Ugrás a tartalomhoz Lépj a menübe
 


A Tejútrendszer változó arculata

 A Tejútrendszer változó arculata

 


 

Az új méréseken alapuló rajz a Tejútrendszerről felülnézetből. Az ábra mutatja a két nagy (Scutum-Centaurus, Perseus) és köztük található két kisebb (Norma, Sagittarius) kart, illetve egy új, rádiócsillagászati mérésekkel felfedezett ágat (Far 3kpc arm) a központi küllő tőlünk távolabb eső oldalán. Ez a hozzánk közelebbi, korábban is ismert kis karnak (Near 3kpc arm) a párja.
[NASA/JPL-Caltech]


 


A galaxisok közül számunkra a Tejútrendszer a legfontosabb, hiszen a
Naprendszer is e galaxishoz tartozik. Míg az extragalaxisok megismerését
irdatlanul nagy távolságuk nehezíti, a Tejútrendszert azért nem könnyű
felmérni, mert nem kívülről vizsgáljuk, hanem a belsejéből. A feladat ahhoz
hasonló, mint amikor az erdő kiterjedését, alakját, a benne levő fák és az
aljnövényzet összetételét, eloszlását, valamint állatvilágát az erdő belsejében
levő valamely rögzített pontból kényszerülünk meghatározni.


Ez a feladat azonban, figyelembe véve, hogy kozmikus környezetünk megismerésére
az egész elektromágneses színkép rendelkezésünkre áll, nem olyan reménytelen,
mint amilyennek első ránézésre látszik. Az utóbbi évtizedekben a milliméteres
és szubmilliméteres hullámhosszakon, valamint a földi légkörön kívülről
vizsgálható távoli infravörös, ultraibolya és röntgentartományokon új ablakok
nyíltak a Tejútrendszerre, amelyek a hagyományos, optikai megfigyeléseken
alapuló kép új részleteit tárták fel, és sok tekintetben megváltoztatták eddigi
elképzeléseinket, elsősorban galaxisunk középponti és legkülső vidékeiről.


Csillagszámlálás régen és most


Ha nyári estén felnézünk az égre (nem egy város egére természetesen), rögtön
megállapíthatjuk, hogy Tejútrendszerünk a koronggalaxisok közé tartozik. A
korong síkjának vetülete az égbolton a Tejút. A szabad szemmel összefüggő
fényszalagot a távcsövek csillagok millióira bontják. A Tejút fénylő sávjában
látható sötét területek felhívják figyelmünket a csillagok közötti fényelnyelő
anyag, a csillagközi por létezésére is. További fontos alkotóeleme még a
Tejútrendszernek a csillagközi gáz, ezt azonban többnyire nem látjuk. Az
egyetlen, szabad szemmel is megfigyelhető gázfelhő az Orion-köd, amelyben a
benne keletkezett forró csillagok sugárzása által gerjesztett hidrogéngáz
világít. Távcsővel sok hasonló fénylő gázfelhőt fedezhetünk fel a Tejút
sávjában, sőt az extragalaxisok spirálkarjaiban is. A legnagyobb tömegű, forró
csillagok születésének e látványos nyomjelzői nagy fényességük miatt igen
távoli tartományok feltérképezését teszik lehetővé. A hideg csillagközi gáz
azonban csak rádióhullámokon sugároz.


A Tejútrendszer szerkezetének megismerése a csillagszámlálásokon és a számlálás
eredményeinek statisztikus kiértékelésén alapul. Ha egyszerűen csak
megszámoljuk a csillagokat az égbolt különböző irányaiban (ezt tette William
Herschel a 18. században), már kapunk egy nagyon kezdetleges képet a Napunkat
is magában foglaló csillagrendszer szerkezetéről. Ezt a képet az elmúlt
évszázad során a megszámolt csillagok színképtípusainak, színeinek, mozgásának
és kémiai összetételének meghatározásával, valamint e méréseknek mind
halványabb csillagokra való kiterjesztésével folyamatosan finomították. A 20.
század utolsó évtizedében különösen nagy mennyiségű adattal járult hozzá
galaxisunk pontos feltérképezéséhez a Hipparcos asztrometriai műhold.


A Tejútrendszer korongjában a csillagközi por erősen korlátozza az optikai
megfigyelések hatótávolságát. A korong egyes részei teljesen átlátszatlanok.
Optikai hullámhosszakon végzett csillagszámlálással ezért csak néhány ezer
fényévnyi sugarú galaktikus környezetünket térképezhetjük fel. Mivel a
Naprendszer is a korong belsejében van, a közvetlen környezetünkben található
por minden irányban, a magasabb galaktikus szélességek felé is akadályozza a
kilátást.


