagyományos csillag végső kollapszusának terméke (de talán még a hiányzó III. populációs egykori hipercsillagok sem voltak ekkorák), hacsak több millió naptömegnyi anyagot be nem gyűjtött környezetéből a Tejútrendszer fejlődésének első néhány millió éve során. További tisztázásra váró kérdések még a centrumban és közvetlen környékén megfigyelhető asztrofizikai folyamatok, és különös módon még ebben a nagy energiákkal jellemzett térségben is tettenérhető a csillagkeletkezés tényének magyarázata, becsülhető zajlásának üteme. 1999-ben a HST infravörös kamerájával, a centrumtól alig 100 fényévnyire (30 pc-ra)

két igen nagy tömegű, fiatal nyílthalmazt fedeztek fel, amelyek korára 2 ill. 4 millió év adódott Tehát csillagkeletkezés a kozmikus időskálán mért közelmúltban is történt itt, noha a centrum körül nagy sebességgel keringő-, és még nagyobb sebességgel kifelé áramló gáztömegben nehéz elképzelni azt, hogy a viszonylag hosszú idejűnek gondolt, nyugalmasabb mozgásokat igénylő csillaggá alakulás számára megfelelőek legyenek a feltételek. Ezen felül további érdekesség, ami még inkább megnehezíti a helyzet tisztázását: a két halmaz átlagos kiterjedésű, ennek ellenére össztömegük mintegy tízszerese a Tejútrendszer távolabbi térségeiben található halmazokénak – és tagjaik között feltűnően sok az extrém nagy tömegű (100 Naptömeget is meghaladó) csillag (a két halmazban összesen mintegy 10 ilyen csillagot találtak eddig) 35. 5. A Tejútrendszer küllője Csillagrendszerünk legkevésbé ismert és legkevésbé

értett alakzata a centrális küllő, amely a középpontot szeli keresztül kb. 15000 fényév (4,6 kpc) hosszan Az oszlop-szerű tartomány szélessége-magassága 5-7.000 fényév (1,5-2,3 kpc) Korát tekintve annyi bizonyos, hogy nem Tejútrendszerünk legidősebb csillagaival egy időben, hanem jóval később jöhetett létre. Jelenlegi ismeretünk szerint a benne lévő anyagformák közös tulajdonsága, hogy itt „merev test”-ként keringenek a mag körül, azaz a küllő anyaga .nem cserélődik az idő során, ellentétben a spirálkarokéval. Ezért (is) itt relatíve több idősebb csillagot találunk, színe vörösebb a spirálkarokhoz képest. A spirálkarok a küllő végeinél erednek, de kapcsolatuknak sem morfológiai sem genetikai részletei nem világosak még. A küllő keleti nyúlványa van közelebb hozzánk, míg nyugati darabja a centrális területek mögött (lenne) látható. Hossztengelye a Napunktól a centrumhoz húzott egyenessel 44 + 10 fokot

zár be. Valószínűleg ez azonos az oldalnézetben látható „bulge”-dzsal, azaz „dudor”-ral, és eszerint a hossztengelytől eltérő irányokban különböző lapultságú ellipszoidális alakúnak mutatkozik. 35 Egyikükben, az „Arches” névre keresztelt halmaz centruma környékén 150 db O-csillagot találtak. A halmaz magjának sűrűsége 300.000 MNap Az Arches kb 10000 tagot számlál alig 1 fényévnyi átmérőjű térrészben, és távolsága a centrumtól mindössze 25 pc, ami ebben a távolságban alig 10 ívperc szögtávolságot jelent. A másik halmaz a „Quintuplet”, amely kb. 4 millió éves, és ugyan csak kb 10000 MNap össztömegű, azonban ebben találjuk a jelenleg ismert legnagyobb tömegű csillagot is, a „Pisztoly-csillag”-ot. Ha nem lenne csillagközi fényelnyelés, még ebből az irdatlan távolságból is 4 mg-ós csillagnak látszana az égbolton – ugyanis több, mint egymilliószor fényesebb a Napnál. Csak az a tömeg, amit egy

4-6000 évvel ezelőtti gigantikus kitörése során kidobott magából, az eléri a 10 Naptömeget! Csillagszele Napunkénak 10 milliárdszorosa! Valószínűleg 1-2 millió éven belül hipernóva vagy szupernóva robbanás folyamán fejezi majd be életét. 46 A „dinamikus Tejútrendszer” A Tejút különböző tartományainak mozgásának legjobb markerei (jelzői) a csillagok. Térbeli sebességük méréstechnikai szempontból két komponensre bomlik fel: egy relatíve könnyen mérhető látóirányú tagra (radiális sebesség, jele vrad) és egy arra merőlegesre (sajátmozgás), amely a használt koordinátarendszerben még két összetevőre bomlik tovább (pl. ekvatoriális koordináta-rendszerben µRA vagy µα és µDEC vagy µδ). Ez a vektoriális felbontás a Nap környezetében a sajátmozgások és radiális sebességek érdekes, jellegzetes térbeli eloszlását eredményezi (ld. 28 ábra) Az ábra bal oldalára pillantva nyilvánvalóvá válik, hogy a

centrum irányában, és azzal ellentétesen (l=0 és l=180o) a csillagok látóirányunkba eső radiális sebességkomponense zérus. Ezeken a helyeken a pályamenti sebességek teljes értéke a látóirányunkra merőleges – sajátmozgásként látszik. Amennyiben a centrumtól való távolság függvényében eltérő sajátmozgásokat mérünk, „differenciális rotáció”-ról beszélhetünk. Az is világos a 28. ábráról, hogy a nagyjából a Napunkkal azonos pályán keringő (a centrumtól velünk azonos távolságban lévő) csillagokra ismét zérus körüli radiális sebességeket mérhetünk, mivel l<90 és l>270 irányokban látszó csillagok pályamenti sebessége a Napunkéval azonos. A köztes tartományokban pedig valahol pozitív vagy negatív értékű maximumot elérő, nagyjából szinuszgörbe szerint változó értékeket mérhetünk (ld. 28 ábra jobb oldali grafikonját). Ugyanez érvényes – a már fentebb említett okból 90 fokos

eltolódással – a sajátmozgás értékekre. 28. ábra A sajátmozgások és radiális sebességek égi eloszlásának magyarázatához Természetesen a térbeli feltérképezéshez a távolságokat perdöntő fontosságú ismerni. Ennek hiányos, ill. pontatlan ismeretében a sajátmozgás kettős hulláma nehezebben kimérhető mintázat az égbolton, mint a radiális sebességé (amit jóval pontosabban tudunk mérni, még nagyobb távolságokból is). 47 29. ábra Az égbolt B és A típusú csillagai sajátmozgásának mintázata (galaktikus koordinátarendszerben, +200.000 év alatt bekövetkező mozgások ábrázolásával) Viszonylag egyszerű méréstechnikával (az éves parallaxis mérésével) párszáz parsec-es térségben mérhetjük ki a csillagok tőlünk mért távolságát, minthogy azonban a Napunk centrumtól mért távolsága csak kb. 5% pontossággal ismert, ezért a „galaktikus koordinátarendszer”-ben értelmezett pozíciókat még ez is terheli.

