John Gribbin
AZ IDŐ SZÜLETÉSE
(Tartalom)
Ezúton mondok köszönetet Simon Godwinnak és Martin Hendry-nek, akik megadták nekem azt a lehetőséget, hogy még egyszer igazi kutatással foglalkozhassak; Andrew Barbernek az extragalaktikus távolságskáláról folytatott gondolatébresztő eszmecserékért; valamint Allan Sandage-nek, aki kijelölte a követendő utat.
Az elektronikus képfeldolgozás és szerkesztés Jonathan Gribbin munkája.
Kis hibák és nagy hibák
A gyermek nem lehet idősebb saját szüleinél. Mégis, ha szóról szóra elhinnénk a sajtóban az 1990-es évek közepén megjelent tudósításokat, akkor arra kellene gondolnunk, hogy a csillagászok elég ostobák voltak ahhoz, hogy elhiggyék: egyes csillagok még az őket létrehozó Világegyetemnél is öregebbek lehetnek. Még a mértéktartóbb tudósítások is „az életkor válságáról” szóltak (Newsweek, 1994. november 7.). Azt sugallták, hogy vagy alapvetően hibás a csillagok működéséről alkotott képünk, vagy pedig (és ezt tekintették valószínűbbnek) hibás a Világegyetem keletkezését leíró Ősrobbanás-elmélet. A Newsweek említett cikkében Sharon Begley így fogalmaz:
Ne is számítsunk arra, hogy rövid időn belül megoldódik az életkorok válsága. A csillagászok egyik élharcosa, van den Bergh a kutatás helyzetét egy Mark Twaintől kölcsönzött gondolattal jellemzi: „A kutatók ebben a kérdésben már eddig is hetet-havat hordtak össze. Valószínűnek látszik, hogy ha tovább folytatják áldásos tevékenységüket, akkor hamarosan már az égvilágon semmit sem fogunk tudni az ügyről.” A kozmológia talán nincs ennyire a padlón, de most biztosan sokkal nagyobb a sötétség, mint amilyen világosság lesz később.
Az idézet szellemes, azonban az újságírónak alaposabban tájékozódnia kellett volna, mielőtt jóslásokba bocsátkozott. Három évnek sem kellett ugyanis eltelnie a cikk megjelenése után ahhoz, hogy ez az életkorválság – ha egyáltalán helyénvaló válságról beszélni – teljességgel megoldódjék. 1994-ben azért jött mindenki lázba, mert akkor használták fel első alkalommal a Hubble-űrtávcső (HST) mérési eredményeit a Világegyetem életkorának megbecsléséhez. A HST mindig is az érdeklődés középpontjában állt, ráadásul a Világegyetem életkorának meghatározása a műszer egyik legfőbb kutatási feladata. Az első eredményeket azonban – elsőségük okán – számos, jelentős nagyságú, potenciális hiba terhelte, amelyeket a kutatásban részt vevő csillagászok tisztességesen figyelembe is vettek. A sajtó tudósítói azonban minderre ügyet sem vetettek, őket csak az az egyetlen egy szám érdekelte, amely szerint a Világegyetem életkora mintegy nyolcmilliárd év, ami viszont ellentmondásban van a legidősebb csillagok korára kapott tizenötmilliárd éves eredménnyel. Más, függetlenül végzett kutatások alapján hamarosan nyilvánvalóvá vált, hogy a Világegyetem jóval öregebb, mint ahogy az a HST legelső adataiból következett, a legöregebb csillagok viszont lényegesen fiatalabbak a korábban feltételezettnél. Könyvünkben szeretnénk bemutatni az ellentmondásos helyzet okait, valamint azokat a bizonyítékokat, amelyek értelmében még a legöregebb csillagok sem olyan idősek, mint maga az őket létrehozó Univerzum. Mielőtt azonban alaposabban elmélyednénk a kérdésben, szeretnék az 1995-ös helyzet szerinti „ellentmondás” természetére más irányból is rávilágítani. A hibáknak különböző fokozatai vannak, márpedig a csillagászok és a kozmológusok között a korok kérdésében kialakult véleményeltérés nagysága meglehetősen hátul kullog ebben a sorban.
Ha bárkiben is kétség merülne fel azt illetően, hogy a hibáknak vannak különböző fokozatai, akkor képzeljünk el egy gyereket, akit megkérünk arra, hogy betűzze a „fiú” szót, mire ő így felel: „f-i-j-ú”. Kétségtelenül hibát követett el, de a hiba távolról sem olyan súlyos, mintha a válasza mondjuk úgy hangzott volna, hogy „x-z-l”. Másik példaként gondoljunk a Föld Nap körüli pályájára. Ha sok embertől megkérdezzük, milyen alakú ez a pálya, legtöbbjük azt feleli, hogy kör. A sokkal pontosabb leírás szerint azonban a pálya ellipszis alakú. Nem túlságosan elliptikus azonban, ezért ha körnek tekintjük, nem követünk el túl nagy hibát. Tévedésünk mindenképp sokkal csekélyebb, mintha a pályát négyzet alakúnak írtuk volna le. A csillagászoknak a Világegyetem korára vonatkozó, 1994 körüli elképzelései semmivel sem voltak hibásabbak, mint ha valaki a Föld Nap körüli pályáját kör alakúnak véli. Kétségtelenül igaz viszont, hogy az azt megelőző harminc év alatt csak nagyon csekély előrehaladást sikerült elérni e hiba csökkentése irányában.
Később részletezendő okok miatt az 1950-es évek végén a kozmológusok – nagyrészt Edwin Hubble, és követője, Allan Sandage munkásságának köszönhetően – a Világegyetem korát maximum tíz- és húszmilliárd év közöttinek vélték. A hétköznapi életben megszokott adatok pontosságához képest ez a hibahatár meglehetősen nagy (egy kétszeres szorzó). Ha egy távoli unokahúgunknak születésnapi ajándékot akarunk vásárolni, de nem emlékszünk pontosan, hogy az illető tíz- vagy húszéves, bizony elég kínos meglepetésben lehet részünk. A tudósok előző nemzedéke számára azonban az emberi szellem és a tudományos módszer lelkesen üdvözölt diadala volt, amikor végre sikerült legalább egy kettes faktor erejéig határok közé szorítani a Világegyetem feltételezett életkorát. Negyven éven keresztül ilyen pontossággal ismertük az Univerzum korát, miközben a legtöbb csillagász boldogan megelégedett azzal, hogy durva közelítésként elfogadta a két adat középértékét és kijelentette, hogy a Világegyetem kora mintegy tizenötmilliárd év.
Sajnos az 1970-es évek közepétől kezdődően a kozmológusok közössége két táborra szakadt. Sandage és kollégái (elsősorban Gustav Tammann) egyre komolyabb bizonyítékokat találtak, amelyek – a megfigyelések hibahatárán belül – a magasabb értékeket látszottak alátámasztani, miszerint a Világegyetem kora több mint tizenötmilliárd év. A Gérard de Vaucouleurs által vezetett rivális csoport (amelynek a Newsweek cikkében idézett van den Bergh is tagja volt) pontosan ezzel egy időben, ugyanazokat a megfigyelési adatokat felhasználva a tartomány alsó felébe eső életkorok mellett tört lándzsát, szerintük tehát a maximális életkor nem haladta meg a tizenötmilliárd évet. Az újabb fordulat az 1980-as években következett be, amikor a Világegyetem tágulását leíró, legelfogadottabb kozmológiai modellekből arra lehetett következtetni, hogy az említett értékek mindegyikét nem kevesebb (de nem is több), mint egyharmadával csökkenteni kell. Ez nagyjából annyit jelentett, hogy Sandage tábora a tizenkétmilliárd évnél kötött ki, de Vaucouleurs és hívei viszont a nyolcmilliárd év mellett kardoskodtak (miközben az érvelések részleteit nem ismerő kívülállók többsége belenyugodott a tízmilliárd évbe). Mindkét, egymással vitában álló tábort zavarba hozta azonban a legöregebb csillagok becsült kora, ami továbbra is tizenötmilliárd év volt.
Nem túlságosan jöttek azonban zavarba. A csillagok életkorára vonatkozó becslések ugyanis önmagukban felettébb bizonytalan lábakon álltak. A becslések alsó határa tizenkétmilliárd év körül volt (ami nincs túl messze a Világegyetem korára megadott felső határtól), az értékek azonban egészen a tizennyolcmilliárd évig terjedtek (ami már zavarba ejtően sok, ha igaz, de valószínűleg hibás). Mindezen adatok legfigyelemreméltóbb vonása azonban nem a köztük lévő különbség, hanem éppen ellenkezőleg, az, hogy milyen pontosan ugyanabba a nagyságrendbe esnek. A csillagok életkorát az ismert fizikai törvények és a csillagászati észlelések alapján számítják ki. Az eredmény teljesen független a Világegyetem korára kapott értékektől, amelyek ugyanis a galaxishalmazoknak a Világegyetem tágulása következtében előálló távolodó mozgásából vezethetők le. És mégis, mindkét szám ugyanabban a „városban lakik”, sőt pontosabban szólva, ugyanazon város ugyanazon utcájában. Ha a csillagászoknak és a kozmológusoknak tényleg fogalmuk sem lett volna arról, mi folyik itt, könnyen elképzelhető, hogy a Világegyetem életkorára tízmilliárd év helyett akár tízezer évet is kaphattak volna. Ugyanígy, ha az asztrofizikusok rossz helyen ütik fel a nagykönyvet, nyugodtan kijöhetett volna a legöregebb csillagok korára tizenötbillió év a tizenöt milliárd helyett. A csillagok és a Világegyetem korára kapott értékek közötti eltérés nem egészen egy kettes szorzó, ami – figyelembe véve, hogy milyen fizikai mennyiségek értékét hasonlítjuk össze – meglehetősen jó egyezésnek tekinthető.
Ha alaposabban körül akarjuk járni a kérdést, vegyük figyelembe, mekkorák a vizsgálatainkban szereplő égitestek. Tekintsünk el attól, hogy a csillagok parányi elemi részecskékből, főként protonokból és elektronokból épülnek fel, fogjunk fel ezúttal minden egyes csillagot alapegységként. A csillagok átlagos átmérője körülbelül egymilliárd méter. Ekkorák tehát a csillagok korának meghatározása során vizsgált égitestek. A csillagászok által kutatott objektumok másik végletét viszont éppen a galaxishalmazok jelentik, amelyek átlagos átmérője hozzávetőlegesen billiószor billió méter. Ezekkel a hatalmas objektumokkal foglalkozunk, ha a Világegyetem korára vagyunk kíváncsiak. A különbség tíz a tizenötödiken-szeres (1015-szeres azaz 15 „nagyságrend”). A mérettartomány két szélén elhelyezkedő égitestek korát kiszámítva – az iszonyatos méretbeli különbség ellenére – nagyjából azonos értékeket kapunk, legalábbis egy kétszeres szorzótól eltekintve. Az eltérés tehát kisebb mint egy nagyságrend (tehát kevesebb, mint tízszeres). Két ilyen fontos és ennyire különböző módszerrel kiszámított mennyiség kettes faktoron belüli egyezése olyan tény, aminek láttán a csillagászoknak és a kozmológusoknak nem kétségbeesniük, hanem örvendezniük kell.
Az előző kozmológiai tárgyú könyvemben (Az Ősrobbanás nyomában, első angol kiadás 1986-ban, átdolgozott kiadás 1998-ban) nem fordítottam különösebb figyelmet az olyan jelentéktelen részletekre, mint egy kétszeres szorzó a Világegyetem korára vonatkozó becslések eredményében. Sokkal inkább azokra a bizonyítékokra összpontosítottam, amelyek szerint az Ősrobbanás valóban bekövetkezett. Jellemző a kozmológia 80-as évek közepe óta végbement viharos sebességű fejlődésére, hogy ma már a Világegyetem korára vonatkozó becslések bizonytalanságának felbukkanása és az ellentmondások feloldása önmagában is megér egy könyvet. Ahhoz, hogy ezt az új történetet ésszerű terjedelmi keretek között el tudjam mondani, az Ősrobbanás-modellnek csupán a lecsupaszított vázát hagytam meg ebben a könyvben. Ha kíváncsiak az Ősrobbanás részletes történetére, akkor azt vagy az előző könyvemben, vagy a Világegyetem születéséről szóló számos további munka valamelyikében találhatják meg. Ez a könyv messzebbre jut az összes többinél, viszont csak ott kezdem a történetet, ahol a többiek abbahagyják.