Meg kell jegyezni, hogy némi hasznot is húzhatnak a csillagászok ebből a
fényelnyelésből. Ebben a kis térrészben ugyanis nemcsak a csillagok, hanem a
csillagközi por térbeli eloszlását is meghatározhatjuk csillagszámlálás
segítségével. A csillagközi por nem kevésbé érdekes alkotóeleme kozmikus
környezetünknek, mint maguk a csillagok. A por a gázzal együtt kisebb-nagyobb,
bonyolult szerkezetű felhőket alkot. Míg a csillagok távolságának mérésére
számos módszer van, a csillagközi anyag ezen struktúráinak nincs olyan mérhető
tulajdonsága, amelyből távolságukra következtethetnénk. Mivel diffúz, kiterjedt
objektumok, nem mérhetjük meg a parallaxisukat. Sem a por infravörös
hősugárzása, sem a gázmolekulák rádiósugárzása alapján nem lehet eldönteni,
hogy a sugárzás kicsi és közeli, vagy nagyobb, de távolabbi felhőtől származik.
A csillagközi felhők távolsága csak a csillagfénnyel való különféle
kölcsönhatásaik segítségével határozható meg. Az egyik ilyen kölcsönhatás a
háttércsillagok fényének elnyelődése a felhőkben. A látóirányba eső,
fényelnyelő porréteg módosítja a csillagok látszó fényesség szerinti
eloszlását, és mivel a por abszorpcióképessége függ a hullámhossztól, a
porréteg mögötti csillagok színét is. Az előtér- és háttércsillagok egyszerű
mérésekkel elkülöníthetők egymástól.


Mivel a csillagközi elnyelés mértéke a hullámhosszal fordított arányban
csökken, az infravörös hullámhosszakon végzett csillagszámlálások sokkal
nagyobb térfogatok feltérképezését teszik lehetővé, mint az optikai
vizsgálatok. Az optikai színkép közvetlen szomszédja a közeli infravörös (1-10
mikrométer hullámhosszú) tartomány, amelynek egyes szakaszain a földi légkör
átlátszó. Ezeken az infravörös ablakokon át mélyen beláthatunk a galaktikus
korongba, sőt még a centrális vidékekbe is. Az 1997-2001 között elvégzett 2MASS
(2 Micron All Sky Survey) felmérésben kb. 300 millió csillagot detektáltak. Az
infravörös felmérés a három legrövidebb hullámhosszú, az 1,25, 1,65 és 2,17
mikrométeres infravörös ablakot használta, és két egyforma, 1,3 m átmérőjű
távcsővel készült: egyikkel a déli eget pásztázták (Chiléből), a másikkal az
égi egyenlítőtől északra levő égterületeket (Hawaiiból). A távcsövek fókuszába
szerelt képalkotó detektor 256´256 pixeles CCD-kamera volt, ami ívmásodperces
felbontást tett lehetővé. Az észlelhető leghalványabb csillagok fényessége
15-17 magnitúdó volt.


A felmérés során kapott adatokból már készül az égbolt első, valóban digitális
atlasza. (A jelenleg használt digitális térképek ugyanis valójában az égboltról
készített fotolemezek utólagos digitalizásával születtek.) 2003 tavaszán
közreadták a kb. 300 millió csillag adatait tartalmazó pontforrás-katalógust,
míg a kiterjedt források katalógusa az egymilliónál több galaxis és egyéb köd
jellemzőit tartalmazza. A tudományos eredmények pedig az összesen 24 Tbájt (24
ezer gigabájt) különféle szempontok alapján történő elemzéséből, statisztikus
vizsgálatától várhatók. Tulajdonképpen ez is egyfajta csillagszámlálás, csak a
nagyságrendje egészen más, mint a két évszázadon át végzett ilyen jellegű
kutatásoké.


A közönséges csillagok életük legnagyobb részében látható fényként sugározzák
ki energiájuk zömét. Ezért talán meglepően hangzik, hogy a Galaxisunk
szerkezetét legrészletesebben leíró matematikai modell az első infravörös
műhold, az IRAS által 12 és 25 mikrométeren észlelt pontforrásokon végzett
"csillagszámlálások" alapján született. Ezeken a közepes infravörös
hullámhosszakon a csillagközi por gyakorlatilag átlátszó. Akadálytalanul
átlátunk a Tejútrendszer korongján, és mélyen beláthatunk a centrális régiókba,
Galaxisunk "hasába". Milyen égitesteket térképezhetünk fel ezeken a
hullámhosszakon? Gyakorlatilag ugyanolyan csillagokat, mint az optikai
hullámhosszakon, de elsősorban minden típus idősebb képviselőit. Életük vége
felé, amikor hidrogénkészleteik kimerülőben vannak, a csillagok jelentős
tömeget veszítenek: légkörük nagy részét ledobják. A ledobott anyag táguló és
hűlő burokként veszi körül a csillagot. A burok anyagában molekulák és
porszemcsék keletkeznek, ezért a csillag fényes infravörösforrássá válik. A
régóta ismert Mira típusú változócsillagok tartoznak ebbe a populációba,
valamint a hozzájuk sok tekintetben hasonló OH/IR csillagok, amelyek nevüket
éppen erős infravörös sugárzásukról és a légkörükben keletkező
hidroxilmézer-emisszióról kapták. Az, hogy milyen idős korára jut egy csillag
az erős tömegvesztés állapotába, kezdeti tömegétől függ. A csillagoknak ez a
mintája tehát egyáltalán nem homogén. Átlagosan fiatalabb és nagyobb tömegű
képviselőiket látjuk a korongban, mint a centrális régiókban.