Így igazán átfogó megállapításokat a HIPPARCOS műhold missziójáig nemigen lehetett tenni, és még ennek eredményeként is csak Napunk Tejútrendszer-beli közvetlen környezetét sikerült pontosan feltárni 36. A sajátmozgások és radiális sebességek elemzése során tucatnyi olyan szembeszökő csillagcsoportot találtak, amelyek a térben azonos irányban, azonos sebességgel mozognak, és további tulajdonságaik elemzése is nagyfokú hasonlóságot mutatott ki (hibahatáron belül asztrofizikai skálán azonosnak mondható kor, fémtartalom, stb.) Ilyenek találhatóak pl az Alfa Per, Beta Pic, Zeta Her, AB Dor, vagy a Castor környékén. Ezek az ún „mozgási halmazok”. A legrégebben felfedezett ilyen halmaz a Hyadok csoport (1869, R A Proctor) Ez egy kb. 625 millió éves nyílthalmaz, amely igazából csak közelsége (151 fényév) miatt nem tűnik szembeötlőnek, távolabbi társaihoz hasonlónak. Azonban számtalan más, azóta felfedezett mozgási

halmaz között találhatunk inkább asszociációnak tekinthető, kisszámú tagot számláló, felbomlóban lévő csoportosulást, ill. távolabbi „normál” nyílthalmazt, amelynek a korong ill. a küllő árapály erejének betudhatóan épp folyamatban lévő szétesését láthatjuk, már alig kimutatható maggal. Némelyek körül (szintén a mozgások elemzésével) a kilökődött, távozó tagok is azonosíthatóak. Szintén ide sorolhatóak az „áramlatok” is, amelyek egy gömbhalmazból, ill. környező törpegalaxisokból kiszakított, együttmozgó láncolatok 36 A HIPPARCOS asztrometriai műhold 1989-1993 között működött, és a mérései nyomán létrehozott katalógusba több, mint 118.000 csillag égi pozícióját mérte ki 1-3 milli-ívmásodperc közötti pontossággal A katalógus mV= 7,3 magnitúdóig tekinthető teljesnek. 48 30. ábra A Hyadok mozgási halmaz sokat idézett ábrája (a térben nagyjából párhuzamos sebességvektorokkal

jellemzett mozgású csillagok a perspektíva miatt egy ú.n sorozó-pont felé összetartani látszanak tőlünk nézve). Az igazi komoly áttörésnek a szakma által Messiásként várt Gaia ígérkezik (felbocsátás kb. 2012-ben várható) , amely a Tejútrendszer csillagai 10%-ának fogja az asztrometriai jellemzőit felmérni 37. Ekkor fog feltárulni előttünk a Tejút igazi arca A Gaia előtti időnk legelfogadottabb eredményei szerint Napunk jelenleg kissé (max. 100 fényévnyire) a fősík fölött található, és mozgásának fősíkra merőleges sebesség-komponense 7 km/sec . Mozgásirányunk fősíkra merőlegesen levetített komponensének hajlásszöge a centrum irányára kb. 60 fok Jelenlegi apexünk (a Naprendszer tömegközéppontjának mozgási iránya a környező térséghez képest) a Hercules csillagkép Vega irányába eső határa közelében van 38 . 37 A tervek szerint a 450 millió EUR költségű projekt során a műhold mV=20 mg-ig 0,2

milli-ívmásodperc-, 15 mg-ig 0,02 milli-ívmásodperc pontosságú pozícióméréseket fog végezni. Kb egymilliárd csillagot mér meg, ezzel a Tejútrendszer minden eddiginél pontosabb 3D térképét felrajzolva. 38 Ekvatoriális koordinátákban: RA 18h 28m 0s DEC +30° (galaktikus koordinátákban l = 56.24° , b = 2254° ) a vizuális megfigyelések alapján, RA 18h 03m 50.2s DEC +30° 00′ 168″ ( l = 5887° , b = 1772° ) a rádió tartományú mérésekből. Az ellentétes irány, az anti-apex, azaz röviden: antapex a Procyon közelében, a ζ CMi irányába esik. Sebességünk az apex irányába 16,5 km/sec Ez nem keverendő össze a Nap Tejút-beli pályamozgásának sebességével! Naprendszerünk apex irányú relatív mozgása a Napunk kozmikus környezete által (véletlenszerű mozgásaik kiátlagolásával) kijelölhető helyi nyugalmi rendszerhez (LSR, Local Standard of Rest) képest értelmezett. Az LSR a Tejútrendszer legtávolabbi objektumai és a centruma

által kijelölt rendszerhez képesti mozgásához hozzáadva a Naprendszer relatív mozgását - kapjuk meg a Tejútrendszerbeli mozgásunk értékét. 49 15. képmelléklet A Nap és környezetének mozgása Még egy jó ideig távolodunk majd a fősíktól. Kb 14 millió év múlva egészen „komoly” szögből tudunk rálátni majd a centrumra, kiemelkedve legalábbis a legsűrűbb porfelhők kilátást akadályozó tömegéből. Aztán utána újra belemerülünk Egy centrum körüli keringés során 2,53 ilyen hullámot ír le Napunk (ld 25 ábrát), és mindeközben a Centrumtól mért távolságunk is változik (nagyon enyhén lapult pályán, melynek excentricitás kisebb, mint 0,1), bár az más (kb. 170 millió éves) periódusidővel. 31. ábra A Nap Tejútrendszer-beli pályája (jellegében hasonló a környezete többi csillagáéhoz) Ennek különös jelentősége lehet a földi élet tekintetében – csakúgy, mint magának a térbeli elhelyezkedésünknek.