Amint korábban már említettem, mostanra már a két adat, nevezetesen a legöregebb csillagok kora és a Világegyetem kora közötti legcsekélyebb eltérés is eltűnt. Annak köszönhetően történt így, hogy 1995 eleje óta sok meggyőző bizonyíték gyűlt össze, amelyek mindegyike ugyanabba az irányba mutatott. A kirakójáték egyik elemét a Sussex Egyetemen az a kutatócsoport illesztette a helyére, amelyiknek én is tagja lehettem. A múltban sok fontos tudományos eredményről írtam a könyveimben, de mindig kívülállóként, mások munkájáról tudósítva. Ezúttal a tudósítás személyes élményeimen alapul. Bár jómagam csupán egyetlen csavar voltam a gépezetben, ezúttal mégis bennfentesként írok, mint aki az elmúlt években maga is részese lehetett a Világegyetem korának pontos meghatározására irányuló próbálkozásoknak. Sok egyéb kutatáshoz hasonlóan az általam kezdeményezett projekt ötletét is a HST-vel dolgozó kutatók által 1994-ben közreadott, nyilvánvalóan képtelen kormeghatározás adta. A csillagok kormeghatározásától teljesen független, és a későbbiekben tisztázandó okok miatt az első pillanattól kezdve biztos voltam abban, hogy ez az adat hibás, ezért elhatároztam, hogy kitalálok valamilyen módszert az ellenőrzésére. Az általunk használt módszer megnyerően egyszerű (kisebb-nagyobb megszakításokkal harminc éven keresztül kerestem a megfelelően működő eljárást). Ugyanakkor ez az egyetlen közvetlen távolságmérési, és ennek megfelelően kormeghatározási módszer a Világegyetemben (minden más „mérés” valamilyen szintű következtetést is tartalmaz, magán a tényleges mérésen kívül). A módszer alkalmazásához azonban a Hubble-űrtávcső teljesítőképességére volt szükség, ezért nem tudtuk tervünket 1997-ig megfelelően végrehajtani. Ennek és az elmúlt néhány év során mások által végzett munkának az eredményeképpen remélem, meg tudom győzni az olvasót arról, hogy mi, csillagászok most már valóban tudjuk, milyen idős a Világegyetem. Ez nem kis teljesítmény, ha arra gondolunk, hogy csak a XIX. században kezdték a tudósok felfogni, hogy a Föld és a Nap történetének volt kezdete, nem is beszélve a kozmosz egészéről. Akkor kezdtek eltűnődni azon, hogy a kozmológiai időskálák meghökkentően hosszabbak a kortárs teológusok által hangoztatottnál.
A kozmikus idő felfedezése
Mikor kezdődött az idő? Az emberiség történelmének legnagyobb részében, a legtöbb ember számára ez a kérdés értelmetlen lett volna. Az időről a legkorábban és a legszélesebb körben elterjedt képet olyan, különböző kultúrákban találjuk meg, mint a hinduknál, a kínaiaknál, a közép-amerikai civilizációknál, a buddhistáknál és a kereszténység kora előtti görögöknél. Mindannyian a születés, a halál és az újjászületés ciklusával értelmezték az időt. Az évszakok örökké változó, a Föld folytonos megújulását eredményező ciklusához hasonlóan a Világegyetemet is örökkévalónak, de szabályos ritmus szerint változónak tekintették. A buddhizmusban és néhány más vallásban még Isten is időről időre újjászületik.
A korszerű tudományos gondolkodás bölcsőjének tekinthető európai kultúrában a kereszténység vált uralkodóvá, amelynek tanítása szerint csak egy Isten van, az Univerzum pedig a Teremtés egyedi és megismételhetetlen folyamatában jött létre. A világ modern, tudományos vizsgálata csak a XVII. században, Galilei, Descartes és Newton munkásságával kezdődött el. A XVIII. század végéig nem volt ellentmondás a teológusok és a tudósok által a Világegyetem korára adott becslések között, azon egyszerű oknál fogva, hogy a tudósoknak egyszerűen semmiféle alapjuk nem volt ahhoz, hogy megbízható kijelentéseket tegyenek. Ráadásul a más vallások által megengedett, hosszan (talán végtelenül hosszan) elnyúló ősi korokkal szemben a keresztény egyház tanítása szerint a világ (ami az akkori terminológia szerint a Világegyetem mai fogalmának szinonimája) teremtése Kr. e. 4004-ben történt.
Ez az időpont nem valamilyen légből kapott adat, amely holmi vad ötletként, véletlenül pattant ki a püspökök fejéből, hanem valóban komoly erőfeszítéseket tettek, hogy a Bibliában leírt eseményeket megfeleltessék a világ folyásának. A munka tudományos alapossággal kezdődött, azonban később a számítások egyre bonyolultabbá, végül nevetségesen groteszkké váltak. Mindez nem sokkal azelőtt történt, hogy Isaac Newton megjelentette az általában egyszerűen csak Principia-ként emlegetett, A természetfilozófia matematikai alapelvei (Philosophiae Naturális Principia Mathematica, 1687) című munkáját. Newton ebben a könyvében fektette le annak a tudományos módszernek az alapjait, amelynek révén alig több mint háromszáz év alatt eljutottunk a bolygók Nap körüli pályájának kezdeti felismerésétől egészen a Világegyetem születésének a megértéséig. Olyannyira, hogy ma már arra is szilárd tudományos bizonyítékaink vannak, hogy mindez mikor történt.
Tanulmányai során maga Newton is az idő kezdetének azzal a Szentírás igazságaként tanított időpontjával találkozott, amelyet Luther Márton és munkatársai számítottak ki a XVI. század elején. Becslésüket a családfák és nemzetségek ószövetségi leírására alapozták, amelyek alapján Jézus Krisztustól egészen Ádámig visszafelé követve az eseményeket, a Teremtés időpontjára Kr. e. 4000 jött ki. Ez szép kerek szám (bár korunk tudósai egyszerűen csak „nagyságrendi becslésnek” neveznék), ami valószínűleg fontos információt ad a Bibliában leírt események időtartamáról. 1620-ban azonban James Ussher érsek kiadta Szentséges időszámítás (Sacred Chronology) című munkáját, amelyben továbbfejlesztette a korábbi elképzeléseket. Ussher legfigyelemreméltóbb eredménye az volt, hogy az egész időskálát négy évvel visszafelé eltolta. Johannes Kepler, az 1571-ben született úttörő német csillagász felvetette, hogy Jézus megkeresztelésekor az égbolt elsötétedését egy napfogyatkozás okozhatta. Kepler korában a csillagászok már ki tudták számítani, hogy a megadott helyen a Luther által elfogadott időpontnál négy évvel korábban következett be a fogyatkozás. Ennek megfelelően a Luther által említett események mindegyike – így maga a Teremtés is – a korábban feltételezettnél négy évvel korábban történt.
Az időskála Usshertől származó átalakítása tehát a Teremtés időpontját Kr. e. 4004-re tette, vagyis sokkal pontosabban jelölte meg az időpontot, mint amennyire azt az alkalmazott módszer belső pontossága megengedte volna. Tételezzük fel, hogy az eljárás jó volt és Jézus megkeresztelésének időpontját valóban sikerült pontosan azonosítani. De vajon mi a valószínűsége annak, hogy a Bibliában leírt összes „nemzés” négy éven belüli pontossággal követhető. A helyzet azonban még ostobábbá vált 1654-ben, amikor John Lightfoot, a Cambridge Egyetem alkancellárja bejelentette, hogy a Szentírás alaposabb tanulmányozása révén sikerült még pontosabban meghatároznia a Teremtés utolsó pillanatát, azaz maga Ádám teremtésének a pontos idejét. Számításai szerint Ádám teremtése Kr. e. 4004. október 26-án, mezopotámiai helyi idő szerint délelőtt 9 órakor történt. Isaac Newton tizenkét éves volt, amikor Lightfoot kijelentése elhangzott, a Principia pedig csak 33 évvel később, 1687-ben jelent meg. Bár egyeseknek bizonyára voltak kételyeik az időskála Lightfoot-féle „tökéletesítését” illetően, a Teremtés Kr. e. 4004-es időpontjára utaló utólagos megjegyzés egészen a XIX. századig benne maradt a Biblia (1611-es angol nyelvű) ún. Hiteles Fordításában.
A kőzetekben található ősmaradványok késztették először a nyitott szellemű embereket annak végiggondolására, hogy a Föld története jóval hosszabb lehet néhány ezer évnél. Az elmúlt ezer év során időről időre a legkülönbözőbb tudósok egymástól függetlenül egy hosszabb időskála bevezetésének kényszerét érezték, ha meg akarták ősmagyarázni, hogyan kerültek a különböző fajok megkövesedett maradványai azokra a helyekre, ahol ma megtalálhatók. Az első ismert személy, aki nemcsak elgondolkodott ezen a rejtélyen, hanem gondolatait le is jegyezte, így azok ma is olvashatók, Abu Ali al-Hasszán ibn al-Haytham arab tudós volt, akit a tudósok későbbi generációi nevének európaiasított változata alapján Alhazanként ismernek. Kr. u. 965 körül született és 1038-ban halt meg, tehát alkotó életszakasza a Kr. u. 1000-et megelőző és követő évtizedekre esett. Legismertebb, az optikáról szóló munkája több mint ötszáz éven keresztül felülmúlhatatlan maradt (valójában az optikáról szóló könyvét a XII. században lefordították latinra, 1572-ben Opticae Thesaurus címen ismét megjelent, majd még további egy évszázadon keresztül alapvető kézikönyv maradt mindaddig, amíg Newton 1704-ben kiadta Optika című könyvét). Alhazan széles látókörű és eredeti gondolkodó volt, aki felfigyelt a halak megkövesedett maradványaira a hegyek között, a tenger szintje fölött nagy magasságban előforduló kőzetekben. Rájött, hogy a halaknak az óceán mélyén kellett elpusztulniuk, ahol maradványaikat lassan beborította az üledék. A tengerfenék lassan a magasba nyomult és hegyeket alkotott. Ehhez nyilvánvalóan rengeteg időre volt szükség, bár Alhazannak elképzelése sem lehetett, hogyan számíthatná ki az időtartam hosszát.
Abban az időben az ősmaradványok keletkezésére vonatkozó elfogadott magyarázatot a bibliai özönvíz jelentette. Ha az egész Földet – még a hegycsúcsokat is – víz borította volna, akkor elméletileg minden különösebb nehézség nélkül magyarázatot tudnánk adni a halak megkövesedett maradványainak a hegyek tetején történő előfordulására. Az ősmaradványok között azonban nem csak halak fordulnak elő. Az 1452 és 1519 között élt Leonardo da Vinci arról számolt be, hogy Lombardia hegyei között, a legközelebbi tengertől kb. 200 kilométerre kagylók és tengeri csigák fosszíliái is megtalálhatók. A Szentírás szerint az özönvíz idején negyven napon és negyven éjen át esett az eső, majd további 150 napig víz borította a Földet. A kagylók ennyi idő alatt semmiképpen sem tehették meg a 400 kilométert. Ráadásul a világ más részein a mostani óceánok partjától még távolabb, hasonló ősmaradványok fordulnak elő.
A XVII. században Niels Steensen dán orvos (aki Itáliában dolgozott és írásait latinosított nevén, Nicolaus Stenoként jelentette meg) másfajta érvelést dolgozott ki. Felismerve a hasonlóságot bizonyos ősmaradványok és a mai cápák fogai között, 1667-ben kiadott könyvében azt fejtegeti, hogy a fosszíliák valójában a tenger fenekén lerakódó üledékben képződtek, majd a mélyben létrejött kőzetet a geológiai tevékenység emelte magasba. Az ötletet Robert Hooke, Steno kortársa és a Royal Society egyik alapítója is felkarolta. A XVII. század végére már komoly tudományos bírálatok érték a fosszíliák létezését, a bibliai özönvízzel magyarázó hipotézist. Egyre inkább tért hódított az a felismerés, mely szerint a Föld felszínének egyes részei felemelkedhettek, a tengerfenék hegységekké alakulhatott, megkérdőjelezve ezzel Ussher érsek időskálájának megbízhatóságát. A kor tudósainak azonban elképzelésük sem volt az efféle folyamatok lejátszódásához szükséges idő hosszáról. A Föld korának tudományos módszerekkel történő megbecslése irányában az első lépést csak a XVIII. század vége felé tette meg Buffon grófja, George-Louis Leclerc.