A Tejútrendszer szerkezetének legfontosabb összetevői


A Tejútrendszer csillagainak teljes számára, a rendszer méreteire és
szerkezetére a csillagszámlálás mind tökéletesebb módszerei mellett is csak a
mérések matematikai statisztikai kiértékelésével következtethetünk. A
galaxismodellek készítői abból a feltételezésből indulnak ki, hogy a
Tejútrendszert különféle forgásszimmetrikus és gömbszimmetrikus alrendszerek
alkotják, és az alrendszerek nagyléptékű jellemzőit a csillagok környezetünkben
megfigyelhető térbeli sűrűségeiből, kinematikai és kémiai tulajdonságaiból,
valamint csillagkeletkezési és csillagfejlődési modellekből határozzák meg. Az
optikai csillagszámlálások a következő fontosabb alrendszereket fedték fel:


a.) a kb. 3000 fényév kiterjedésű centrális tartomány,


b.) Galaxisunk hasa, a centrális tartományt körülvevő, mintegy 10 ezer fényév
kiterjedésű térrész,


c.) a néhány száz fényév vertikális skálamagasságú és mintegy 60 ezer fényév
sugarú vékony korong, amely a spirálkarokat és a csillagközi anyagot is
tartalmazza,


d.) a 10 ezer fényév körüli vertikális kiterjedésű, a vékony korongnál öregebb,
kisebb fémtartalmú csillagokat tartalmazó vastag korong, és


e.) a fenti alrendszereket magában foglaló gömbszimmetrikus haló. A haló
jellegzetes képződményei a több százezer csillagból álló gömbhalmazok,
amelyeket a Tejútrendszer legidősebb csillagai alkotnak.


Galaxisunk csillagtartalma 100-200 milliárd között van. A korongban a csillagok
és a csillagközi anyag össztömege 200 milliárd naptömeg lehet. A csillagközi
anyag teljes tömege a csillagtömegnek mindössze néhány százaléka. Az
alrendszerek szerkezeti, kinematikai és kémiai különbségei a Tejútrendszer
fejlődéstörténetét tükrözik. Legöregebb a fémszegény csillagokból álló és
csillagközi anyagot nem tartalmazó haló, míg a legfiatalabb csillagok és a
csillagkeletkezési régiók a korong középsíkjában keresendők.


A galaxisszerkezet feltérképezése során az alkotóelemek mozgását is vizsgálják,
ami azért fontos, mert a térben egybemosódó alrendszerek kinematikailag
elkülönülnek. A Tejútrendszer kialakulási folyamatára és a már létrejött
galaxis fejlődésére a különböző korú alrendszerek mozgásából lehet
következtetni. De a mozgások mást is elárulnak! Jelzik az olyan tömeget is,
amely nem látszik, sugárzása nem detektálható, ám a látható anyagra gyakorolt
gravitációs hatása folytán mégsem maradhat teljesen rejtve. Így derült ki, hogy
az itt felsorolt összetevőkön kívül a Tejútrendszernek van egy láthatatlan
része is, amelyről csak gravitációs hatása ad hírt.


A keringési sebesség radiális irányú változásából következtetni lehet az adott
sugáron belüli tömegre, illetve a tömeg eloszlására. A csillagok és a
csillagközi felhők eloszlása alapján a Kepler-törvény szerint az egyre nagyobb
sugarú pályákhoz egyre kisebb keringési sebesség tartozik. A megfigyelések
szerint azonban ez nem így van. A Napénál nagyobb galaktocentrikus
távolságokban a keringési sebesség a centrumtól való távolságtól függetlenül
szinte azonos. Vagy a Newton-féle mozgástörvények nem érvényesek egészen kis
gyorsulások esetén (amit csak a legutóbbi időben mertek komolyan felvetni),
vagy a Tejútrendszer külső régióiban jelentős mennyiségű olyan anyag van,
amelynek jelenlétét csak gravitációs hatása árulja el, sugárzása nem. Ez a
sötét anyag nemcsak a Tejútrendszer jellegzetessége, hanem a kinematikai
vizsgálatok szerint az extragalaxisok össztömegének 90 %-a ilyen, egyelőre
ismeretlen természetű anyag. Sőt, a galaxishalmazok dinamikájából
megállapítható, hogy a galaxisok közötti térség is hasonló arányban tartalmaz
sötét anyagot, amely napjaink kozmológiájának is egyik kulcsfogalma. A sötét
haló a Tejútrendszernek az az összetevője, amelynek létezésére csak a rotációs
görbe alakjából lehet következtetni.


A centrális régió


Míg a legtávolabbi extragalaxisokból alig látunk mást, mint fényes centrális
tartományaikat, a Nap tejútrendszerbeli helyzete miatt nagyon nehéz
tanulmányozni saját galaxisunk központi vidékét, mert abban az irányban a 25
magnitúdót is eléri a fősíkban eloszló csillagközi anyag által okozott optikai
elnyelés. Pedig nem is pontosan a fősíkban, hanem száz fényévvel afelett
vagyunk. Késői utódaink majd kedvezőbb helyzetben lesznek, mert a Napnak a
fősíkra merőleges sebességkomponense 7 km/s, s ennek hatására kilencmillió
évenként újabb száz fényévvel kerülünk távolabb a Tejútrendszer fősíkjától.
Noha előbb-utóbb szabadabban rá lehet majd látni galaxisunk centrumára, a
legbelső rész akkor is rejtve marad a szem elől.