Szokásos megállapítás, hogy Napunk bolygóival a Tejútrendszer „életre alkalmas” zónájában található. Lévén ebben a távolságban már az extrém nagy tömegű 50 csillagok átlagos térbeli sűrűsége olyan kicsi, hogy az élet kialakulását, fejlődését nem veszélyezteti túl gyakran egy-egy szupernova robbanás nyomában járó gamma-sugárzás, másrészt a korotációs zóna közelében nagyon ritkán fordul elő, hogy sűrű porfelhőkbe merülne bele a Naprendszer. Ilyenkor ugyanis lecsökken a Nap és a Föld közötti térrész átlátszósága, drasztikusan lecsökken a Földet elérő energiaáram, amiből az élet táplálkozik. Ennek hatásárra az átlaghőmérséklet több fokot is képes csökkenni, egészen addig az ideig, amíg ki nem kerül ismét a Naprendszer a sűrű porrétegből. Kiemelkedve a fősíkból viszont más veszéllyel jár: a kozmikus sugárzások akadálytalanabbul érhetik el Földünket, ami a felhőképződésre is

hatással van. Minthogy a fentebb bemutatottak szerint Napunk kb 5-6 alkalommal metszi át egy keringés során a fősíkot, és centrum körüli teljes keringésének periódusideje 225-250 millió év, így ha minden átmetszéskor sűrű porba merülne, akkor 36-46 millió évenként következne be a „kozmikus eredetű jégkorszak” – ezt pedig tovább színezi a kozmikus sugárzás becsülhető erősségének változása. Persze várhatóan mindezen hatások intenzitása/hatékonysága sem mindig egyforma, hisz a por és gázanyag mozgása és eloszlása miatt időnként ritkább, máskor sűrűbb térrészekkel találkozhatunk. Imígyen az is fontos tényező, hogy mennyire tér el mozgásunk a sűrűséghullám rotációs sebességétől – azazhogy: pontosan a korotációs övben vagyunk, vagy attól közelebb avagy távolabb a centrum felé. Jelenlegi modellek szerint tőlünk kissé (300 pc-re) kintebb található a korotációs öv, és így Napunk egy kicsit gyorsabb a

spirális mintázat forgássebességénél (pályamenti, tangenciális sebességünk: mérésekből 212-220 km/sec köztinek adódik). A geológusok és zoológusok által feltárt nagy kihalási időszakok eléggé egybeesnek az említett két hatás kombinálásából csillagászok által számolt időszakokkal. 7. táblázat A földtörténeti kihalási hullámok időbeli eloszlása, és kozmikus eredetének bizonyítéka Időszak és kor A kihalási csúcs mért időpontja (millió év) A 26 millió éves ciklus (Nemezis-elmélet) által jósolt A 30 millió éves ciklus (galaktikus „oszcilláció”) által jósolt és a megfigyelthez legközelebbi csúcs időpontja Harmadidőszak Középső Miocén Késői eocén Kréta Maastrichti Cenománi Hauterivi 11,3 38 13 39 5 35 65 91 125 65 91 117 65 95 125 144 163 175 194 143 169 169 195 155 155 185 185 Jura Titóni Kallóvi Bajóci Pliensbachi 51 Triász Nóriai Olenekiáni 219 243 221 247 215 245 248 247

245 Perm Dzsulfiai Forrás: D. M Raup és J J Sepkoski Jr: 1984, Proc Nat Acad Sci Vol 81, 801-805 old A csillagok és halmazok (tömegközéppontjainak) mozgása a Napunk környezetében hasonló. A Tejútrendszer tömegeloszlásának köszönhetően két körmozgás eredőjeként (ld. fentebb, a spirálkar tárgyalásnál) epiciklikus pályákon mozognak. A Tejútrendszer távolabbi vidékein viszont egészen más jellegű, ezen felül a nagyobb alrendszerek (halmazok) pedig belső mozgásokkal is rendelkeznek, amely saját dinamikai fejlődés-történetet is enged sejtetni. Fontos lesz még a folytonos tömegeloszlású rendszerek mechanikájának ismert tétele, mi szerint szférikus tömegeloszlás esetén egy belső pont potenciálját csak a ponton belüli (tehát a tömegeloszlás tömegközéppontjához képest a tekintetbe vett pontnál közelebbi) tömegelemek határozzák meg (a külsők hatása tehát kiegyenlíti egymást). Így az adott belső pontban tartózkodó

tömegelem (csillag) létrejövő gyorsulásai (mozgása) is csak a tőle bentebb lévő tömegelemek hatásának összegétől függ. Továbbá az is bizonyítható, hogy mindaddig, amíg szférikus a tömegeloszlás 39 addig a tekintetbe vett tömegelemünkre ható erő (és így a tömegelem mozgása) azonos a tömegelemen belüli összes tömeg egyetlen pontban, a tömegközéppontban történő „begyűjtése” esetén eredményezett erővel. Amint azonban a tömegeloszlás kezd eltérni a gömbszimmetrikustól – megjelennek az „árapályerők”, és az eltérés mértékétől függő változások következnek be a kepleritől. Kis eltéréseknél még közelíthető az eredeti pálya egyes jellemzőinek időbeli változásával létrejövő, de még mindig az eredetihez hasonló pályával (ugyanolyan ellipszis, csak síkja forogni kezd, ill. a síkban maga az ellipszis előre forog – erősebb eltéréseknél akár a pálya lapultsága és fél nagytengelye is

változhat az idővel). Ha a Tejútrendszert legkisebb építőelemeire szednénk szét, és nem lennénk figyelemmel semmilyen magasabb rendű struktúrára, akkor látszólag „egyszerűsödne” a dolgunk, azonban minden egyes csillag mozgását külön figyelve esetenként elképesztő bonyolult görbék jönnének ki, amit analitikusan képtelenség lenne kezelni, ill. szemléletesen elképzelni Ezért jobban járunk, ha az olyan csillagokat amelyek egymáshoz sokkal (legalább egy nagyságrenddel) közelebb vannak, mint általában – hierarchikusan elkülönítjük a többiektől (mint fentebb már említettük: ezek az asszociációk, nyílt-, és gömbhalmazok). Mint önálló dinamikai rendszereket, ezeket a Tejútrendszer minden más alkotóelemétől elvonatkoztatva, saját tömegközéppontjukhoz rögzített koordinátarendszerükben vizsgálhatjuk. Így eljárva, már ismerős, egyszerű pályagörbéket kapunk (kúpszelet-pályákat, ill. ezek időben változó