Az 1707-ben született Leclerc egy jómódú ügyvéd fia volt, aki maga is jogot tanul, mielőtt természettudományokkal kezdett foglalkozni. Később kora egyik legtekintélyesebb természettudósa, a párizsi Királyi Füvészkert (Jardin du Roi) igazgatója lett. 1771-ben XV Lajostól kapta a Buffon grófja címet. A tudomány sok különböző kérdése foglalkoztatta, többek közt ő volt az első, aki (Les Epoques de la Nature című, 1778-ban megjelent könyvében) egyértelműen kifejtette azt a nézetét, mely szerint a Földön előforduló sokféle felszínforma mindegyike megmagyarázható, mint a ma is megfigyelhető geológiai folyamatok földtörténeti korokon keresztüli, folytonos működésének eredménye. Buffon elvetette Isten közvetlen, „saját kezű” beavatkozását a Föld teremtésébe, ehelyett bolygónk eredetére vonatkozóan (korában) valószínűnek tűnő tudományos magyarázatot adott. Eszerint a Föld egy olvadt anyagcsomóból jött létre, amit viszont egy üstökös becsapódása szakított ki a Nap testéből. Ez viszont azt a kérdést vetette fel, hogy mennyi időre lehetett szüksége az izzó kőzetgolyónak ahhoz, hogy kihűljön és elnyerje mai állapotát.
Valójában egy évszázaddal Buffon előtt, Isaac Newton a Principiá-ban megemlítette, hogy egy Föld nagyságú, vörösen izzó vasgömb 50 000 év alatt hűlne ki. Ezt azonban nem tekintették a Föld korára vonatkozó komoly becslésnek, így az adat csaknem észrevétlenül elsikkadt a Principia más, sokkal mélyebb tudományos tartalmú megállapításai között. Buffon számos kísérletet is végzett különböző méretű, vasból és más anyagokból készült gömbökkel, melyeket vörös izzásig hevített, majd megmérte, mennyi időre van szükség a kihűlésükhöz. Kísérletei eredményeképpen pontosabbá tudta tenni Newton becslését. Kiszámította, hogy ha a Föld valóban olvadt állapotban keletkezett volna, akkor 36 000 évnek kellett volna eltelnie addig, mire a hőmérséklet lehetővé teszi élőlények megjelenését, majd további 39 000 év alatt érte volna el mai hőmérsékletét. Mindez a korábbiakhoz képest jóval távolabbra, 75 000 évvel ezelőttre tolta a Föld keletkezését, vagyis csaknem hússzor olyan távoli múltba, mint a vallás tétele.
A kor teológusai elkeseredtek Buffon eredményei láttán, de különösen az nem volt ínyükre, hogy a természettudomány olyasvalamibe avatkozott bele, amit korábban a teológia kizárólagos birodalmának tekintettek. Ezzel vette kezdetét az a vita, amely még a XX. században is tartott, mindaddig, amíg a tudomány képes lett szilárd alapokon nyugvó becslést adni a Föld korára úgy, hogy abba a geológiai fejlődéshez és az élővilág evolúciójához szükséges időtartam egyaránt beleférjen. A XIX. században a Föld újabb becslések szerinti életkora számottevően meghosszabbodott, még Buffon eredményéhez képest is. Mindamellett a geológia és az evolúció mindig sokkal hosszabb időtartamokról beszélt, mint amilyeneket a fizika akkor ismert törvényei segítségével meg lehetett volna magyarázni.
A következő lépés ismét egy francia, az 1768 és 1830 között élt Jean Fourier nevéhez fűződik. Fourier maradandó módon járult hozzá a természettudomány fejlődéséhez, mert az időben változó jelenségek vizsgálatára új matematikai módszert fejlesztett ki. A Fourier-elemzés eredményesen használható, ha például egy hanghullámban fellépő nyomásváltozások sokaságát olyan egyszerűbb hullámokra, úgynevezett harmonikusokra akarjuk felbontani, amelyek összegezve pontosan az eredeti hullámot adják vissza. Fourier módszerét a matematikusok és a fizikusok ma is szívesen használják, mert ezáltal sok munkát takaríthatnak meg, azonban még ők sem mind tudják, hogy Fourier nem a matematika iránt érzett szerelméből fakadóan dolgozta ki számítási eljárását. Fourier-t elbűvölte a hő forróbb testekről a hidegebbek felé történő áramlása, e folyamat leírásához fejlesztette ki a szükséges matematikai apparátust.
Buffon megmérte, hogy a különféle méretű anyagcsomók milyen gyorsan hűlnek ki, majd a tapasztalati úton szerzett eredményeket extrapolálva próbálta megbecsülni, mennyi időre lehetett szüksége ehhez a Földnek. Ezzel szemben Fourier matematikai formulákba tömörítve felírta a hőáramlás törvényszerűségeit, majd ezeket az összefüggéseket felhasználva számította ki a Föld kihűléséhez szükséges idő hosszát. Emellett egy olyan döntő fontosságú tényezőt is figyelembe vett, amire Buffon nem gondolt. Rájött, hogy bár ma a Föld felszíne hideg, belseje még mindig forró (amit például a tűzhányók működése szemléltet). A Föld belsejében most is megtalálható olvadt kőzet hőmérséklete 6000 Celsius-fok. Fourier egyenletei leírják, hogyan áramlik a hő a bolygó forró belsejéből az alacsonyabb hőmérsékletű anyagrétegeken keresztül a felszíne felé. A kívül elhelyezkedő szilárd kőzetrétegek szigetelő takaróként veszik körül a Föld belsejének olvadt anyagát, benntartva a hőt, ami Buffon becsléséhez képest jelentős mértékben meghosszabbítja a kihűléshez szükséges időt.
A hangsúly az időtartam jelentős hosszabbodásán van. A Fourier számításaiból kijött eredmény olyan zavarba ejtően nagy volt, hogy tudomásunk szerint ő maga sohasem szánta rá magát arra, hogy papírra vesse ezt a számot (vagy ha mégis megtette, akkor a papírt elégette, még mielőtt bárki megpillanthatta volna az adatot). Amit 1820-ban leírt és az utókorra hagyott, az semmi egyéb nem volt, mint a fenti érvekre alapozva levezetett, a Föld korára vonatkozó matematikai formula. A képletbe könnyűszerrel behelyettesíthetjük a szükséges adatokat, amit nyilván maga Fourier is megtett. Ezt azonban soha senkinek nem árulta el, mert az eredményül kapott kor a legvadabb elképzeléseket is messze felülmúlta – a Newton-féle 75 ezer évvel szemben az ő adata 100 millió év volt. És mégis, ötven éven belül az a szám, amelyet Fourier 1820-ban oly zavarba ejtően óriásinak talált, hogy még leírni sem merte, nemcsak széles körben ismertté vált, hanem általában kínosan kicsinek tekintették. Ez a szemléletváltozás mindenekelőtt a magára a Földre vonatkozó geológiai ismeretek fejlődésének, valamint az evolúció elméletében a természetes kiválasztódás megjelenésének volt köszönhető.
Bár Buffon rájött, hogy a Földön ma is működő fizikai folyamatok adhatnak magyarázatot arra, hogyan alakult ki bolygónk jelen állapota, mégis a skót James Hutton volt az első, aki teljes mélységében kifejtette az elméletet, és akinek világos elképzelése volt arról, milyen hosszú időre lehetett ehhez szükség. Hutton mintegy húsz évvel fiatalabb volt Buffonnál, és a XVIII. század második felében foglalkozott geológiával. Abban az időben az elfogadott tudományos álláspont szerint a földfelszíni alakzatok, például a hegyláncok, hatalmas erők hatására alakultak ki, azonban ezek az események katasztrofális hirtelenséggel, nagyon rövid idő alatt (szó szerint egyik napról a másikra) következtek be. Ugyanakkor a széles körben elfogadott vélekedés szerint mindebben természetfölötti erők is szerepet játszhattak, a Bibliában leírt özönvíz volt az ilyen katasztrófák egyik klasszikus példája. Az ezzel ellentétes hipotézis szerint a Föld felszínén az idők során bekövetkezett változások magyarázatához csupán a még ma is működés közben megfigyelhető természetes folyamatokra van szükség. Ez a nézet a hasonlatosság tana (uniformitarianizmus) néven vált ismertté. A modern tudományban a különbség még jobban elmosódik, hiszen ma már tudjuk, hogy az, ami bármely emberi léptékkel mérve katasztrofális eseménynek tűnik (például az a kozmikus becsapódás, amely mintegy hatvanötmillió évvel ezelőtt véget vetett a dinoszauruszok földi pályafutásának), időről időre előfordul a Föld történetében. Nem szabad megfeledkeznünk arról, hogy ha elég hosszú időszakot veszünk figyelembe, akkor ezek (az emberi fogalmaink szerint) nagyon ritka események is a Föld felszínét a hasonlatosság tana szerint kialakító természetes folyamatok részei. Hutton korában a katasztrófaelmélet híveinek tudomásul kellett venniük, hogy elméletük értelmében a hegyeket felépítő, a völgyeket kivájó, a szigeteket és a mély óceánokat megszülő folyamatok mindegyikének hatezer év leforgása alatt kellett bekövetkeznie – ez valóban katasztrofális!
Hutton, aki 1726-ban született, jogot és orvostudományt tanult, de egyik hivatásában sem praktizált. Az 1750-es évek elején letelepedett és farmján gazdálkodni kezdett (apjának, aki ugyan elsősorban kereskedő volt, Berwickshire-ben volt egy kisebb birtoka), ám ideje legnagyobb részét a kémiának szentelte. Később érdeklődése egyre inkább a geológia felé fordult, ehhez az első lökést az adta, amikor megvizsgálta saját farmja sziklás alapzatát. Az 1760-as években Hutton megcsinálta a szerencséjét, feltalálta ugyanis egy iparilag fontos vegyi anyag, az ammóniumsó (ammónium-klorid) gyártási eljárását. 1768-ban Edinburghban telepedett le. Élete hátralévő részét, 1797-ben bekövetkezett haláláig, tudományos kérdések vizsgálatának szentelte.
Hutton volt például az első, aki kimutatta, hogy a Föld belsejének hője – bárminemű természetfeletti erő beavatkozása nélkül – magyarázatot adhat arra, hogy a tengerek mélyén lerakódó üledékes kőzetek miként tömörülnek össze gránittá vagy kovává. Kifejtette, hogy a Föld belső hője felelős a hegyláncok magasba tolulásáért és a geológiai rétegek megcsavarodásáért. Végül, ami mostani témánk szempontjából a legfontosabb, rájött, hogy mindehhez roppant hosszú időre van szükség. Egyik meglepő példájában Hutton éppúgy közvetlen, emberi tapasztalatra épülő analógiát használ, mint ahogyan azt a Teremtés időpontjának a kiszámításával próbálkozó teológusok is tették. Hutton rámutatott, hogy az Európában 2000 évvel korábban, a Római Birodalom idejében épített utak kövei ma is jól láthatók, az eróziónak szinte semmilyen jele sem figyelhető meg rajtuk. Nyilvánvaló, hogy hacsak valamilyen katasztrofális esemény be nem következett, akkor a természet folyamatainak 2000 évnél jóval hosszabb időre volt szükségük a Föld mai arculatának megformálásához. Sőt arra is felhívta a figyelmet, hogy ennek az időtartamnak még az Ussher által a Szentírás értelmezése alapján ajánlott 6000 évnél is sokkal hosszabbnak kell lennie. Mennyivel hosszabbnak? Ezt Hutton még csak megtippelni sem merte. Az edinburghi Royal Societynél megjelent cikkében 1788-ban így írt: „Jelen vizsgálatunk eredménye tehát az, hogy nincs nyoma a kezdetnek – és nincs remény a végre”. Ezzel azt akarta mondani, hogy – legalábbis a XVIII. századi tudomány szempontjából – a Föld eredete elvész a múlt ködében, jövője pedig az éppily megfoghatatlanul távoli jövőbe nyúlik.
Hutton elképzelései némi visszhangot keltettek tudományos körökben (és a régi iskola követői közé tartozó teológusok támadásainak célpontjává váltak), különösen azután, hogy barátja, John Playfair 1802-ben kiadta Hutton írásainak szerkesztett változatát. Hutton stílusa azonban (a fentebb említett találó példa és a hasonló, alkalmankénti felvillanások ellenére) megemészthetetlenül tömény volt, ezért munkássága a szélesebb közvéleményre nem gyakorolt különösebb hatást. A hasonlatosság tana (uniformitarianizmus) és a geológiai időskála ennek következtében történő kiterjesztése csak egy másik skót munkásságának köszönhetően vált nyilvános vita tárgyává. Charles Lyell, aki 1797-ben, vagyis Hutton halála évében született, az 1830-as évek elején karolta fel és kezdte népszerűsíteni az elképzelést.