A Tejútrendszernek a Nyilas csillagkép irányában levő centrális vidékét ezért a
csillagközi anyagon áthatolás közben kevésbé gyengülő sugárzás vizsgálatával
igyekeznek feltárni. A tényleges centrumot a Sagittarius A* kompakt rádióforrás
jelöli ki, amelynek a nevében a csillag arra utal, hogy a sugárzás forrása
szinte pontszerű. Interferométerként összekapcsolt rádiótávcsövekkel 0,002
ívmásodpercnél kisebbnek mérték a centrális forrás szögátmérőjét, ami 25 ezer
fényév távolságból - ennyire van a Nap a Galaktika centrumától - csupán két
fényóra kiterjedésnek felel meg. Abból, hogy ez a csillagszerű forrás teljesen
mozdulatlan marad, nem kering, az következik, hogy maga az SgrA* a
Tejútrendszer dinamikai centruma, amely körül az egész Galaxis forog (vagy az
egyes alkotóelemek szempontjából: amely körül keringenek a csillagok és a
csillagokká össze nem állt anyag).


A centrum környékét előbb infravörös és rádióhullámhosszakon vizsgálták
részletesen. Kiderült, hogy a centrumtól nagyjából tíz fényévre egy néhány
fényév sugarú gyűrűben alacsony hőmérsékletű, főleg molekuláris gáz és por
található, míg a gyűrű belső pereme és a centrum között nagyon kevés a
csillagközi anyag. A gyűrűt alkotó felhők keringési sebességét a különféle
molekulák színképvonalainak Doppler-eltolódásából mérve megállapították, hogyan
nő a keringési idő a centrumtól távolodva. A keringés sugárfüggéséből pedig
Kepler 3. törvénye alapján egyszerűen kiszámítható a vizsgált rádiuszon belüli
tömeg értéke. Nagyobb sugarak felé haladva a keringési sebesség csökkenésének
üteme esetünkben arra utal, hogy hatmillió naptömegnyi anyag található a
centrumtól a molekuláris gyűrűig terjedő térségben.


Infravörös hullámhosszakon viszont már a centrumhoz közeli irányokban is ki
lehet mutatni a csillagokat, s azok száma illetve eloszlása alapján a gyűrűtől
befelé hárommillió naptömegnyi a csillagokká összeállt anyag. A maradék
hárommillió naptömegnyi anyag akkor csakis a centrumban (SgrA*) zsúfolódhat
össze. Ennyi anyag olyan kis térfogatban kizárólag fekete lyukként képzelhető
el. Extragalaxisok centrumában egyre-másra fedezik fel a rendkívül nagy tömegű
fekete lyukakat, különösen amióta a röntgentávcsövekkel részletesen is lehet
vizsgálni a galaxisok centrális vidékét. A millió-milliárd naptömegű központi
fekete lyukak okozzák bizonyos galaxisok magjának aktivitását (lásd Frey Sándor
cikkét).


A tejútrendszerbeli fekete lyuk mindenesetre csendes, legalábbis most. S hogy
tényleg fekete lyuk bújik meg a centrumban, arra további megfigyelési
bizonyítékok is vannak. A VLT egyik 8 m átmérőjű távcsövére szerelt
infravörös-kamerával még a centrumhoz egészen közeli, a vonzási központtól
mindössze tizenhét fényórára levő csillagokat is ki tudták mutatni. Ezek már
olyan gyorsan keringenek a centrum körül, hogy mozgásukat hónapok-évek alatt
sikerült észlelni. A pálya méretéből és a pálya menti sebességből 2002-ben 2
millió naptömeget kaptak a központi fekete lyuk tömegének alsó határára.
További bizonyíték a Chandra röntgenobszervatórium által először 2001-ben
észlelt röntgenkitörés, amelynek során az SgrA* röntgenfényessége néhány perc
alatt sokszorosára nőtt, majd órák alatt visszaállt a nyugalmi
röntgenintenzitás. A jelenséget a fekete lyukba hulló anyag okozta, amikor a
bezuhanás közben többmillió fokosra hevült.


A centrum környezetének röntgensugárzásából arra következtetnek, hogy a fekete
lyuk nem is olyan régen - néhány ezer-tízezer évvel ezelőtt - nagyobb
mennyiségű anyagot szippantott be, s az akkor felszabadult röntgensugárzás
hatása most a centrum környéki felhők több tízmillió fokos hőmérsékletnek
megfelelő fluoreszcens röntgensugárzásaként érzékelhető.