alakjait) mind a tagok mozgására a tömegközépponthoz képest, mind a rendszer tömegközéppontjának a külső, nagy Tejútrendszerhez képest. Ezek egyszerűbb matematikai eszközökkel kezelhetőek, és áttekinthetőbbé teszik a képet. A rendszeren belül a kisebb méretek, és a Tejútrendszer belső tömegeihez képest jóval kisebb tömegek miatt sokkal rövidebb keringési idők jellemzik a tagok mozgását. Egy halo-beli, 10 fényévnyi kiterjedésű, 10000 Naptömegnyi tömegű halmazban a peremvidéki csillagokat 500.000 éves keringési idők jellemzik, míg maga a 39 Azaz: a térfogat-egységekben lévő tömeg mennyisége csak a tömegközépponttól mért sugárirányú távolságtól függ (bármilyen irányban nézzük, ugyanolyan távolságban ugyanakkora a sűrűség). 52 rendszer, egy átlagos 20.000 fényévnyi fél nagytengelyű pályát tekintve kb 580 millió év alatt kerüli meg egyszer a középpontot. 32. ábra A Tejútrendszer-beli halmazok

mozgása a centrum körül, és tagjaik mozgása a rendszer tömegközéppontja körül (eltúlzott arányokkal, csak szemléltetés kedvéért, egy korongbeli nyílthalmaz és egy halo-beli gömbhalmaz példája) Természetesen az ilyen, önálló, kisebb dinamikai rendszer tagjaira nem csak az egymás között ható (belső) erők fognak hatni, hanem a tömeggel rendelkező, rendszeren kívüli elemeké is (külső erők). De minthogy az imént említettek szerint a rendszer tagjai nagyságrendekkel közelebb vannak egymáshoz, mint a környező tömegelemekhez (csillagokhoz), a Newtoni tömegvonzás távolság négyzetével fordítottan arányos erőssége miatt ezek a külső erők legalább két nagyságrenddel kisebbek lesznek bármelyik tagra nézve, mint a belső erők. Ezért csak másodlagos hatást, az egyszerűsített tárgyalásnál kapott mozgásokhoz képest kis mértékű eltéréseket fognak okozni! Ezektől pedig első közelítésben el is tekinthetünk. Ezen az

elven, egyszerű megfontolással belátható, hogy a centrum közelében, valamint a központi dudorban és környékén közelítőleg Kepler-szerű (mindenféle inklinációjú, elnyúlt) pályán keringenek mind a magányos csillagok, mind a csillaghalmazok. Olyan nagy mennyiségű tömeg van a közelükben, de belül, hogy a szférikus tömegeloszláshoz képesti eltérések, amelyek „zavarokat”, eltéréseket okozhatnának a kepleri mozgásproblémához képest: kicsik, mert innen nagyon távol (túlnyomórészt a korongban) lévő tömegekről van szó. A halo-beli objektumok szintén keplerihez közeli, tetszőleges pályahajlású és lapultságú ellipsziseken mozognak. 53 33. ábra A Tejútrendszer központi dudorjában, és a haloban található csillagok és halmazok tömegközéppontjainak tipikus mozgása a centrum körül (csak 1-1 keringés minden objektum esetében, utána a pályasíkok és a nagytengelyek irányai különböző mértékben megváltoznak) A

halo-beli objektumok (többnyire gömbhalmazok) tömegközéppontja centrum körüli mozgásának fél nagytengelyei azonban általánosságban olyan nagyok, hogy ilyen léptékben már nem lehet gömbszimmetrikusnak tekinteni a Tejútrendszer tömegeloszlását, és így a mozgásuk messze fog esni az egyszerű kepleri esetektől! Analitikusan ilyen bonyolult feladatot nem-, vagy csak jelentős korlátozásokkal, egyszerűsítésekkel lehet kezelni – azonban numerikus módszerekkel szépen lehet tanulmányozni a létrejövő mozgást. Általánosságban azt mondhatjuk, hogy a szférikus szimmetriától ilyen erős eltérés esetén olyan erős perturbációkat szenved a pálya, hogy már egy keringési idő után sem ugyanoda tér vissza a tömegközéppont, azaz a pálya nem lesz többé „zárt”. A pályasíkon belül gyorsan előreforgó (rozetta-szerű képet rajzoló) ellipszisünk síkja is gyorsan forog, és még az inklináció is „billegni” fog. A legérdekesebb,

hogy a pálya fél nagytengelye oszcillál: két szélső érték között változik. A világban néhány kutatócsoport foglalkozik ilyen modellezéssel, eredményeikből mutatunk be egyet a mellékelt ábrán: 54 34. ábra Egy tipikus gömbhalmaz (NGC6397) tömegközéppontjának mozgása hosszú idő alatt (különböző síkokra vetítve: baloldalon a Tejútrendszer É-i pólusa felől, középen oldalnézetben, jobb oldalon pedig a mozgás során a centrumtól mért távolság, szintén oldalnézetben.) A halmazok belső dinamikai élete sem kevésbé érdekes! Minthogy ennél a problémánál is szembe találjuk magunkat a „kozmikus pillanatfelvétel” esetével, a belső mozgások feltárása leginkább numerikus modellezés útján lehetséges. Persze radiális sebességek mérése színképelemzési módszerekkel lehetséges – ebből pl. meghatározható a rendszer csillagainak „sebesség-diszperziója” – néhány halmaz esetében pedig adaptív optikával

segített leképezéssel még akár a halmaz középső részeiben lévő csillagok néhány év alatti elmozdulásai is kimutatható. Az utóbbi években napvilágot látott eredmények tükrében mind a nyílthalmazok, mind a gömbhalmazok belső szerkezetének vizsgálata végett elkülönítünk „halmaz mag”-ot, és „halo”t. Ezek térbeli csillagsűrűsége, és az ott található csillagok tömeg-eloszlása (tömegspektruma) igen jellemző, és a halmaz fejlődése során jellegzetes változásokon megy át. A csillagok jelentős része elnyúlt ellipszis-pályán kering a halmaz tömegközéppontja körül, élete során sok százszor keresztülhaladva a halmaz sűrűbb magján is. Bár ez a legtöbb halmaztagnál egyúttal a pálya pericentrum környéki részét is jelenti, ahol rövid ideig tartózkodik 40 – mégis fontos dinamikai események történhetnek a pályának ezen szakaszán! A csillagok nagy térbeli sűrűsége miatt gyakoriak a „kritikus