Huttonhoz hasonlóan Lyell is jogot tanult, de akárcsak Hutton esetében, hamarosan az ő életében is a természettudományos érdeklődés vált meghatározóvá. Apja elég gazdag volt ahhoz, hogy támogatni tudja a fiatalembert, így az 1820-as években beutazhatta Európát, ahol közvetlenül tapasztalhatta a természet erőinek működését. Különösen nagy hatással volt rá az Etna környékén tett látogatása. Lyell utazásainak gyümölcse a háromkötetes, A geológia alapelvei (Principles of Geology) című könyve, amely 1830 és 1833 között jelent meg. A sorozat első kötetének alcíme világosan kifejezésre juttatta a szerző célját: Próbálkozás a Földfelszínén egykor végbement változások magyarázatával, hivatkozással a ma is működő okokra. Huttonnal ellentétben Lyell világosan és közérthetően írt, így elgondolásai a kor bármely művelt embere számára hozzáférhetővé váltak. A (Penguin Classic sorozatban is megjelentetett) mű még ma is éppoly érthető, érdemes elolvasni.
Lyell könyve különösen nagy hatással volt a fiatal Charles Darwinra. Darwin 1809-ben született, és amikor 1831 végén, a Beagle fedélzetén híressé vált utazására indult, a tudományos kategóriák szerint elsősorban geológusnak tartotta magát. Lyell nagyszerű könyvének első kötetét magával vitte az utazására; a második kötet a Föld körülhajózása közepette érte utol őt; végül a harmadik kötet már Angliában várta őt, amikor 1836-ban visszatért. Később valahol leírta, hogy „a könyv megváltoztatta egész gondolkodásmódomat, ...amikor olyasvalamit pillantottam meg, amit Lyell sohasem láthatott, bizonyos fokig az ő szemével is néztem rá”. Munkássága legfigyelemreméltóbb időszakában, a természetes kiválasztódás útján végbemenő evolúció elméletének kidolgozásakor Darwin kijelentette, hogy Lyelltől kapta „az idő adományát”. Nyilván azért, mert a természetes kiválasztódás elmélete is arról szól, hogy milyen jelentős változásokat képesek eredményezni a hosszú időn keresztül szinte változatlan módon, de lassan működő folyamatok. Csak a természetes kiválasztódás útján végbemenő evolúció képes megmagyarázni, miként fejlődött ki a Földön egy közös ősből az életformák rendkívüli változatossága, feltéve, hogy elegendően hosszú idő állt rendelkezésre az evolúció működéséhez. Miután 1859-ben megjelent A fajok eredete, a biológia és a geológia egyaránt azt üzente a természettudósoknak, hogy a Földnek roppant öregnek kell lennie „a kezdet nyoma nélkül”. Következésképp a Napnak is legalább olyan idősnek kell lennie, mint maga a Föld, máskülönben az élővilág nem létezhetett és fejlődhetett volna bolygónkon a megkívánt idő alatt. Ezáltal a biológusok és a geológusok nézetei közvetlen összeütközésbe kerültek a fizikával, mindenekelőtt a kor legtekintélyesebb fizikusával, Lord Kelvinnel.
Szó sincs arról, hogy a fizikusok ne lettek volna tisztában azzal, miről is van szó. Éppen ellenkezőleg. A XIX. század közepére elég alaposan megértették már a fizika törvényeit, így bízvást kijelenthették, hogy a fizika ismert törvényei szerint teljességgel kizártnak tekinthető, hogy a Nap olyan régóta világítana, amint azt Darwin és a geológusok megkövetelik.
Az 1824-ben született Lord Kelvin egyszerűen csak William Thomsonként kezdte az életét, majd egyike lett azon skótoknak, akik jelentős szerepet játszottak a brit tudomány fejlődésében. Amellett, hogy elismert fizikus volt, a gyakorlatias észjárású Thomson a viktoriánus kor vállalkozóinak nemes hagyományát követve, tehetségét nemcsak a természettudományok, hanem a mérnöki tudományok területén is kamatoztatta. Szabadalmaiból befolyt jövedelme jólétet teremtett számára. Ő volt a szellemi irányítója az első transzatlanti távírókábel lefektetésének (ami legalább olyan jelentős előrelépés volt az 1860-as években, mint amilyet a távközlési műholdak csatasorba állítása jelentett száz évvel később). Akkor sem tudományos munkáját, hanem az ipar szolgálatában, Nagy-Britannia felemelkedése érdekében kifejtett tevékenységét ismerték el, amikor 1866-ban a királynő lovaggá ütötte, majd 1892-ben a Kelvin of Largs első bárójaként nemesi címet kapott. Bár tudományos munkájának legnagyobb részét még a főnemesi cím megszerzése előtt végezte, manapság tudományos körökben is egyszerűen csak Lord Kelvinként hivatkoznak rá. Az ő nevét viseli a termodinamika főtételeiből levezetett abszolút hőmérsékleti skála, de ezt sem Thomson –, hanem Kelvin-skálának nevezzük. A Kelvin-skála nulla pontja a Celsius-skálán -273 foknak felel meg, de a két skála beosztása azonos, azaz egy fok változás mindkét skálán ugyanakkora hőmérsékletkülönbségnek felel meg.
Kelvin volt a XIX. század második felében a brit fizika toronymagasan kiemelkedő alakja, aki egyúttal az európai tudományban is jelentős szerepet játszott. Kitüntetéses diplomáját 1845-ben a Cambridge Egyetemen szerezte, majd egy évvel később, huszonegy éves korában már a természetfilozófia (ez a fizika korabeli megnevezése volt) professzora lett a Glasgow Egyetemen.
Ezt a pozícióját ötvenhárom éven keresztül, egészen 1899-es nyugdíjba vonulásáig megtartotta. Számos tudományos eredménye közül a legfontosabbakat a termodinamika területén érte el. Kelvin fektette le a tudományterület alapjait, és ő fogalmazta meg 1851-ben a termodinamika híres, második főtételét, amely szerint külső segítség nélkül a hő nem áramolhat egy hidegebb testről egy melegebb felé. Emellett közreműködött az elektromágneses erőterek elméletének kidolgozásában is. Termodinamikai kutatásai kapcsán töprengett el a Föld és a Nap korának kérdésén. A termodinamika legfontosabb tanítása értelmében semmi sem tart örökké. Minden elmúlik és minden elkopik. Ez a Föld történetét illetően Huttonéval éppen ellentétes következtetésre késztette Kelvint. 1852-ben így fogalmazott:
A Földnek egy bizonyos, véges időtartam óta léteznie kell, majd egy ugyancsak véges idő elteltével alkalmatlanná válik arra, hogy a jelenlegi formájában megalkotott embernek otthont adjon, hacsak olyan események be nem következnek vagy olyan tetteket nem fogunk végrehajtani, amelyek az anyagi világban végbemenő események ma ismert törvényei szerint lehetetlenek.
Valójában természetesen semmiféle ellentmondás nem áll fenn Kelvinnek a Föld véges életkorára vonatkozó állítása és Hutton kijelentése között, mely utóbbi szerint a geológiai leletekben nincs nyoma a kezdetnek. Ma már tudjuk, hogy a Kelvin által említett véges életkor oly rettentően hosszú, hogy a XVIII. század eszközeivel és módszereivel remény sem lehetett a kezdetre utaló nyomok feltárására, jóllehet ma már egyértelműen ismerjük ezeket. Kelvin megjegyzését és a következő fél évszázadban (1907-ben bekövetkezett haláláig) ezen a területen végzett munkáját illetően azonban két dologra érdemes visszatérni. Egyrészt, hogy Kelvin szigorúan a kora fizikai ismeretei szabta korlátokon belül gondolkozott. Másrészt, hogy rendkívüli tekintélye miatt még a XX. században is jó ideig megőrizte befolyását az a vélekedése, hogy a Föld élettartama viszonylag rövid, és természetesen sokkal rövidebb, mint ami a geológusok és az evolúció kutatói számára kívánatos lett volna.
Nem kis mértékben az előbb a geológusok, majd az evolucionisták részéről jövő nyomás ösztönző hatására Kelvin a XIX. század második felében több lépésben jelentősen finomította termodinamikai érvelését. Egyes ötletei brit kortársa, John Waterson munkásságán alapultak. Emellett Kelvin sokat töprengett azon, honnan ered a Nap energiája. Vele egy időben ugyanez a kérdés foglalkoztatta Hermann von Helmholtz német fizikust is, ami később a tudományt sokszor megmételyező, az elsőségért vívott elkeseredett plágiumharchoz vezetett. Nem szükséges Kelvin Napra vonatkozó elképzelése kifejlődésének minden lépését végigkövetnünk, azt azonban ma már könnyen el tudjuk képzelni, hogy Helmholtz tőle függetlenül is hasonló következtetésekre juthatott. Ezért aztán a Nap (és általában a csillagok) élettartamára vonatkozó számításai eredményeképpen kapott időskálát Kelvin-Helmholtz-skálának nevezzük (Németországban természetesen ugyanezt Helmholtz-Kelvin-skálának nevezik). Kelvin az elképzeléseit a londoni Royal Institutionban, 1887-ben tartott előadásában mutatta be teljes részletességében. A tökéletes szépségű gondolatmenet az alább leírt módon hangzik:
A Nap hatalmas gázgömb, melynek tömege mintegy 330 000-szerese a Földének, átmérője pedig 109-szer nagyobb bolygónkénál. Saját súlya alatt folyamatosan zsugorodnia kell, de ennek ellenáll a belső hőjéből eredő nyomás. Ennek a hőnek valahonnan származnia kell, hiszen a termodinamika törvényei Kelvin generációja számára minden korábbinál világosabban előírták, hogy léteznie kell valamilyen, a Nap sugárzását biztosító energiaforrásnak. Kelvin korának legjelentősebb energiaforrásai kémiai energiát használtak, Nagy-Britanniában az egész ipari forradalom energiaszükségletét a szén elégetésével fedezték. Könnyen ki lehetett számítani, hogy ha a Nap teljes egészében szénből állna, amelyet tiszta oxigén jelenlétében égetnénk el, akkor is csak néhány ezer éven keresztül tudna energiát sugározni. Ha az érvelést napjaink ipari társadalmainak jellegéhez igazítva akarjuk átfogalmazni, akkor kijelenthetjük, hogy ha a Nap teljes egészében kőolajból állna, amit ugyancsak tiszta oxigénnel égetnénk el, akkor a Nap csupán mintegy 30 000 éven át lenne képes a mai szinten sugározni.
Kelvinnek és Helmholtznak egymástól függetlenül az a zseniális ötlet jutott eszébe, hogy léteznie kell valamilyen, a kémiai energiától különböző energiaforrásnak, amit a Nap hasznosítani tud. Ez szerintük a gravitáció. Ha egy tárgy a gravitációs térben szabadon esik, akkor felgyorsul, mozgási energiára tesz szert. Ha ezután a talajba csapódva hirtelen lefékeződik, akkor a test mozgási energiája hővé alakul, és az atomok és molekulák megnövekedett hőmozgása formájában szétterjed a testben és a becsapódás helyén lévő anyagban. Az elképzelés kidolgozásának korai szakaszában Kelvin azt vette számításba, hogy mennyi hő szabadulhat fel, ha meteorok, üstökösök vagy akár egész bolygók zuhannak a Napba. Később azonban rájött, hogy erre nincs szükség. A gravitációs energia legtekintélyesebb forrása, legalábbis ami a Naprendszert illeti, a Naprendszer legnagyobb tömegű égitestje, vagyis maga a Nap.
A termodinamika egyik legfontosabb meglátása szerint a hő az ide-oda mozgó és egymással összeütköző atomokkal áll kapcsolatban – minél gyorsabban mozognak a részecskék, annál forróbb az illető test. Ha feltételezzük, hogy a most a Napot alkotó anyag valaha az egész Naprendszerben egyenletesen szétszórva helyezkedett el, majd a gravitáció hatására jött létre belőle a Nap, akkor könnyen beláthatjuk, milyen sok gravitációs energia alakult át hővé és késztette egyre gyorsabb és gyorsabb mozgásra és hevesebb ütközésekre az atomokat. A csillagászok egyébként pontosan így képzelik el a csillagok születését és kezdeti felforrósodását. Kelvin és Helmholtz másik fontos meglátása szerint a Nap – bár most már viszonylag kompakt és forró gázgömb – lassú összehúzódása révén még mindig képes gravitációs energiatartalékait mozgósítani és hővé alakítani. Az összehúzódás során a Napot felépítő részecskék egyre közelebb kerülnek a csillag tömegközéppontjához, vagyis lényegében a gravitációs térben a középpont felé esnek, tehát mozgási energiára tesznek szert. Ennélfogva egyre nagyobb erővel lökdösik egymást, vagyis az anyag mind forróbbá válik. Kelvin számításai szerint, ha a Nap átmérője évente csupán ötven méterrel csökkenne, akkor elegendő energia szabadulna fel ahhoz, hogy a Nap megfigyelt fényességét meg tudjuk magyarázni. Ekkora mértékű zsugorodás azonban túlságosan csekély volt ahhoz, hogy a XIX. század csillagászai kimutathatták volna, ezért az elképzelést nem lehetett elvetni. Az elgondolás jelentős mértékben kiterjesztette a geológiai fejlődés és az evolúció számára rendelkezésre álló időtartamot, azonban még mindig nem eléggé. Hozzávetőlegesen azt mondhatjuk, hogy a Kelvin-Helmholtz-skála szerint egy a Naphoz hasonló csillagnak húszmillió évnyi ragyogás után kell kihunynia. Ez azonban még mindig túlságosan kevés a geológia és az evolúció időigényéhez viszonyítva. Minél világosabban fejtette ki Kelvin az érveit és minél pontosabb számításokat végzett, annál nyilvánvalóbbá vált az ellentmondás.