Hogy mennyire különbözik a Tejútrendszer centrumának környezete a galaktikus
korong átlagos helyeitől - akár a Nap tágabb környezetétől -, arra további
érdekes újdonságok utalnak. A Hubble-űrtávcső infravörös-kamerájával 1999-ben
két szokatlanul nagy tömegű nyílthalmazt fedeztek fel. A centrumtól nem egészen
száz fényév távolságra levő két csillaghalmaz közül az egyik csupán kétmillió
éves, a másik ennél kétszer idősebb csillagokból áll. A fiatal kor nem
meglepetés, hiszen a folyamatos csillagkeletkezésre számos más bizonyíték is
van. Ez a két fiatal halmaz azonban normális kiterjedése ellenére legalább
tízszer nagyobb tömegű, mint a velük azonos korú, de a galaxis más vidékein
levő csillaghalmazok. Ennek megfelelően a csillagok nagyon szorosan zsúfolódnak
egymás mellett, de a legfeltűnőbb az, hogy különösen sok köztük az egészen nagy
tömegű csillag. A Tejútrendszerben másutt ritka az ilyen csillag, e két
halmazban pedig legalább tíz csillag tömege haladja meg a száz naptömeget,
köztük a Pisztoly-ködöt gerjesztő csillagé, amely a jelenleg ismert legnagyobb
tömegű csillag.


A Tejútrendszer küllője


Más meglepetés is érte a csillagászokat galaxisunk magjának részletes
vizsgálatakor. A Tejútrendszert eddig közönséges spirálgalaxisként írták le
abban az osztályozási rendszerben, amelyben a további típusok a küllős
spirális, az elliptikus és a szabálytalan alakú galaxisok. Az 1990-es években
aztán sorra gyűltek a bizonyítékok, és ma már kétségtelen, hogy a Tejútrendszer
küllős spirális, bár a mi küllőnk nem annyira kifejlett, keskeny, mint a
következő cikkben mutatott küllős spirálisoké. Számos független megfigyelés
támasztja alá azt, hogy galaxisunk hasa elnyúlt. Az infravörösben végzett
észlelések például a centrumtól keletre levő részek felől erősebb emissziót
mutattak ki, mint amekkorát a centrumtól ugyanakkora szögtávolságra nyugat
felől mértek, ami arra utal, hogy a galaxis centrumát átszelő küllő keleti vége
a hozzánk közelebbi, míg az átellenes, nyugati vége a centrum mögött
helyezkedik el. A Tejútrendszer központi vidékei irányában gravitációs
mikrolencséket kereső nagyszabású fotometriai programok (MACHO, OGLE)
méréseiből pedig a centrumtól keletre levő területeken több mikrolencse eredetű
felfényesedést találtak, mint az átellenes oldalon, ami szintén azzal
magyarázható, hogy a küllő keleti fele a hozzánk közelebbi. Azonos tulajdonságú
csillagok, nevezetesen Mira típusú változócsillagok eloszlását vizsgálva
csillagszámlálással is megerősítették a küllő létét. A legidősebb
csillagpopulációhoz tartozó (tízmilliárd évnél idősebb) RR Lyrae típusú
változócsillagok viszont körszimmetrikusan oszlanak el a centrum körül, amiből
az következik, hogy a küllő nem a legidősebb csillagokkal együtt, hanem később
alakult ki.


A Tejútrendszer centrumát keresztülszelő küllő becsült hossza 15 ezer fényév,
szélessége pedig ennek a fele-harmada. A többi küllős spirálishoz hasonlóan a
Tejútrendszer spirálkarjai is a küllő végén erednek, és annak hossztengelyére
merőlegesen indulnak. De míg a küllőt mindvégig ugyanazok az égitestek
alkotják, a spirálkarok a korongon áthaladó sűrűséghullám megnyilvánulásai,
vagyis folyamatosan cserélődnek a belekerülő alkotóelemek. A spirálkarokat úgy
kell elképzelni, mint egy galaktikus méretű forgalmi dugót, amelybe kerülve a
csillagok és a csillagközi felhők a keringés közben átmenetileg feltorlódnak, a
dugó előtt és mögött viszont lazábban helyezkedik el minden. A Tejútrendszerrel
kapcsolatos legfontosabb megválaszolandó kérdések közé tartozik, hogy mitől
alakult ki a küllő, és mi indította el a sűrűséghullámot.


A korong


A Tejútrendszer korongjában a centrumtól távolabb a hétköznapi kozmikus élet
zajlik, persze nem napos, hanem hosszabb időskálán: az égitestek fejlődnek és
kölcsönhatnak egymással. A csillagkeletkezés és -fejlődés folyamatát, az egyedi
csillagok jellemzőit, a végállapotú égitestek közül pedig a fehér törpe és a
neutroncsillag állapot tulajdonságait egyre jobban ismerjük (a fekete lyukakét
a megfigyelés lehetőségének hiányában csak az elmélet szintjén).


A csillagok és a csillagközi felhők állandó kölcsönhatásai, elsősorban egymásba
való átalakulásuk folyamatosan változtatják a galaktikus korong arculatát. A
csillagok sugárzási tere és a csillagközi térbe visszajuttatott anyaga alakítja
a csillagközi felhők szerkezetét és kémiai összetételét. A galaktikus korong
térfogatának legnagyobb részét forró, ritka gáz tölti ki, amelynek fizikai
állapota leginkább a napkoronáéhoz hasonlít. Ezt a gázt a forró csillagok szele
és a szupernóva-robbanások folyamatosan újratermelik. A forró csillagközi gáz
létezését sokszorosan ionizált gázatomok mutatják, amelyeknek jellegzetes
színképvonalait a háttércsillagok ibolyántúli színképében az első
ultraibolya-csillagászati műholddal (Copernicus) fedezték fel. Ebben a híg,
forró gázban mozognak a hidegebb és sűrűbb csillagközi felhők.