megközelítések”, és így itt megnövekszik a valószínűsége a befogásos eredetű kettőscsillag-keletkezésnek – vagy ha nem is jön létre szoros kettős, a megközelítés impulzus-cserével járhat. Ez pedig a kisebb tömegű csillagoknak a halmaz halojába történő-, ill. esetenként a halmazból való végleges eltávozásával járó „kiparittyázását” eredményezi. Ugyanezen folyamat másik következménye, hogy a nagyobb tömegű csillagok pedig még közelebb kerülnek a halmaz tömegközéppontjához. Így a halmazok általános fejlődési sora a tömeg-szeparációval együtt járó lassú mag-összehúzódás („felkeményedés”), és a halo-felhígulás, illetve a kisebb tömegű csillagok folyamatos (nagyjából egyenletes tempójú) távozása a halmazból (ezt nevezik a halmaz „párolgásá”-nak, „evaporáció”-jának). Tipikus példa a mag kollapszusán már túljutott fejlődési állapotú gömbhalmazra az NGC 6397 41. Természetesen

ez a vázlatos fejlődési kép a gömbhalmazoknál sokkal erőteljesebben jelentkezik, mint a nyílthalmazoknál (lévén ez utóbbiaknál még a magban is lényegesen kisebb 40 ennek oka az, hogy a területi sebességek törvénye értelmében igen gyorsan halad a pericentrum környékén Az NGC 6397 össztömege 89.000 Naptömeg, kora 13,4 + 0,8 milliárd év A Tejút centruma körüli keringési ideje 143 millió év, eközben max. 1,5 kpc távolra emelkedhet a fősík fölé 41 55 a csillagsűrűség). Találtak olyan gömbhalmazt (NGC 2298 42) amely valószínűleg csillagai 8085%-át is elvesztette már A tömegvesztés időskálája a kulcsfontosságú kérdés – természetesen a modellek nem adhatnak kisebb értéket, mint a ma megfigyelt átlagos gömbhalmaz korok, úgyhogy nem túl meglepő, hogy egyelőre T ~ 30 milliárd év körüli értékeket adnak a számítások. A tömegvesztés sebessége érthetően függ a halmaz induló össztömegétől (halmaztagok

számától). A nagyobb halmazok tömege lassabban fogy 35. ábra Különböző számú csillagot tartalmazó modell-gömbhalmazok kezdeti tömegének felére csökkenési időtartamának (thalf, millió évben) függése a csillagok kezdeti számától. W0 egy modell paraméter, ennek három különböző értékére futtatták le a modellezést. A halmazokban a szoros megközelítésekkel előálló kettőscsillagok létezése már eddig is sejthető volt, a „kék szökevények” (blue stragglers) néven régóta ismertek anyagot cserélő, kölcsönható kettős halmaztagok. A röntgen műholdak pedig lehetőséget adtak a szoros kettősökben történő hevesebb anyagátáramlások közvetlen kimutatására, és így az egyes halmazokban könnyen felbecsülhetővé vált a kettősök száma és térbeli eloszlása. Ezek első kísérletei (a Chandra űrobszervatórium által) nem várt módon ellentmondásos eredményt hoztak: a két hozzánk legközelebbi gömbhalmaz (az NGC

6397 és 6121) röntgenforrásainak száma a várt kettős-keletkezési aránnyal épp ellenkező módon sokkal többnek adódott az NGC 6397-re, mint az NGC 6121-re. Az ún „dinamikai” fejlettségi állapot egy másik időskálán értelmezendő: alkalmasint dinamikailag tekinthető előrehaladottabb állapotban lévőnek („idősebbnek”) egy olyan halmaz, amely csillagai életkora szerint még fiatalabb egy épp tekintetbe vett másik halmazhoz képest – ez az NGC 6397 és 6121 összehasonlításának esete. 42 Az NGC 2298 össztömege 51.000 Naptömeg, kora 12 milliárd év A Tejút centruma körüli keringési ideje 304 millió év, eközben max. 7 kpc távolra emelkedhet a fősík fölé 56 16. képmelléklet A 47 Tuc gömbhalmaz optikai képe, és a centrális vidékek röntgensugárzó objektumai a Chandra felvételén (kiemelt rész) – ezek valószínűleg kölcsönható szoros kettősök, és továbbá azonosak a halmaz „kék szökevényei”-vel A

dinamikai szimulációk során találtak olyan effektust is, amely lassítani képes a mag kontrakcióját: a nagyobb tömegű csillagok közeli találkozásai már létező kettőscsillagokkal gyorsítani képesek a nagy tömegű magányos csillagot, kissé nagyobb fél nagytengelyű pályára kényszerítve azt. Az is világos, hogy a halmazok Tejútrendszer-beli mozgásának is kihatása van a belső szerkezetre: a galaktikus centrum körüli keringések során történő korong-megközelítések jelentős árapály-effektussal járnak (a korong gömbszimmetrikustól lényegesen eltérő tömegeloszlása miatt), ami tovább gyorsítja a (főleg halmaz-halo-beli) csillagok elpárologtatását. Egyes becslések szerint az alacsonyabb galaktikus szélességeken mozgó halmazok (tehát a nyílthalmazok túlnyomó részének) esetében ez lehet a döntő oka a halmaztagok „elpárolgásá”-nak, és nem a belső okok. A korábban már említett „mozgási halmazok” nagy része a

korong árapály-ereje által szétszedett, felbomlott nyílthalmaz lehet, amelyek egykori összetartozását már csak a közös sebesség és az azonos kor árulja el. Az árapály hatásnak is sikerült nyomára jutni a gömbhalmazoknál is - közvetett módon. Az már korábban is ismert tény volt, hogy a gömbhalmazok nagy többsége nem teljesen gömb alakú, hanem egy enyhe lapultság jellemzi őket. Ellipticitásuk nagy általánosságban 0,07 + 0,04 43. De ennél komolyabb hatásokról is tanúbizonyságot tettek egyes megfigyelések! Kiemelendő példa az NGC 5466 árapály-nyúlványai, amelyek az égen 4 foknál is hosszabban nyúlnak el. Mindezt az SDSS égbolt-térképezési program adatainak neuron-hálózatos elemzésével sikerült kimutatni (a csillagoknak az NGC 5466 körüli térségben megfigyelhető eloszlásából). 43 Más galaxisokban erősebb árapály-kölcsönhatásokról tesznek tanúbizonyságot a gömbhalmazok. Alakjuk átlagos ellipticitása pl. az