1892-ben, abban az évben, amikor megkapta a főnemesi címet, Kelvin visszatért 1852-ben tett megjegyzéséhez, és azt a következőképpen korszerűsítette:
A Földnek egy bizonyos, véges időtartam óta léteznie kell, majd egy ugyancsak véges idő elteltével alkalmatlanná válik arra, hogy a jelenlegi formájában megalkotott embernek otthont adjon, hacsak olyan események nem következnek be és olyan tetteket nem fogunk végrehajtani, amelyek az anyagi világban végbemenő ismert folyamatok ma ismert törvényei szerint lehetetlenek.
1897-re a Nap élettartamának felső határát huszonnégymillió évben határozta meg. De pontosan ugyanabban az évtizedben, amikor Kelvin a fizika ismert törvényeinek hibátlan alkalmazásával erre a következtetésre jutott, más természettudósok felismerték, hogy „az anyagi világban végbemenő ismert folyamatok ma ismert törvényei” távolról sem írják le a természet minden jelenségét. A radioaktivitás felfedezése a fizika korábban teljességgel ismeretlen törvényeire és korábban ismeretlen energiaforrásokra derített fényt. Ez a felfedezés rövid időn belül feloldotta a geológiai és az evolúciós időskálák, valamint a Nap élettartama között feszülő ellentétet.
Az 1890-es évek a fizika izgalmas korszakát jelentették. A „forradalom” fogalmát a tudományokban éppúgy, mint az élet sok más területén már túlságosan elkoptattuk, de a röntgensugarak 1895-ben történt felfedezését követő események forradalmibbak voltak, mint a tudomány történetének bármely korábbi eseménye.
A kezdetben X-sugaraknak nevezett jelenséget Wilhelm Röntgen német fizikus 1895-ben fedezte fel, felismerését 1896. január 1-jén jelentette be. Röntgen az akkoriban katódsugárzásnak nevezett jelenséget tanulmányozta (amiről ma már tudjuk, hogy elektronok áramlása). A katódsugárzás az elektromos kisülési cső (egy vákuumcső vagy más néven katódsugárcső, amely némileg a mai tévékészülékek képcsövére hasonlít) negatív töltésű lemezéből indul ki. Véletlenül megfigyelte, hogy a cső üvegfalába ütköző katódsugarak másodlagos sugárzást keltenek, amelynek hatására a közelben elhelyezett, bárium-platinocianiddal bevont detektorernyő akkor is halványan világít, amikor a csövet már kikapcsolta. A korábban ismeretlen sugárzást az ismeretlen matematikában szokásos jelölése nyomán nevezte el X-sugárnak, amely elnevezés pl. az angol és a francia nyelvben mindmáig megmaradt, míg pl. a németben és az oroszban a magyarhoz hasonlóan a röntgensugárzás megnevezés vált elfogadottá.
A röntgensugárzás felfedezése arra ösztönözte a fizikusokat, hogy megpróbálják a sugárzások további, „új” formáit felfedezni. A leglátványosabb sikert a Párizsban dolgozó Henri Becquerel mondhatta magáénak. Minthogy Röntgen kísérleti berendezésében a röntgensugarak a vákuumcső falán létrejövő fényes foltból indultak ki, ahol a katódsugarak fluoreszkálásra késztették a cső üvegfalát, ezért Becquerel a foszforeszkáló sók (a sötétben halványan világító sók), többek között az uránsók körében próbált valamilyen hasonló jelenségre bukkanni. A foszforeszkáló anyagok általában a napfénynek kitéve „töltődnek fel”, majd ezután bizonyos ideig halványan fénylenek. Egy idő után fényük elhalványul, de ismételten a napfényre helyezve őket, újra feltöltődnek. Becquerel nemsokára észrevette, hogy némelyik foszforeszkáló só nemcsak látható fényt bocsát ki, hanem valamilyen másfajta sugárzást is. Ez a megszökő sugárzás elhomályosította a közelben elhelyezett fényképezőlemezeket, még akkor is, ha a lemezek vastag, fekete papírba voltak csomagolva. Ez önmagában is elég izgalmas megfigyelés volt. Az igazán szenzációs felfedezést azonban Becquerel 1896. február végén tette.
A soron következő kísérletsorozatához Becquerel előkészített egy fényképezőlemezt, amelyet vastag fekete papírba csomagolt, nehogy fény érje, valamint egy kereszt alakú rézdarabot (korábban ugyanis már megállapította, hogy az új sugárzás a fémeken nem hatol keresztül). A rézkereszt a becsomagolt fotólemezen feküdt, az uránsót tartalmazó edényt pedig a keresztre tette. Becquerel azt tervezte, hogy a sót kiteszi a napfényre, mert arra volt kíváncsi, hogy a só ennek hatására elég sugárzást fog-e kibocsátani ahhoz, hogy a rézkereszt lenyomata (sötét árnyékként) leképződjék a lemezen. Minthogy Párizs fölött néhány napig borult volt az ég, Becquerel a már összeállított kísérleti eszközöket egy szekrénybe tette és várt. Pár nap múlva – talán azért mert megunta a hiábavaló várakozást a napsütésre – előhívta a fotólemezt, annak ellenére, hogy a sót nem sikerült kitennie a napfényre. A lemezen jól felismerhetően kirajzolódott a rézkereszt árnyéka. Becquerel ezzel nemcsak a sugárzás egy új (hamarosan radioaktivitásnak elkeresztelt) fajtáját fedezte fel, hanem egy új energiaforrást is, hiszen (a közönséges foszforeszkálással ellentétben) a só aktivitásához nyilvánvalóan nem volt szüksége a Nap energiájára, de nem közölt a rendszerrel semmiféle mesterséges eredetű energiát sem, mint például Röntgen, aki kísérletében elektromos árammal működtette a katódsugárcsövet. Úgy tűnt, hogy a semmilyen külső tényező által nem befolyásolt uránsó energiát sugároz a környező világba anélkül, hogy az energiának bármilyen látható forrása lenne. Mindez nyilvánvaló ellentmondásban volt a természettudomány egyik legszilárdabb alapkövével, az energiamegmaradás törvényével.
Egy ugyancsak Párizsban dolgozó házaspár, Marie és Pierre Curie felismerte Becquerel felfedezésének jelentőségét, sőt tovább is fejlesztették azt. Egyik, 1898-ban megjelent cikkében Marie Curie vezette be a „radioaktív anyag” fogalmát. A házaspár kimutatta, hogy az uránt tartalmazó sók radioaktivitásának erőssége a minta urántartalmától függ (nyilvánvalóvá vált tehát, hogy a sugárzás forrása maga az urán). Azonosítottak két, korábban ismeretlen radioaktív elemet (amelyek mint elemek is ismeretlenek voltak korábban, nemcsak radioaktivitásukról nem volt tudomásuk), a polóniumot és a rádiumot. A felfedezés kulcsfontosságú következménye az volt, hogy a radioaktivitás valamely elem egyes atomjainak a tulajdonsága, semmi köze az uránsók vagy bármilyen más vegyület kémiájához. Eközben a Csatorna túlsó partján, Cambridge-ben J. J. Thomson (aki csupán névrokona volt Lord Kelvinnek) felfedezte, hogy a katódsugárzás tulajdonképpen parányi, elektromosan töltött elemi részecskékből áll, amelyeket ma elektronoknak nevezünk. Ezek az elektronok valamiképpen kiszakadtak az anyag korábban megbonthatatlannak és változatlannak hitt építőköveiből, az atomokból.
Az új-zélandi születésű fizikus, Ernest Rutherford volt az, aki az új felfedezések adta részleteket egységes képpé állította össze és új időtartamot számított ki a Föld korára, valamint szellemi útmutatást adott a Nap energiatermelésének megfejtéséhez. Rutherford 1871-ben született és 1937-ig élt. Az 1890-es években Thomson mellett dolgozott Cambridge-ben. 1898-ban a montreali McGill Egyetemre ment, ahol 1907-ig dolgozott, amikor is az angliai Manchester Egyetemtől kapott állásajánlatot. 1919-ben Cambridge-ben a Cavendish Laboratórium igazgatója lett, és maradt egészen pályája végéig.
A radioaktivitás nagyszerűsége abban rejlik, hogy egyszerre nyújt kulcsot a Föld életkorának megfejtéséhez és szolgál új energiaforrásként. Rutherford kimutatta, hogy a Becquerel által felfedezett sugárzás valójában kétféle sugárzás keveréke volt, amelyeket ő alfa-, illetve béta-sugárzásnak nevezett el. Azóta kiderült, hogy a béta-sugárzást gyorsan mozgó elektronok alkotják, tehát hasonló a katódsugárzáshoz, csak sokkal nagyobb az energiája. Maga Rutherford mutatta ki, hogy az alfa-sugárzás elemi részecskék árama. A részecskék mindegyikének a tömege négy hidrogénatoméval egyezik meg, és minden alfa-részecske kétegységnyi pozitív töltést hordoz. Ebből – helyesen – arra a következtetésre jutott, hogy az alfa-részecske olyan hélium atommag, amelyik elveszített kétegységnyi negatív elektromos töltést – vagyis két elektront. Ez nagyon jelentős előrelépés volt, méghozzá nem egészen tíz évvel azután, hogy egyáltalán magát az elektront sikerült az atom alkotórészeként azonosítani.
Történetünkben most kissé előreugrunk, Rutherford manchesteri munkásságáig. Itt Rutherford keze alatt dolgozott az a kutatócsoport is, amelyik felfedezte az atom alapvető szerkezetét. Hans Geiger és Ernst Marsden (a természetes radioaktivitás által létrehozott) alfa-részecskékkel bombázott vékony aranyfóliákat. Legnagyobb meglepetésükre azt tapasztalták, hogy bár az alfa-részecskék legtöbbje akadálytalanul áthatol a fólián, időnként egy-egy részecske visszapattant, mintha valamilyen kemény falba ütközött volna. Rutherford a kísérlet eredményét úgy értelmezte, hogy minden atom egy nagyon kicsiny, tömör, pozitív töltésű középponti tartományból áll (ezt atommagnak nevezte el), amelyet negatív töltésű elektronok híg felhője vesz körül. Az alfa-részecskék az elektronfelhőn akadálytalanul áthatolnak, mintha az ott sem lenne, ahogyan egy ágyúgolyó átsüvít a ködrétegen. Néha azonban az alfarészecske (amelynek ugyancsak pozitív töltése van) többé-kevésbé pontosan eltalálja az atommagot, ezért a két pozitív töltés közötti elektromos taszítóerő visszalöki, mintha az ágyúgolyó telibe találna egy, a ködgomoly belsejében rejtőző szilárd testet. A szemléletesség kedvéért elmondjuk, hogy a legnagyobb atomok átmérője is csupán 0,0000005 mm (vagyis 5×10-7 mm). Az atom belsejében az atommag mérete úgy aránylik az atom térfogatának legnagyobb részét kitöltő elektronfelhő átmérőjéhez, mint ahogyan egy homokszem eltörpül a Parlament kupolatermében.