A csillagok a hideg csillagközi felhők legsűrűbb részeiben, gravitációs
összehúzódással jönnek létre. A csillagkeletkezés folyamata során a 10-23 gcm-3
sűrűségű, 10-50 K hőmérsékletű csillagközi gáz 1gcm-3 átlagsűrűségű, mintegy 15
millió K centrális hőmérsékletű csillaggá alakul. E hatalmas sűrűség- és
hőmérséklet-változás elméleti és megfigyelési követése az elmúlt évtizedek
egyik legsikeresebb asztrofizikai területe. A csillagkeletkezési kutatások
magukban foglalják a gravitációs instabilitás kezdőfeltételeinek kialakulását a
hideg csillagközi anyagban, a kollapszus magneto-hidrodinamikai leírását, az
eredményeként létrejövő csillagok fejlődését egészen a termonukleáris reakciók
beindulásáig, kölcsönhatásukat a csillagszülő felhő visszamaradt anyagával és a
kollapszus során felgyorsult forgás következtében létrejött egyenlítői,
protoplanetáris koronggal. A Napunkhoz hasonló kis tömegű csillagok gyakran
keletkeznek egyesével, kis felhőkből, szemben a nagy tömegű csillagokkal,
amelyek többnyire többedmagukkal, szoros halmazokban születnek. 


A csillagelőtti felhők zömmel molekuláris hidrogénből állnak. Tömegüknek
nagyjából egy százalékát grafit- és szilikátszemcséket tartalmazó finom por
alkotja. A porszemcsék átlagos mérete néhány tized mikrométer. A felhő
legfontosabb összetevője, a hidrogénmolekula, nem bocsát ki a Föld felszínéről
észlelhető sugárzást, ezért egyéb, nyomjelző molekulákat használnak a
csillagelőtti felhők vizsgálatára. Fontos nyomjelzők a különböző
szénmonoxid-izotópok, amelyek 2,6 mm körüli rotációs átmenete rádiótávcsővel
észlelhető. A Tejútrendszer szénmonoxid-térképei nagyon szépen kirajzolják
galaxisunk szimmetriasíkját. A legnagyobb csillagközi molekulafelhők tömege
eléri a 105-106 naptömeget. Ezek az óriás molekulafelhők, amelyek a
gömbhalmazokkal együtt Tejútrendszerünk legnagyobb tömegű objektumai, a
centrális régióban és a spirálkarokban fordulnak elő leginkább.


A rádiómegfigyelések azt is megmutatták, hogy a molekulafelhők ritkább és
sűrűbb tartományokból épülnek fel, méghozzá úgy, hogy bármilyen
szögfelbontással vizsgálva ugyanazt a szerkezetet látjuk: a nagyobb felhőben
kisebb felhőket, a kisebbekben még kisebbeket. Az egymásba skatulyázott,
önhasonló elemekből felépülő felhők egyik legérdekesebb megfigyelt tulajdonsága
az, hogy méretük és kinetikusenergia-tartalmuk között szoros kapcsolat van:
minél nagyobb egy felhő, annál nagyobb sebességű belső mozgások figyelhetők meg
benne. Ez a Larson-féle reláció arra mutat rá, hogy a csillagközi anyag
turbulens mozgásban van. Ez az örvénylő mozgás megakadályozza, hogy a felhők
saját gravitációs terükben összeomoljanak. A gravitáció ott érvényesülhet, ahol
a turbulens sebességek elég kicsik: a felhők legkisebb, legsűrűbb
térfogatrészeiben. Ezek a tartományok, a sűrű felhőmagok a csillagkeletkezés
színhelyei.


Egy-egy csillagközi molekulafelhő nagyon sok sűrű magot tartalmazhat. Ezzel
együtt a magok a felhők teljes tömegének csak néhány százalékát teszik ki.
Ezért a csillagközi gáznak csak nagyon kis része alakul csillagokká. A
gáztömegek zöme túlságosan ritka és meleg ahhoz, hogy gravitációsan instabillá
váljék. A csillagkeletkezés feltételeinek létrehozásában, azaz a sűrű magok
kialakulásában azonban nagyon fontos e kisebb sűrűségű felhőtömegek szerepe.
Egyrészt megvédik a felhők belsejét a környező csillagok sugárzásától, ezáltal
lehetővé teszik a hideg, molekuláris tartományok kialakulását és megmaradását,
másrészt a sűrű tartományok éppen a nagy gáztömegek szuperszonikus turbulens
mozgása által keltett lökéshullámok következtében alakulnak ki.