Androméda-galaxisban: 0,09 + 0,04 , a Nagy Magellán Felhőben: 0,16 + 0,05 , és a Kis Magellán Felhőben: 0,19 + 0,06 . 57 36. ábra Az NGC 5466 gömbhalmaz árapály-nyúlványai (az SDSS alapján) A sötét anyag További fontos tényező, hogy amint folyamatosan távolodunk a centrumtól, újabb és újabb tömegek „kerülnek” belülre, és így jutnak szóhoz az éppen tekintetbe vett külsőbb tömegelemek mozgásának kialakításához. A Kepleri kéttest-probléma során kialakuló pályamenti sebesség: ⎛2 1⎞ v2 = µ ⋅ ⎜ − ⎟ ⎝r a⎠ ahol µ = G ⋅ (m + M ) a mozgás során állandó. M az m tömegelemen belüli összes (továbbra is gömbszimmetrikusnak feltételezett eloszlású) tömeg, G a gravitációs állandó, a a pálya fél nagytengelye, r a test pillanatnyi távolsága a tömegközéppontban lévő M tömegtől. Minthogy adott fél nagytengelyhez tartozó távolságban a sebességnek csak a nagysága számít, bármilyen iránya lehet

44 , ezért akár e=0 excentricitású-, azaz körpályákat is szemlélhetünk, és ezeken keresztül jobban meg fogjuk érteni a problémát. Ezeknél a=r a pálya minden pontjában – így az m tömegelemünk pályamenti sebessége ⎛2 1⎞ v = µ ⋅⎜ − ⎟ = ⎝r r⎠ µ r alakú lesz. Például vegyük a Naprendszert: olyan elenyésző tömegűek a bolygók, hogy amint kifele haladunk, a µ értékében foglalt M „belül lévő tömeg” mindenhol ugyanaz lesz – nagyjából a Nap tömegével egyenlő – így az egyre távolabbi bolygók pályamenti sebességei rohamosan egyre kisebbek lesznek. 44 más-más irányokban elindítva abban a távolságban a tömegelemet, csak a kialakuló mozgás pályájának az excentricitása fog változni, a fél nagytengelye mindegyiknek ugyanaz lesz 58 A Tejútrendszer esetében azonban a centrumtól távolodva olyan sok újabb tömeg kerül r’ távolságon belülre, hogy M értéke közel annyival nő meg, hogy a

négyzetgyök alatti hányados µ’ / r’ értéke ugyanaz lesz, mint r-nél. Így nagy távolságokon keresztül szinte ugyanazzal a pályamenti sebességekkel keringenek a csillagok és halmazok. Visszafele fejtve: ha valamilyen lépésközben feltérképezzük a v pályamenti sebességek v(r) eloszlását a centrumtól mért távolság függvényében, akkor vissza tudunk következtetni az adott r távolságon belüli tömegek mennyiségére (azaz megkapjuk a Tejútrendszer összes gravitáló tömegének M(r) eloszlását). A következő ábrán a központi dudor, a korong és a halo számba vehető, ismert anyagformáinak körültekintő becsléséből számolt tömegeloszlását látjuk: 37. ábra A Tejútrendszer eleddig alkalmazott tömegeloszlási modellje – komponensekre bontva. Fekete szaggatott vonal: a központi dudor; kék pontozott vonal: a 2 kpc vastagságig figyelembe vett korong; piros folytonos: a halo. Ezek együttes hatásából származó (elméleti)

pályamenti sebességek a centrumtól különböző távolságokban – kb. 2 kpc távolságig nagyjából egybeesnek a mérésekből származó tapasztalati értékekkel, de utána egyre erősebben eltérnek! 59 38. ábra A 32. ábra megfigyelhető tömeg-modelljéből számolt rotációs sebességek (fekete szaggatott vonal) összehasonlítása a megfigyelt értékekkel (piros folytonos görbe) Ez a mérés az alapja a mai napig ismeretlen természetű „sötét anyag” jelenléte feltételezésének! Tehát valami olyan anyagfajtáról van szó, ami semmilyen eddig alkalmazott méréstechnikával nem mutatható ki közvetlenül, de gravitál, azaz tömegvonzása révén befolyásolja a látható anyag mozgását. Eloszlása a fentebb már körvonalazott módon megbecsülhető, a pályamenti sebességek távolság-függéséből 45 visszaszámolható: 45 Ezt nevezzük röviden a Tejútrendszer „sebességprofiljá”-nak. 60 39. ábra A 33. ábrán bemutatott

„észlelt” rotációs sebességeknek megfeleltetett összes anyag (piros folytonos görbe), és az optikai észlelésekből számbavehető „látható” anyag radiális tömegeloszlása (fekete szaggatott vonal) Mibenlétére nézve felmerült, hogy valamilyen „gyengén kölcsönható” részecskék felhője (WIMP) lehet. Azóta is próbálkozások folynak, hogy pl a kozmikus sugárzásban kimutassák ezek nyomát, valamilyen kölcsönhatás formájában. Másik elképzelés az volt, hogy halvány barna törpék vagy kis fekete lyukak halo-beli tömegei – erre alapult a MACHO felmérés 46, azonban nem sikerült kimutatni kellő térbeli sűrűségben eloszló ilyen objektumokat. A program eredményeként kizárható 10-7 – 102 Naptömeg közötti tömegű bármilyen, barionos összetételű kompakt objektum-család léte a vizsgált irányban. Egyes legújabb feltételezések szerint Tejútrendszerünk (és más galaxisok) legelső csillag-generációja sötétanyag-ból

álló „sötét csillag”-okból álló lehetett. Más extragalaxisoknál – amelyek esetében egyáltalán ki lehetett ezt a jelenséget mérni, felbontható, fényes objektumok segítségével – ugyanilyen viselkedést tapasztaltak, tehát általánosnak tekinthető, hogy a spirálgalaxisok peremvidékén felgyülemlett óriási láthatatlan tömegek vannak, amelyek az esetek nagy általánosságában többszörösen meghaladják a „látható” anyag össztömegét. Tehát cikkünk végéhez közeledve, a cikk elején számbavett 46 A MACHO program elve az volt, hogy ha a Kis és Nagy Magellán Felhő irányában több csillagmezőt folyamatosan figyelünk, akkor a Tejútrendszer halójában mozgó, nem látható tömegek előbb-utóbb valamelyik távolabbi csillag látóvonalán fognak keresztül haladni, és akkor gravitációs lencseként hatva sebességüktől és méretüktől, tömegüktől függően egy meghatározott rövid ideig, jellegzetes „tüske”-szerű