Az atomról alkotott e képünk birtokában immár visszatérhetünk a radioaktivitás történetéhez. A hidrogénatomot úgy kell elképzelnünk, mint ami egyetlen protonból (viszonylag nagy tömegű, és egységnyi pozitív elektromos töltést hordozó részecskéből) és egyetlen elektronból áll (ahol az egységnyi negatív töltést hordozó elektron tömege csupán kétezred része a protonénak). A héliumatom magja két protonból és két neutronból épül fel (a neutron elektromosan semleges elemi részecske, tömege csaknem azonos a protonéval), a mag körül két elektron található. Az alfarészecske pontosan ugyanolyan, mint a héliumatom magja, azzal a különbséggel, hogy nincsenek körülötte elektronok. A radioaktív elemek atommagjaiból elektronok (béta-sugárzás) vagy héliummagok (alfa-sugárzás) is kiléphetnek. Rutherford a Kanadában dolgozó Frederick Soddyval együttműködve magyarázatot próbált adni a radioaktivitás jelenségére, miszerint az az atomok szétesésével áll kapcsolatban (pontosan az ő későbbi munkásságának köszönhetően ma már tudjuk, hogy nem az atom, csak az atommag esik szét). Rájött, hogy a folyamat közben a radioaktív elem atommagjai valamilyen más elem atommagjaivá alakulnak át. Ez végső soron azt jelenti, hogy a radioaktivitás során fellépő energia forrása körülhatárolható, tehát nem sérül az energiamegmaradás törvénye. A radioaktivitás során az atommagok belsejében valamilyen átrendeződés megy végbe, a mag alacsonyabb energiájú állapotba kerül, és az ily módon „megtakarított” energia jelentkezik a radioaktív sugárzások formájában. Mindez hasonló ahhoz, ahogyan a kémiai reakciók (például az égés) során energia szabadul fel (ebben az esetben fény és hő), amikor az atomok egymáshoz képest átrendeződve alacsonyabb energiájú állapotba kerülnek, és a megtakarított energia kisugárzódik. Ha egy mintában lévő összes radioaktív atom ilyen módon szétesik, akkor a radioaktivitás és ezzel együtt az energiakibocsátás megszűnik – ám esetenként ez az állapot csak hihetetlenül hosszú idő után következik be.
Rutherford azt is felfedezte, hogy bármekkora mennyiségű radioaktív anyaggal kezdünk is kísérletezni (tiszta radioaktív elem, például urán vagy rádium formájában), az atomok fele mindig pontosan ugyanannyi idő alatt bomlik el. Ezt az időtartamot nevezzük felezési időnek. Nem kellett azonban évekig várakoznia ahhoz, hogy megmérje a számára érdekes anyagok felezési idejét, mert a laboratóriumban vizsgált minta sugárzásának gyengüléséből már sokkal rövidebb ideig végzett mérés alapján is következtetni lehet a felezési időre. Természetesen Rutherford legelőször ezt ellenőrizte, hiszen az energiamegmaradás törvénye csak akkor nem sérül, ha a minták sugárzása az idő múlásával gyengül.
Egy darab rádiumban például 1602 év alatt az atomok fele a radon nevű gáz atomjaivá alakul át, miközben az eredeti rádiummagokat alfa- és béta-részecskék hagyják el. Az ezután következő 1602 év alatt a megmaradt atomok fele (vagyis az eredeti mennyiség negyede) fog elbomlani és így tovább. Ez az atomi és annál kisebb részecskék világát irányító kvantummechanika törvényeinek egyik furcsasága. E viselkedés felfedezése késztette Albert Einsteint híres, kétségbeesett megjegyzésére: „Nem hiszem, hogy Isten kockajátékot játszik.” Azonban minden bizonyíték amellett szól, hogy Einstein tévedett, valójában az egyes atomok (pontosabban az egyes atommagok) mégiscsak „kockáznak”, mintha minden atommag a felezési idő valamely véletlenszerűen kiválasztott (de atomonként más-más – ford. megj.) pillanatában egyszer dobna a kockával, és elbomlik, ha a dobás eredménye páratlan, de nem bomlik el, ha párosat dob. Egyetlen atomot kiszemelve előfordulhat, hogy a következő másodpercben elbomlik, de az is megeshet, hogy évezredekig nem bomlik el. Semmilyen módszerrel nem lehet előre megjósolni, mikor fog a bomlás bekövetkezni. Ha azonban elegendően nagyszámú atomot vizsgálunk egyszerre, akkor a minta egészének viselkedése nagyon szabályos és előrejelezhető lesz. Most azonban nem kell a kvantummechanikával törődnünk, számunkra az egészből csak annyi az érdekes, amint azt Rutherford megállapította, hogy a radioaktivitás pontos órát ad a kezünkbe a Föld korának megállapításához.
Ha tudjuk, hogy hány radioaktív atom volt kezdetben valamely kőzetmintában, akkor csupán meg kell számolnunk, most hány radioaktív atom van benne (amihez csak a minta radioaktivitását kell megmérnünk), és ebből következtetni tudunk, hányszor múlt el a felezési idő a kőzet keletkezése óta. De vajon honnan tudjuk, mekkora volt a kőzet radioaktivitása a keletkezésekor? Első kapaszkodóként találnunk kell egy olyan, nem radioaktív elemet előállító radioaktív bomlási folyamatot, amelynek végterméke egyébként nem fordult elő a vizsgált mintában. Ezután egyszerűen megmérjük, hogy ebből az úgynevezett „leányelemből” mennyit tartalmaz a minta, így megtudjuk, hogy mennyi bomlott el a „szülőelemből”.
Maga Rutherford először 1905-ben fogott hozzá a méréshez, amikor meghatározta egyes uránvegyületeket tartalmazó kőzetek belsejében csapdába esett hélium mennyiségét. A hélium csak az urán bomlása során felszabaduló alfa-részecskékből származhatott, oly módon, hogy minden egyes alfa-részecske két elektront befogva héliumatomot alkotott. A módszerrel Rutherford és kollégája, Bertram Boltwood, amerikai vegyész, aki a Yale Egyetemen dolgozott, de 1909-10-ben Manchesterben vendégeskedett, a vizsgált kőzetek életkorára 500 millió évet kapott. Minthogy a hélium kis része megszökhetett, még amikor a kőzet olvadt állapotban volt, továbbá némi gáz elszivároghatott a kőzet repedésein keresztül is, a kapott időtartam a minimumnak tekinthető, amely a kőzet lerakódása óta eltelt, ami tehát egyúttal a Föld életkorának is csak alsó határa. Márpedig ez az időtartam hússzorosa volt annak a maximális időnek, amelyet Kelvin nem egészen tíz évvel korábban a Nap korára kapott – és ez még csak a kezdet volt.
Boltwood legfőbb érdeme az volt, hogy egy lépéssel továbbfejlesztette az eljárást, nevezetesen az urán bomlásának összes végtermékét megvizsgálta a kőzetben, nem csak a héliumot. Rájött, hogy az urán átalakulásának végső, stabil terméke az ólom, miközben köztes, instabil termékként a rádium is jelen van. Az urán és a rádium bomlási sebességét (felezési idejét) egyaránt ismerjük, ezért elvben lehetséges volt a kőzetek korát a ma bennük megtalálható végtermékek mennyiségéből meghatározni, feltételezve, hogy eredetileg a minta nem tartalmazott ólmot. A munka gyakorlati része távolról sem nevezhető egyszerűnek, mert a különböző mintákban rendkívül kis koncentrációban (380 atom minden egymilliárd közül) jelen lévő rádium mennyiségét kellett pontosan megmérni. Ennek ellenére a XX. század első évtizedének a végére – igaz némi bizonytalansággal – a különböző, vizsgált kőzetminták kora 400 millió és kétmilliárd év között volt.
Rutherford és Boltwood ezután egyaránt más területen kezdett dolgozni, azonban Arthur Holmes, aki akkor a londoni Imperial College-ben dolgozott, átvette a stafétabotot. Holmes az uránólom módszerrel 1913-ra már számos kőzetminta korát meghatározta, melyek közül a legidősebb 1,64 milliárd évesnek bizonyult, viszonylag kis mérési hibával. Holmes volt az, aki a radiometriai kormeghatározás néven ismertté vált eljárást elfogadottá tette. Ő volt az első, aki a radioaktív kormeghatározást (ami a radiometriai módszer elnevezés szinonimája) alkalmazta fosszíliák korának meghatározására, ezáltal első ízben tette lehetővé az ősmaradványok abszolút korának megállapítását. A későbbi években új ötletek és felfedezések figyelembe vételével kiterjesztette a módszert, legfontosabb ezek közül, hogy számításba vette, hogy a legtöbb elemnek különböző változatai, úgynevezett izotópjai léteznek.
Az egyes elemek összes izotópjának ugyanazok a kémiai tulajdonságai, mert minden izotóp atommagja ugyanannyi protont tartalmaz, ezért ugyanannyi elektron veszi körül az atommagot. Ami a kémiát illeti, csak az számít, hány elektron alkotja az elektronfelhőt, mert ez az atom más atomok számára látható arca. Ugyanazon elem különböző izotópjainak atommagjában eltérő számú neutron található, ezért az izotópok atomjainak tömege különböző. Az atommagban lévő neutronok száma elsősorban az atommag stabilitását befolyásolja. Az uránnak például több változata is előfordul, legismertebb az U-235 és az U-238. Minden uránatom magjában 92 proton van, de az U-238 atommagokban a protonok mellett 146 neutron helyezkedik el, ezzel szemben az U-235 magját a 92 proton mellett csak 143 neutron alkotja. Ennek következtében az U-238 (amely a természetben előforduló urán mintegy 99%-át teszi ki) felezési ideje 4,51 milliárd év, míg (a természetes uránban csak 0,7% gyakorisággal előforduló) az U-235 felezési ideje 713 millió év. Az uránnak más, nagyon ritka izotópjai is léteznek, azokat azonban itt nem kell számításba vennünk. A részletektől eltekintve a lényeg az, hogy a tudósok megértették az izotópok természetét, továbbá rendelkezésükre állt az a technika, amellyel meg tudták határozni a kőzetmintákban található különféle izotópok és leányelemeik relatív gyakoriságát, miáltal az egész radiometriai kormeghatározás sokkal pontosabbá vált.
A Brit Tudományfejlesztési Egyesület (British Association for the Advancement of Science) 1921. évi közgyűlésén kialakult vitában kiderült, hogy kialakult az új konszenzus. A geológusok, a biológusok, a zoológusok és akkorra már a fizikusok is egyetértettek abban, hogy a Földnek néhány milliárd évesnek kell lennie. Egyetértettek továbbá abban is, hogy a kormeghatározáshoz a leghatásosabb segítséget a radioaktív módszer jelenti. A végső elismerés 1926-ban érkezett, amikor az Egyesült Államok Nemzeti Tudományos Akadémiájának Nemzeti Kutatási Tanácsa jelentésében támogatta a módszert. Az 1920-as évek óta az eljárást tovább finomították, miközben a Föld különböző pontjain különlegesen ősi kőzeteket találtak, így a radiometriai módszerrel megvizsgált legősibb kőzetek keletkezési ideje a még távolabbi múltba tolódott. Más kutatásai mellett Holmes az 1950-es évek végéig dolgozott a módszerrel (1965-ben, hetvenöt éves korában halt meg). A jelenlegi becslések szerint a legöregebb földi kőzetek 3,8 milliárd évesek. Ezzel azonban még mindig nincs vége a történetnek. Meghatározták egyes meteoritok – a világűrből a Földre hullott kődarabok – korát is, a legősibb kozmikus törmelékdarabot nem kevesebb, mint 4,5 milliárd évesnek találták. Minthogy jelenlegi ismereteink szerint a meteoritok a Naprendszer keletkezésekor és a bolygók születésekor visszamaradt kőzetanyag törmelékdarabjai, ezért meglehetősen pontosan ismerjük már az egész Naprendszer, és következésképpen a Nap korát is. Ez Kelvinnek a XIX. század fizikai ismereteire alapozott becsléséhez képest nemhogy hússzoros, hanem egyenesen kétszázszoros növekedést jelent. Az eltérés oka természetesen az, hogy vannak a fizikának olyan törvényei, amelyeket a XIX. század tudósai még nem ismertek.
Az első nyom magából a radioaktivitásból ered. A radioaktív bomlás közben energia szabadul fel, ami az atommagokban elraktározódik. A hosszú élettartamú izotópokban, mint amilyen például az U-238, az energia akár évmilliárdokig is tárolódhat, mire az urán felhasználásra kerül. (De vajon hogy került oda legelőször az energia? Nos egy haldokló csillag felrobbanása következtében, amint azt rövidesen részletesen elmondom.) Buffonnak, Fourier-nek és kortársainak nem lehetett tudomásuk arról, hogy a valóban forró anyagcsomóként keletkezett Föld nem az általuk elképzelt módon hűlt ki mostani állapotába, hanem a belsejében mind a mai napig folyó radioaktív bomlás által termelt energia hozzásegített belső hőjének megőrzéséhez. Ezt a hőtöbbletet figyelembe véve jócskán meghosszabbodik a Föld kihűléséhez szükséges idő, olyannyira, hogy az a radioaktív kormeghatározás eredményével összhangban néhány milliárd évnek adódik. Rutherford fizikusgenerációja számára nagyon hamar nyilvánvalóvá vált, hogy csak valamilyen radioaktív folyamat tarthatja fenn megfelelően hosszú ideig magának a Napnak a sugárzását is.