A Naphoz hasonló, kis tömegű csillagok születését csak közvetlen galaktikus
környezetünkben, 1000-1500 fényéven belül figyelhetjük meg. A születő csillagok
nemcsak halványak, hidegek, hanem mélyen a fényelnyelő felhők belsejében
alakulnak ki. A Nap típusú csillagok létrehozásához viszonylag kevés anyagra
van szükség: akár száz naptömegnyi vagy még kisebb felhő is elegendő. Noha
galaxisunk tömegének legnagyobb része éppen a Nap típusú csillagokban van, ezek
a csillagok valószínűleg nem ilyen kis felhőkben születtek, hanem a már
említett óriás molekulafelhőkben, amelyek sokkal több alapanyagot tartalmaznak,
és abból sokkal nagyobb hatásfokkal hoznak létre csillagokat - kicsiket és
nagyokat -, mint a kis felhők. A Tejútrendszerben a molekuláris gáz zöme az
óriás molekulafelhőkben van, és valószínűleg a korong csillagainak legnagyobb
része ilyen felhőkben keletkezett. 


Az óriás molekulafelhőkben keletkező népes csillagcsoportokban a Napénál jóval
nagyobb tömegű csillagok is születnek, bár számuk lényegesen kisebb, mint
kisebb rokonaiké. A Napnál legalább tízszer-hússzor nagyobb tömegű csillagok
születése már alaposan megváltoztatja a környezetét. A megmaradt felhő anyagát
e nagy tömegű, forró csillagok sugárzása ionizálja, a csillagokat elhagyó
részecskeáram (csillagszél) pedig szétfújja a felhő maradék anyagát. A
legnagyobb tömegű csillagok néhány millió év után szupernóvává válnak. A
robbanás tovább növeli a csillagszél által fújt buborékot, és tovább fűti a
benne levő gázt. Az egymás után felrobbanó csillagok mind jobban melegítik a
buborékot, amelynek hőmérséklete végül meghaladja a millió kelvint. A buborék
külső rétege beleszánt a környezetébe, és vastag, táguló gömbhéjba söpri ki az
útjába kerülő csillagközi anyagot. Így alakulnak ki a szuperbuborékok, amelyek
jelenléte a semleges hidrogén 21 cm-es rádiósugárzása alapján mutatható ki. A
tágulás során a szuperbuboréknak a galaktikus fősíktól távolodó részei egyre
csökkenő nyomású helyre érkeznek, tehát gyorsabban tágulnak a szimmetriasíkra
merőleges irányba, azaz a haló felé. Végül a szuperbuborék szétszakad, és
belsejéből a forró gáz a galaktikus halóba ömlik. Az 1990-es évek elején
sikerült kimutatni a szuperbuborékok felszakadt maradványait az infravörös és
rádiósugárzás erősségét ábrázoló térképeken. Az óriás csillagközi buborékok
mérete akár ezer fényév is lehet. A buborék falában, amelyet a kisöpört gáz és
az útjába kerülő kisebb-nagyobb felhők alkotnak, csillagkeletkezésre alkalmas
körülmények alakulhatnak ki. A nagy tömegű csillagok keletkezése nyomán tehát
néhány millió-tízmillió év alatt alaposan átrendeződik és nehéz elemekben
feldúsul a több száz fényéven belüli csillagközi anyag, és a csillagkeletkezés
a korong széles tartományaira terjed tovább.


Hogy mi történik később a csillagokkal, az elsősorban kezdeti tömegüktől függ.
A Nap típusú csillagok magjában a hidrogén olyan lassan alakul át héliummá,
hogy a fősorozati állapot akár tízmilliárd évig is eltarthat. Fejlődésük késői
szakaszaiban, óriáscsillagokká válva ezek a csillagok jelentős tömeget
vesztenek. Az óriáscsillagok szele, a planetáris ködök születésekor és
nóvakitörések alkalmával ledobott csillaglégkörök a csillag működése során
létrejött kémiai elemekkel - szénnel, oxigénnel, nitrogénnel, szilíciummal -
dúsítják a csillagközi anyagot. A nagy tömegű csillagok sokkal magasabb
hőmérsékletű centruma hamar feléli a legbelső hidrogénkészletét. Fejlődésük
végén ezek a csillagok szupernóvává válnak. Szilíciumnál nehezebb elemekkel az
életük végén szupernóvaként felrobbanó csillagok dúsítják fel a környezetükben
levő gázt. A táguló és hűlő csillaglégkörök új összetételű csillagközi gáz és
por forrásai. A galaxisok keletkezésekor nehéz elemek híján nem létezett por: a
csillagközi anyagnak ez az összetevője teljes egészében a csillagfejlődés
terméke.


A korong anyagának folyamatos körforgása során lassan fogy a csillagközi anyag,
és szaporodik a kihűlt csillagokba zárt, a körforgásba vissza nem kerülő tömeg.
Becslések szerint évente néhány naptömeggel csökken a gáz mennyisége Galaxisunk
korongjában.


Napjainkra a csillagtömegtől függő csillagfejlődést sikerült alapvetően
tisztázni, részben a csillagok belsejében zajló fizikai folyamatokra vonatkozó
számításokkal, részben pedig különféle megfigyelési tényekkel. A
csillagfejlődés leggyorsabb epizódjai nemegyszer hétköznapi időskálán is
megfigyelhetők. Ilyenek például a fuorok a csillagkeletkezés végső fázisánál,
vagy a fősorozati időszakot követő vörös óriás állapotban bekövetkező gyors
változások az újabb magfúziós folyamatok beindulásakor.