jelalakú felfénylést okoznak majd a háttérobjektum fényében. 61 anyagleltárhoz egy olyan valamit kell hozzá illesztenünk, amely az összes eddig taglalt eloszlás és dinamikai színjáték jelentőségét eltörpíti, szinte lényegtelenné teszi. Mindaz, amit évszázadok óta tanulmányozni tudunk, egy sokkal nagyobb szerkezet „mellékes” velejárója. Kezdhetünk erőfeszítéseket tenni, hogy ezt a különös anyagformát jobban megismerjük: eloszlását, formációit feltárjuk, fejlődési törvényeit – és a látható anyaggal való kapcsolatát megértsük. Könnyen lehet, hogy ehhez újabb száz évekre lesz szükség Gigászi ütközések, árapály körtánc A kinematikai vizsgálatok a Tejútrendszer legkülönbözőbb vidékein találtak azon a tájékon szokásos sebességeknél lényegesen gyorsabban mozgó csillagokat, halmazokat. Ehhez még csillag-populációs problémák is napvilágra kerültek: pl. a halóban nem várt módon talált

semleges H felhők, fémben gazdag és/vagy fiatal csillagok, vagy pl. több gömbhalmazról derült ki, hogy több, igen eltérő korú csillagpopulációval rendelkezik. Ez utóbbi jelenségnek persze lehet olyan magyarázata is, hogy valóban felül kell vizsgálnunk a halmazok szigorúan vett „egyidejű” csillagkeletkezési elképzelését. Erre lehet példa az NGC6791, az eddig ismert legöregebb nyílthalmaz esete, ahol a fősorozat elfordulási pontja alapján becsült 8 milliárd éves kor mellett a halmaz-beli fehér törpék hűlési sora alapján két másik kor: 4 és 6 milliárd év adódott. Még ha a modelljeinkkel is lehet a baj, akkor is legalább két, minden szóba jöhető hibahatáron túli eltérő korban keletkezhettek a halmaz csillagai. Azóta több halmazra vonatkozó hasonló eredmény alapján azt sejtik, hogy legalábbis a nagyobb tömegű halmazok csillagai több hullámban keletkezhettek – az első generációs csillagok nagyobb tömegű

csillagainak életük végén szétszóródott anyaga egy második hullámot is gerjeszthetett pár százmillió év eltéréssel. A legnagyobbaknál esetleg még egy harmadikat is Azonban, az Omega Centauri gömbhalmaz belsejében megtalált kb. 40000 Naptömegnyi fekete lyuk léte a több csillag-generáció meglétével kombinálva már megerősítheti azt a tényt, hogy esetében nem szokásos gömbhalmazról van szó, hanem sokkal inkább egy korábban befogott törpegalaxisról, amely külső haloját és csillagközi anyagát a Tejút általi „bekebelezése”-kor elvesztette. A valódi csillaghalmazokban legfeljebb csillagszerű fekete lyuk(ak) jelentkezését várjuk, pl. a kiváló ellenpróbának tekinthető NGC 6397 és 47 Tuc gömbhalmazok belsejében a legutóbbi vizsgálatokból egyelőre jelenleg 1 ill. 2 ezer Naptömegnél nagyobb fekete lyuk léte zárható ki (ez alapján ténylegesen úgy jegyzik ezeket, mint amelyekben biztosan nincs nem-sztelláris eredetű

fekete lyuk a magban). Ez a probléma már kivezet a Tejútrendszerünkből: a rendszerünkben található, „oda nem való”-nak ítélhető anyagformák tehát a környező térségünkben található kisebb tömegű kísérőgalaxisokból származhatnak! Ezekről a „lokális galaxishalmaz” közös tömegközéppontja körüli keringésük során, Tejútrendszerünk kiugróan magas tömege és nagy mérete miatt fellépő árapály-hatások hatalmas, a térben elnyúló csillag és gázanyag láncolatot szakíthatnak le, és ránthatnak át saját anyagukat szaporítva ezzel. Már régóta ismert, hogy a hozzánk igen közeli (gyakorlatilag a halo-nkba merülő) Kis és Nagy Magellán Felhőktől egy hatalmas kiterjedésű, hosszan elnyúló „áramlat” húzódik Tejútrendszerünk körül. Ezt a rádiótartományban végzett HI feltérképezések során fedezték fel az ausztrál Parks rádiótávcsővel 62 17. képmelléklet A Kis-, és Nagy Magellán Felhők

Tejútrendszerünkkel történő korábbi ütközéseiről (megközelítéseiről) tanúskodó csillag- és gáz-áramlatai. Ezek anyaga Tejútrendszerünk saját objektumaihoz képest rendellenes sebességekkel, és fémtartalommal rendelkezik. A két Magellán-Felhővel veló árapály-kölcsönhatás másik bizonyítéka Tejútrendszerünk vékony korongja síkjának a cikkünk eleje táján már említett perem-felhajlása. A jelenség nagyjából a 80-as évek óta ismert. 40. ábra A Tejút vékony korongjának felhajlása – nagy sebességű gázfelhők kimérése alapján A sokszor emlegetett stellár-statisztikai módszerek ismét visszaköszönnek ennél a problémánál is. A mindezideig legátfogóbb égbolt-felmérési program (SDSS) során 14 új struktúrát fedeztek fel, mind a Tejút centruma körüli 75.000 fényévnyi sugarú térrészben, azaz a galaktikus halo-ban. A Lokális rendszerben csak az Androméda galaxis múlja felül Tejútrendszerünket tömegében,

az összes többi kis galaxis ú.n törpegalaxis Ezekből is több, 63 mint egy tucatnyi újat fedeztek fel az utóbbi években. Tejútrendszerünk árapály hatása nagyjából 300.000 fényévnyi távolságig terjedhet el, ezen belül a becslések szerint akár ezernyi „csillagfoszlány” is tanúskodhat a múltbeli gravitációs kölcsönhatásokról. Természetesen ezeknek nem mindegyike származik különböző törpegalaxissal történt ütközésből (avagy „gravitációs körtánc”-szerű szoros Tejút-megközelítéséből), hanem esetenként ugyanannak a törpegalaxisnak nagyobb térrészben szétkent árapály-ívének más-más irányban látszó részletei. Régebben történt kölcsönhatások időben akár többször is megismétlődhettek, a kis kísérő galaxisoknak a Tejútrendszerrel közös tömegközéppont körüli keringés során megesett újabb megközelítések során. Ld pl az alábbi képeken a CMa törpegalaxis feltételezhető többszörös