Pályája vége felé közeledve Lord Kelvin többször is kifejtette, hogy a Nap élettartamára csak akkor kaphatunk néhányszor tízmillió évnél hosszabb időt, ha a magyarázathoz felhasználunk valamilyen, akkor még ismeretlen energiaforrásokat és fizikai folyamatokat. A szövegösszefüggésekből azonban kiderül, hogy e megjegyzéseket sokkal inkább hallgatói és olvasói mulattatására szánta, nem pedig arra, hogy azokat bárki is komolyan vegye. A XIX. század legvégén azonban Thomas Chamberlain amerikai geológus, aki hamar tudomást szerzett Becquerel és a Curie házaspár felfedezéseiről, sokkal inkább a jövőbe látó megjegyzést tett a Science című folyóirat hasábjain (10. kötet, 11. oldal):
Vajon elegendő ismerettel rendelkezünk-e az anyag viselkedéséről olyan rendkívüli körülmények közt, mint amilyenek tudomásunk szerint a Nap belsejében uralkodnak? Kijelenthetjük-e ennek alapján, hogy semmiféle ismeretlen energiaforrás nem rejtőzhet ott? Ma még nyitott kérdés, milyen lehet az atomok belső szerkezete. Nincs kizárva, hogy bonyolult szerveződésűek, belsejükben pedig óriási mennyiségű energia lakozik. Természetesen egyetlen alapos kémikus sem állítaná, hogy valóban elemiek, vagy hogy ne lehetne rengeteg energia beléjük zárva. Egyetlen megfontolt kémikus sem... állítaná vagy tagadná, hogy a Nap belsejében uralkodó rendkívüli körülmények között ne szabadulhatna fel ennek az energiának egy része.
De vajon mennyi energiára tudunk szert tenni ezekből a „rejtőzködő, ismeretlen energiaforrásokból” ahhoz, hogy a Nap folyamatosan sugározhasson? Meghökkentő hasonlatot említ a fizikus George Gamow az 1960-as évek elején megjelent, A Nap nevű csillag (A Star Called the Sun) című könyvében. Ha egy elektromos kávéfőzőt úgy hirdetnek, hogy az olyan hatékonyan állítja elő a hőt, mint ahogy azt a Nap teszi a teljes térfogatára vett átlagban, teszi fel a kérdést Gamow, akkor mennyi ideig kellene várnunk, mire felforr a víz a kávénkhoz? Gamow meglepő válasza szerint, ha a legcsekélyebb hőveszteséget is megakadályozandó a kávéfőzőt tökéletesen elszigeteljük a környezetétől, akkor is több mint egy évet kell várnunk arra, hogy felforrjon a víz (a pontos időtartam a kávéfőző méretétől függ).
A rejtély magyarázata az, hogy a Nap anyagának minden egyes grammja átlagosan roppant kevés hőt termel. A csillagászati mérések szerint a Nap felszínén másodpercenként 8,8 x 1025 kalória (37 x 1025 joule) hő áramlik keresztül. A Nap tömege azonban 2 x 1033 gramm. Eszerint a Nap belsejében egy gramm anyag átlagosan csupán 4,4×10-8 kalória (18,4×10-8 joule) hőt termel másodpercenként. Ez nemcsak egy átlagos kávéfőzőtől elvárható teljesítménytől marad jócskán el, de még annál is jóval kevesebb, mint amennyi hőt az emésztéssel kapcsolatos kémiai folyamatok révén az emberi test egy grammja termel.
Ha az egész Nap enyhén radioaktív lenne, akkor körülbelül annyi energiát tudna termelni, amennyi megfigyeléseink szerint hő és fény formájában elhagyja. 1903-ban Pierre Curie és kollégája, Albert Laborde megmérték, mennyi hő távozik egy gramm rádiumból. Megállapították, hogy ez a hőmennyiség egy óra alatt 1,3 gramm 0 °C-os vizet tud felforralni. A rádium tehát annyi hőt termel, hogy saját tömegével azonos mennyiségű jeget tud óránként megolvasztani. Ugyanazon év júliusában William Wilson angol csillagász kimutatta, hogy ha a Nap térfogatának minden egyes köbméterében csupán 3,6 gramm rádiumot oszlatnánk szét, akkor ez elegendő hőt termelne a Nap teljes, ma megfigyelhető energiasugárzásának magyarázatához. Csak később jöttek rá, amint azt nemsokára látni fogjuk, hogy a Chamberlain által emlegetett „óriási mennyiségű energia” csak a Nap szívének legmélyebb zugában, egy viszonylag kicsiny térfogatban szabadul fel, ott viszont olyan mennyiségben, hogy az meg tudja tartani maga körül a hatalmas, izzó gáztömeget.
A lényeg azonban az, hogy a radioaktivitás potenciális energiaforrásnak bizonyult, amely elegendő energiáról tud számot adni a Nap sugárzásának magyarázatához. 1903-ban még senki sem tudta, honnan ered a rádium (és a többi radioaktív elem) bomlásakor felszabaduló energia. 1905-ben azonban a tudomány újabb lépést tett a Nap belsejében és a radioaktív bomlás során termelődő energia eredetének megismerése irányába. Ebben az évben jelentette meg ugyanis Albert Einstein speciális relativitáselméletét, amely bevezette a tudományba a tömeg és az energia között kapcsolatot teremtő, híres, E=mc2 egyenletet (amely pontosabban szólva azt fejezi ki, hogy a tömeg az energia egyik formája). Ez az egyenlet jelenti a radioaktív bomlás végső energiaforrását. Ha ugyanis nagyon gondosan megmérjük a bomlás során keletkező összes termék együttes tömegét, akkor ezt mindig valamivel kevesebbnek találjuk, mint amennyi a kiinduló radioaktív atommagok tömege volt. Az „elveszett” tömeg alakul át a reakció során energiává, tökéletes összhangban Einstein egyenletével.
Még ha fogalmunk sincs róla, milyen trükk segítségével alakíthatja át a Nap a tömeget energiává, Einstein egyenlete segítségével azt azért megbecsülhetjük, mennyi tömeget kell másodpercenként elfogyasztani a sugárzás folyamatos fenntartásához. A számítások eredménye szerint ehhez másodpercenként mintegy ötmillió tonna tömeget kell teljes egészében tiszta energiává alakítani. Ez földi fogalmaink szerint óriási mennyiségnek tűnik, nagyjából annyi, mintha másodpercenként ötmillió nagyobb termetű elefántot nyom nélkül energiává transzformálnánk. A Nap azonban oly óriási, hogy ekkorra tömegveszteség szinte észre sem vevődik. Valójában 4,5 milliárd éve világít, amint az a meteoritok radiometriai kormeghatározása alapján világossá vált. Ha azóta ebben az őrült ütemben fogyasztja saját tömegét, akkor a Naprendszer keletkezése óta tömege csupán négy százalékkal lett kisebb.
1913-ban Rutherford már így nyilatkozott: „a Nap óriási hőmérsékletén lehetségesnek tűnik a közönséges elemek esetében is egy ahhoz hasonló átalakulási folyamat, mint amilyent a jól ismert radioaktív elemeknél megfigyelhetünk”, majd hozzátette: „így a Nap a jelenlegi mértékben jóval hosszabb ideig képes folyamatosan sugározni, mint ahogyan az a közönséges dinamikai adatokból kiszámítható volt (vagyis a Kelvin-Helmholtz-időtartamnál)”.
Így tehát a huszadik század harmadik évtizedének kezdetére az égitestek koráról folytatott hosszú vita végleg elhagyta a Földet, és a világűrben folytatódott. Lenyűgöző tudományos bizonyíték szólt a Föld néhány milliárd éves kora mellett, emellett a speciális relativitáselmélet és a radioaktív elemek földi létezése alapján sejteni lehetett, hogy létezhet valamilyen ismeretlen energiaforrás, amely ilyen hosszú időn keresztül biztosítani képes a Nap sugárzását. De mi lehet a módszer titka? És vajon milyen öregek a legidősebb csillagok?
A Világegyetem nagy öregjei
Az 1920-as éveket megelőzően senki sem tudta, hogyan működnek a csillagok. Ismerték viszont már az időskálák problémáját és a radioaktivitás felfedezésének köszönhetően tudtak arról, hogy az atommagok Kelvin és elődei által ismeretlen mennyiségű energiát tárolnak. Ennek ellenére még mindig tartotta magát az a nézet, miszerint a Nap saját összehúzódása árán fedezi energiaszükségletét. Ennek egyszerűen az volt az oka, hogy még senki sem állt elő annak magyarázatával, miképpen tud az immár nukleáris energiának vagy magenergiának nevezett új energiafajta folyamatosan felszabadulni a csillagok belsejében. Arthur Eddington brit csillagász és fizikus volt az, aki a csillagászok figyelmét a megfelelő irányba terelte, és lényegében önálló tudományágként létrehozta az asztrofizikát.
Eddington 1882-ben született, diplomáját 1905-ben, a Cambridge Egyetemen szerezte, vagyis ugyanabban az évben, amikor Einstein megjelentette speciális relativitáselméletét. Így Eddington már ahhoz az első generációhoz tartozott, akik már tudományos pályájuk kezdetén megismerkedtek a relativitáselmélettel, beleértve természetesen az E=mc2 összefüggést is. Huszonkilenc éves korában már a Cambridge Egyetem kísérleti fizikai intézetének Plume-féle professzora, majd 1914-től a Cambridge Obszervatóriumok igazgatója. Témánk szempontjából azonban a legfontosabb, hogy 1915-ben, amikor Einstein általános relativitáselméletét publikálta, Eddington a Királyi Csillagászati Társaság tudományos titkára lett. Ekkor már javában tartott az első világháború, ezért megszakadtak a közvetlen tudományos kapcsolatok Nagy-Britannia és Németország között. Einstein azonban elküldte cikke néhány példányát a semleges Hollandiában élő Willem de Sitternek, aki azt továbbította a Királyi Csillagászati Társasághoz, személy szerint Eddingtonnak. Eddington a társaságnál betöltött tisztsége folytán abban a helyzetben volt, hogy Einstein eredményeit megismertethette az egész angol anyanyelvű világgal. Ennek köszönhetően ő lett a relativitáselmélet Németországon kívüli legelismertebb szaktekintélye. Alighogy véget ért a hadiállapot, Eddington volt az, aki 1919-ben expedíciót vezetett egy teljes napfogyatkozás megfigyelésére, ahol méréseivel sikeresen igazolta Einstein elméletének egyik jóslatát, a (távoli csillagokról érkező – a ford. megj.) fénysugarak elhajlását a Nap mellett (annak gravitációs terében – a ford. megj.). Az elmélet ezen állítása sikeres igazolásának köszönhetően Einstein a zseniális tudós őstípusaként egy csapásra világszerte ismertté vált, miközben Nagy-Britanniában Eddington óriási befolyásra tett szert, tudományos elismertsége megközelítette Einsteinét. Legmaradandóbb eredményének azt tartja az utókor, hogy a fizika törvényeit sikeresen alkalmazta a csillagok belsejében uralkodó viszonyokra, miáltal a hőmérséklet, a nyomás és a sűrűség közötti összefüggések törvényszerűségeivel meg tudta magyarázni a csillagok milyenségét. Nem kevés időbe – évtizedekbe – telt, mire a részleteket pontosan kimunkálta. Eddington azonban már 1920-ban, a Brit Tudományfejlesztési Társaság (British Association for the Advancement of Science) abban az évben Cardiffban rendezett éves összejövetelén tartott előadásában leszögezte álláspontját, amely mellett később mindvégig kitartott:
Csak a hagyomány ereje, a tudat tehetetlensége tartja életben a kontrakciós hipotézist. Pontosabban nem is élőként, hanem temetetlen halottként van közöttünk ez a nézet. Ha rászánjuk magunkat, hogy elhantoljuk a tetemet, akkor világosan fel kell ismernünk, hogyan is állunk. A csillag valamilyen, általunk ismeretlen természetű, hatalmas energiaforrást vesz igénybe. Ez az energia aligha lehet egyéb, mint a szubatomi részecskék energiája, amely, mint tudjuk, minden anyagban óriási mennyiségben van jelen. Néha arról álmodunk, hogy az ember egyszer majd megérti és saját szolgálatába állítja ezt az energiaforrást. Ha egyszer meg tudnánk nyitni a csapját, az energia csaknem kimeríthetetlen bőségben állna rendelkezésünkre. A Napban mindenesetre elegendő mennyiség található belőle ahhoz, hogy sugárzását tizenötmilliárd éven keresztül fenntartsa...