A csillagok fejlődésének és szerkezetének megértésében különösen fontos a
változócsillagok vizsgálata. Ezek fényességének és más megfigyelhető
tulajdonságainak időbeli változását nyomon követve lehet igazolni a
csillagfejlődési modellek helyességét. A Naphoz hasonló magányos csillagokénál
sokkal bonyolultabb az egymással egész életük során kölcsönható kettős és
többszörös csillagok fejlődése.


A Tejútrendszer peremvidékei


A Tejútrendszer peremvidékeinek vizsgálata azt bizonyítja, hogy galaxisunk
szoros gravitációs kölcsönhatásban van szomszédaival. A közeli galaxisok okozta
gravitációs zavar igen gyakori, mivel a galaxisok többnyire csoportosan
fordulnak elő, és a halmazokban, illetve kisebb létszámú csoportokban a
szomszédok közötti távolság összemérhető maguknak a galaxisoknak a méretével. A
Tejútrendszer esetében is több megfigyelés utal ilyen árapályerők működésére.
Egy korábbi kölcsönhatás nyomaként galaxisunk fősíkja valójában nem egészen
sík, hanem az egyik irányban kihajlik, mint egy kalap karimája. Ez a Hipparcos
asztrometriai mesterséges hold méréseinek elemzéséből derült ki az 1990-es évek
végén. Régóta ismert viszont a Magellán-áramlás, amely galaxisszomszédaink, a
két Magellán-felhő és a Tejútrendszer között húzódó 200 ezer fényév hosszúságú,
semleges hidrogénből álló ritka felhő.


A Magellán-felhőket említve kerültük, hogy legközelebbi galaxisszomszédainkként
hivatkozzunk rájuk. Az 1994-ben felfedezett Sagittarius szferoidális
törpegalaxis ugyanis a Tejútrendszer tőszomszédságában van. A 2MASS adatait
elemezve már az is látszik, hogy a törpegalaxist milyen nyúlványok mentén
hagyják el egykori csillagai, hogy végül a törpegalaxisból a Tejútrendszer
egyik gömbhalmaza legyen, az árapálynyúlványok pedig a haló csillagtartalmát
táplálják. Mégsem ez a hozzánk legközelebbi galaxis. 2003-ban a 2MASS adataiból
mutatták ki a Canis Major törpegalaxist, amely mindössze 42 ezer fényévre van a
Tejútrendszer centrumától, nem a fősíkban, hanem már szinte a galaktikus
halóban. Az infravöröstérképeken jól látszik, hogy folyamatosan
elveszíticsillagait, amelyek a Tejútrendszer lakóivá válnak. Lehet, hogy a
tejútrendszerbeli gömbhalmazok némelyike befogott törpegalaxis, amelynek
sikerült egyben maradva átvészelnie a galaktikus kannibalizmust. Az is lehet,
hogy maga a galaktikus haló kisebb galaxisok vagy galaxistöredékek folyamatos
bekebelezésének eredménye.


Bár a Tejútrendszer látható anyagának többsége a korongban koncentrálódik, a
fősíktól távolabbi térség is érdekes jelenségek színhelye. Noha korábban azt
állítottuk, hogy a csillagközi anyag a galaktikus korong szerves része, vannak
hidrogénfelhők a halóban is. Ezek a felhők nagy sebességükkel tűnnek fel:
kinematikailag erősen különböznek a korong felhőitől. Hogyan kerülhetnek
gázfelhők a halóba, ahol már régen befejeződött a csillagkeletkezés? Úgy
látszik, erre kétféle lehetőség is van, ezt mutatja a nagy sebességű felhők
két, különböző fémtartalmú típusa. A nagyobb fémtartalmú felhők a korongból,
szuperbuborékokból szállnak fel, míg a fémszegények az intergalaktikus térből
hullnak be a Tejútrendszerbe.


A haló nagy sebességű hidrogénfelhőinek vizsgálata során fedezték fel az
ezredforduló előtt a galaktikus koronát. A Tejútrendszernek ez az alrendszere
olyan nagy kiterjedésű, hogy a Magellán-felhőkig is elér. De hogyan találtak rá
a koronára? A négyszeresen ionizált oxigénatom 103,2 és 103,8 nm-es (az
ibolyántúli tartományba eső) vonalait vizsgálták, amelyek akkor alakulnak ki,
ha az oxigénatom ütközéssel gerjesztődik. A szuperbuborékokból a halóba és
onnan esetleg tovább kerülő fotonok energiája nem elég a gerjesztéshez, ennyi
elektron csak ütközéssel szabadulhat ki az oxigénből. A megfigyelésekből az is
következik, hogy a koronában a hőmérséklet meghaladja a millió kelvint, s mivel
az ennek megfelelő diffúz röntgensugárzás nem észlelhető, a korona anyagának
sűrűsége nem érheti el a 0,0001 részecske/cm3 értéket. A koronát a
galaxiskeletkezéskor megmaradt anyag alkothatja. 


A Tejútrendszer felfedezése még most is tart, csak e rövid áttekintésnek van
vége.


Kun Mária

a fizikai tudomány kandidátusa, MTA KTM Csillagászati Kutatóintézete

Szabados László

az MTA doktora, MTA KTM Csillagászati Kutatóintézete

 matud.iif.hu/04jun/