árapály-hurkát, és a Sgr törpegalaxis hatalmas átmérőjű gyűrűjét. 18. képmelléklet A CMa és Sgr törpegalaxisoknak a Tejútrendszer korábbi megközelítései során leszakított darabjainak vázlatos eloszlása a jelenlegi Tejút struktúrájában 64 További érdekes régi rejtély, az Oosterhoff-dichotómia (halo-beli gömbhalmazok általános tulajdonságainak „elvárt” véletlenszerű és folytonos eloszlásával nem magyarázható szétválása néhány, igen eltérő alcsoportra) is ugyanerre vezetett vissza: A Messier 15, 30, 53, 68, 92 és az NGC 5053 és 5466 rendkívül alacsony fémtartalmú, idős gömbhalmazok kinematikai tulajdonságai is megerősítették, hogy Tejútrendszerünk korai időszakában valamelyik szomszéd kísérőgalaxisból fogta be ezeket. 41. ábra A 2002-ben kimutatott, azonos fémtartalmú, és közel egy síkban fekvő 7 gömbhalmaz elhelyezkedése Galaktikus xz (oldalnézeti) és xy (É-i pólus felőli) síkban Ezek a

nemrégiben feltárt alakzatok magyarázatot adhatnak sok, korábban érthetetlen, esetleg félremagyarázott rendhagyó viselkedésű csillag-, ill. halmaz tulajdonságaira is – hisz ezek a törpegalaxisok mind fémtartalmukban, mind objektumaik korában jelentősen eltérhetnek a Tejútbeliektől, és szinte felismerhetetlenségig belekeveredhettek a 12-13 milliárd év alatt akár a korongba és a legbelsőbb centrális vidékekbe is. Ugyanakkor egyúttal arra is kiváló példát láthattunk, hogy a korszerű technika által még olyan egyszerű módszerek is, mint a már 250 éve is alkalmazott csillagszámlálgatás, vagy a Doppler-hatás észlelése, ki tudják hámozni az „időbe fagyott” pillanatfelvételekben elrejtett titkokat is, és tudnak meglepő, fontos eredményeket szolgáltatni az asztrofizika számára. 65 19. képmelléklet Tejútrendszerünk és a Lokális Galaxiscsoport képe (aránytalanul, csak szemléltetésül) Az viszont már csak

számítógépeink (és képzeletünk) játéka marad még igen hosszú ideig, hogy vajon ezt a ma ismert képet milyen mértékben és hogyan fogja átalakítani az a gigászi ütközés, ami kb. 4,5 milliárd év múlva fog bekövetkezni, amikor nagyobb testvérünk, az Androméda-galaxis „összeütközik” Tejútrendszerünkkel? Valószínűleg az egész Lokális Galaxiscsoport képét, és mindkét óriás spirálgalaxis belső struktúráját alapvetően átrendezi majd ez az ütközés. Ha akkor még lesz emberiség, fantasztikus dolgokat tapasztalhatnak majd meg – de bármi légyen is Földünk ezen ütközésből származó jövőbeli sorsa: a hatalmas távolságok és méretek miatt sok tucatnyi generáción keresztül, nagyfokú állandóságként fogják megélni a mégoly dinamikusnak látszó változások egyes fázisait is, egy hatalmas filmnek mindig csupán egy-egy kockáját nézve-elemezgetve. Egy bizonyos: jövőbeli sorsunkért nem e gigantikus

galaxis-ütközés kapcsán kell aggódnunk Mindezek a cikkünkben összefoglalt ismeretek Tejútrendszerünk szerkezetére és természetére nézve csak egy ideiglenes – habár igen fontos – állomását képviselik tágabb otthonunk megértésének. A néhány év múlva induló Gaia űrszonda valószínűleg sok még nyitott kérdésre pontos és végleges választ tud majd adni, azonban a természet és a tudomány működésének egyenes ági következményeként nyilván még meglepőbb új tényeket fog feltárni, amely még több kérdést fog felvetni. Talán akkor majd érdemes lesz fellapozni ezeket az oldalakat ismét, és összehasonlítani, mi lett homlokegyenest másként, és mi kapott megerősítést az itt felsorolt megállapítások körében? Baja, 2010. május 31 66 Irodalomjegyzék: Ábrahám P. és Kiss Cs: Magyar Tudomány 2009/10 , 1156-1167 old van den Bergh, S., 2006: AJ Vol 131, 1559-1564 Belkurov, V. és mások, 2006: ApJ Vol 637, L29-L32

Casandjian, J. M és Grenier, I, 2009: Fermi Symposium, Washington, DC, Nov 2-5, eConf C091122, pp.1-3 Chandrasekhar, S.: Ellipsoidal Figures of Equilibrium (Yale Univ Press, 1967) Érdi B.: Égi Mechanika (Tankönyvkiadó, Bp, 1989) Frisch. P, 2000: AmSci Vol 88, 52- (online URL: ld lentebb) Gillmon, K. és Shull, J M, 2005: arXiv:astro-ph/0507587v1 Hubble, E. and M Humason: Publications of the National Academy of Sciences vol 15 (1929): 168-173 Kalirai, J. S és mások, 2007: ApJ Vol 657, L93-L96 Kun M. és Szabados L: Magyar Tudomány 2004/6 , 722-731 old Kühn, L.: The Milky Way (John Wiley & sons, 1982) Lubow, S. H és Ogilvie, G I, 1998: ApJ Vol 504, 983-995 Marik M.: Csillagászat (Akadémiai Kiadó, Bp, 1989) Moraux, E., Bouvier, J és Clarke, C, 2005: AN Vol 326, 985-990 Ninkovic, S., 2005: Mem SAIt Vol 7, 72-77 de Rijcke, S., Buyle, P és Dejonghe, H, 2006: MNRAS Vol 368, L43-L46 Shiga, D., 2006: Science, Vol 314, 106 Spurzem, R. és mások, 2005: MNRAS Vol 364, 948-960

Weinberg, M. D és Blitz, L, 2006: ApJ Vol 641, L33-L36 Wolleben, M., 2007: ApJ Vol 664, 349-356 Yoon, S.-J és Lee, Y-W, 2002: Science Vol 297, 578-581 http:/www.americanscientistorg/template/AssetDetail/assetid/21173 http://astro.u-szegedhu http://chandra.harvardedu/photo http://en.wikipediaorg http://icsip.eltehu http://hirek.csillagaszathu 67