Aston a továbbiakban kimutatta, hogy a héliumatom tömege valamivel kisebb, mint az őt létrehozó négy hidrogénatom együttes tömege. Ebben többé-kevésbé a kémikusok is egyetértenek vele. Az egyesülési folyamat során 1/120-ad résznyi tömeg elvész, mert a hidrogén atomsúlya 1,008, a héliumé pedig pontosan 4. Nem akarom hosszasan fejtegetni gyönyörű bizonyítása részleteit, mivel ezt Önök minden bizonnyal tőle magától is megtudhatják. A lényeg az, hogy a tömeg egy része megsemmisül, a hiány nem lehet más, mint az átalakulás folyamán elektromos energia formájában felszabaduló tömeg. Ezt elfogadva egy pillanat alatt kiszámíthatjuk, mennyi energia szabadul fel a hidrogén héliummá alakulása közben. Ha kezdetben a csillag anyagának csupán öt százalékát teszi ki a hidrogén, amely fokozatosan egyre összetettebb elemekké alakul, a felszabaduló teljes hőmennyiség több mint elegendő ahhoz, hogy ne kelljen tovább keresgélnünk a csillagok energiájának a forrását.
Amint ez a részlet is mutatja, Eddington ragyogó előadó is volt, ami megkönnyítette számára elképzelései közkinccsé tételét. Nemcsak tekintélyes szakkönyveket, hanem ismeretterjesztő műveket is írt. A bemutatott idézet még mai szemmel nézve is korát figyelemreméltóan megelőzőnek tűnik, hiszen ma már tudjuk, hogy a Nap valóban a hidrogén héliummá alakítása útján termeli az energiát. Az a megjegyzés azonban, amely szerint a csillagok anyagának öt százaléka hidrogén, rávilágít, milyen hosszú utat kellett még megtenniük az asztrofizikusoknak, mire összeállt a kép. Az 1920-as években ugyanis még úgy gondolták, hogy a Nap kémiai összetétele nagyjából megegyezik a Földével, ezért hangsúlyozta Eddington, milyen kevés hidrogénre van csak szükség a Napot állandó izzásban tartó nukleáris üzemanyagként. Csak az 1920-as évek végén tudták a napfény színképének elemzése útján kimutatni, hogy valójában legalább egymilliószor annyi hidrogénatom található a Nap légkörében, mint (a hélium kivételével) az összes többi elemből együttvéve. Csak az 1940-es évek végén vált világossá, hogy a Nap és a hozzá hasonló csillagok anyagának mintegy 70 százaléka hidrogén, 28 százaléka hélium, az összes többi elem pedig csupán nyomokban fordul elő. Eddingtonnak az 1920-as évek elején az asztrofizika megszületését eredményező meglátása éppen azért volt nagyszerű, mert így a csillagok belsejében lejátszódó folyamatok leírásához nem kell tudnunk, honnan is szerzi a csillag az energiáját. A fizika törvényei szerint ugyanis a bizonyos mennyiségű anyagot tartalmazó és a belső nyomása által fenntartott gázgömbnek meghatározott méretűnek kell lennie és meghatározott mennyiségű energiát kell kisugároznia, függetlenül attól, hogy mi az energia forrása.
A Naphoz hasonló csillagok sok szempontból valóban gázgömbökként viselkednek, és ugyanazon törvényeknek engedelmeskednek, mint az általunk belélegzett levegő. Ez még akkor is igaz, ha a Nap legbelsejében az anyag sűrűsége sokszorosa az óloménak (jóllehet a Nap átlagos sűrűsége alig másfélszerese a vízének). Ez a roppant sűrűségű anyag azért képes mégiscsak gázként viselkedni, mert az ott uralkodó rendkívül magas hőmérséklet hatására az elektronok leszakadnak az atomokról, csak a csupasz atommagok maradnak meg. A földi levegőben az egyes atomok (vagy molekulák) fel-alá száguldoznak az üres térben, miközben néha egymásnak ütköznek. Az atommagok oly sokszorta kisebbek az atomoknál, hogy a Nap belsejében a nagy sűrűség ellenére ezek is csaknem szabadon tudnak száguldozni, miközben néha összeütköznek egymással (ezalatt az atomokról leszakadt elektronok az atommagok között cikáznak, az egész kavalkádot összefoglalóan plazmának nevezzük). Az atommag mérete az atomhoz viszonyítva, emlékszünk rá, oly csekély, mint a homokszem egy hangversenyteremhez képest, márpedig a koncertteremben elég sok homokszemet elhelyezhetünk anélkül, hogy egymáshoz érnének.
Eddington felismerte, hogy a szabad térben elhelyezkedő gázgömb sorsa csak háromféleképpen alakulhat. Amikor saját súlya alatt összeroppan, akkor a középpontja felforrósodik, mert az összehúzódás során felszabaduló gravitációs energia hatására a gáz atomjai és molekulái egyre gyorsabban mozognak – pontosan úgy, amint azt már Kelvin és Helmholtz is feltételezte.
Ha a gázgömb viszonylag kicsi, akkor nem forrósodik fel túlságosan, az elektronok nem szakadnak le az atomokról és a gázgömb stabil, az egymással ütköző atomok nyomása által fenntartott egyensúlyi állapotba kerül, de nem sugároz energiát a környezetébe – hasonlóan például a Jupiter bolygóhoz.
Ha viszont a gázgömb túlságosan nagy, akkor az összehúzódása során iszonyú mennyiségű hő termelődik, és középső része olyannyira felforrósodik, hogy a keletkező sugárzás egyetlen, hatalmas erejű robbanással szerterepíti a külsőbb gázrétegeket.
Ha viszont a gázgömb tömege – egy meglehetősen szűk sávon belül – közepes nagyságú, akkor a belseje elég forró lesz ahhoz, hogy az elektronok leszakadjanak az atomokról és az atommagok közvetlen kölcsönhatásba léphessenek egymással. Elég energia szabadul fel ahhoz, hogy a csillag sugározzon, de mégsem olyan sok, hogy szétrobbanjon. Anélkül, hogy részleteiben tisztában lett volna a csillagok energiatermelésének mikéntjével, Eddington a saját súlya alatt összeomló gázgömb viselkedését leíró fizikai törvények felhasználásával ki tudta számítani, hogy a csillag nem kezdhet sugározni, ha tömege nem éri el a Nap tömegének egytizedét, viszont nem képes a kifelé tartó sugárzás hatása ellenében egyben maradni, ha tömege jóval meghaladja a Nap tömegének százszorosát.
Eddington számításainak egyik legérdekesebb eredménye az volt, hogy a fizika alapvető törvényei szerint a stabil csillagok belsejében nagyjából ugyanakkora hőmérséklet uralkodik, függetlenül a csillag tényleges nagyságától. Eddington számításait a modern fizika eredményeinek fényében némileg pontosítva azt kapjuk, hogy a csillagok középpontjában 15-20 millió kelvin között kell lennie a hőmérsékletnek (a Nap centrális hőmérséklete mintegy 15 millió K, a nagyobb csillagok belseje valamivel forróbb). Ha a csillag belseje ennél forróbbá válik, akkor kissé kitágul, ami enyhíti a belsejére ható nyomást, így anyaga lehűl. Ha viszont hőmérséklete csökken, akkor saját súlya alatt kissé összehúzódik, a Kelvin-Helmholtz-folyamat értelmében hő szabadul fel és a csillag felmelegszik. Minden nagyszerűen egyezett, eltekintve attól a fontos ténytől, hogy amikor az 1920-as évek közepén Eddington erre vonatkozó eredményeit publikálta, még senki sem tudta, hogyan késztethetők az atommag-reakciók energiatermelésre ilyen alacsony hőmérsékleten.
A gondot az okozta, hogy ha négy hidrogén atommag (négy proton) összetapadna egyetlen héliummaggá, akkor valóban energia szabadulna fel, azonban a protonok pozitív töltést hordoznak, márpedig az azonos töltések taszítják egymást. Ha két proton – akár centrálisan is – megközelíti egymást, akkor az elektromos taszítóerő megakadályozza, hogy közvetlenül érintkezzenek egymással, hacsak nem elegendően nagy a sebességük. Sebességük viszont a hőmérséklettől függ, márpedig tizenötmillió fokon nem mozognak elég gyorsan ahhoz, hogy a tényleges összeütközés létrejöjjön, lehetővé téve, hogy a magfolyamatok eredményeképpen a (bármilyen) atommagok egyesüljenek.
A rejtély megoldását az 1920-as évek második felében kifejlődő kvantummechanika adta meg. A kvantummechanika egyik alapvető megállapítása értelmében a szubatomi részecskék, mint például a protonok és az elektronok, nem pontszerűek, mint ahogyan azt 1926 előtt elképzelték, hanem részecske és hullámtermészetet egyaránt mutató, elmosódott, szétterjedt alakzatoknak kell tekinteni őket. Ennek értelmében, ha egy proton megközelít egy másikat (vagy egy pozitív töltésű atommagot), akkor az egyik protont képviselő hullámcsomag széle már átfedésbe lép a másik protont (vagy atommagot) jelentő hullámcsomaggal, még mielőtt azok úgynevezett magjai egymással összeérnének. A hullámcsomagok pereme közötti átfedés mértéke a kvantummechanika törvényei alapján nagyon pontosan kiszámítható. Bizonyos körülmények között ez elegendően nagy lehet ahhoz, hogy a két részecskét egymás közelébe vonó, és azokat egymással egyetlen új részecskévé egyesítő nukleáris kölcsönhatások már a csillagok belsejének hőmérséklete mellett is működésbe léphessenek. Kicsit hasonló a helyzet ahhoz, amikor egy hegyre mászó gyereknek a hegy tetején állva segíteni akarunk, ezért a kezünket nyújtva magunk felé húzzuk őt. Az atommagok és a részecskék hullámtermészete az a kinyújtott kéz, amely a nagyobb távolság ellenére közvetíteni tudja a kölcsönhatást.
Ezt az alagútjelenségnek vagy alagúteffektusnak nevezett folyamatot először 1928-ban George Gamow orosz fizikus fedezte fel, aki akkoriban a különböző nukleáris kölcsönhatások, például az alfa-bomlás földi laboratóriumi körülmények közötti lejátszódása iránt érdeklődött. Eredményeit hamarosan alkalmazni tudta a Nap belsejében uralkodó viszonyokra is. Kiderült, hogy ott a folyamat elég hatékonyan megy végbe ahhoz, hogy az Eddington számításai szerinti hőmérsékleten is gondoskodni tudjon a Nap megfigyelt mértékű, atommagfúzió útján történő energiatermeléséről.
Az első lépéseket ebben az irányban 1929-ben Robert Atkinson és Fritz Houtermans tette meg. Őket a hidrogénmagok egyszerű egyesülése helyett még mindig a protonok nagyobb atommagokkal történő egyesülése foglalkoztatta, ugyanis a csillagászok abban az időben még mindig nem tudták, hogy a Nap legnagyobbrészt hidrogénből áll. Mindamellett kimutatták, hogy a Nap középpontjának megfelelő hőmérsékleten elegendő számú proton mozog kellően gyorsan ahhoz, hogy időnként az alagúteffektus működésbe léphessen. Számos ütközésben a protont a „céltárgy” elektromos taszítóereje tovalöki, a leggyorsabban száguldó protonok azonban az alagútjelenségnek köszönhetően keresztül tudnak hatolni az elektromos tér jelentette akadályon (az ún. potenciálgáton – a ford. megj.).
Amint ebből a példából is látható, az asztrofizika, a kvantummechanika és a részecskefizika fejlődése kéz a kézben haladt – a kvantummechanika nélkül lehetetlen lenne megmagyarázni, mi történik a Nap és a csillagok belsejében, de az elméletek ellenőrzéséhez a földi laboratóriumokban működő részecskegyorsítókban végzett kísérletekre van szükség. A korabeli asztrofizika előtt tornyosuló nehézségeket illetően elég, ha arra emlékeztetünk, hogy a neutront csak 1932-ben fedezték fel, márpedig a neutron kulcsfontosságú szerepet játszik a Nap sugárzását biztosító magreakciókban. Az asztrofizikusok csak az 1950-es években tudták a folyamat minden részletét pontosan leírni, aminek több oka volt. Egyrészt több részecskefizikai ismeretre volt szükségük, másrészt hosszú időbe telt, mire rájöttek, hogy a Nap anyagának több mint kilencvenöt százalékát hidrogén és hélium alkotja. Végül, de nem utolsósorban, a második világháború által a tudományos életben okozott pusztítás is hozzájárult a késedelemhez. Az akkor megszületett elmélet viszont az azóta eltelt fél évszázad minden további ellenőrzésén sikeresnek bizonyult.
A folyamatot proton-proton (vagy p-p) láncnak nevezik. Első lépéseként két proton ütközik egymással. Az alagúthatás lehetővé teszi egyesülésüket deutérium atommaggá (deuteronná), amely a magerők által összetartott egy protonból és egy neutronból áll. A folyamat során egy pozitron (ami lényegében egy pozitív töltésű elektron, ez szállítja el a „feleslegessé váló” pozitív töltést) és egy neutrínó lökődik ki. Ezután az alagúteffektusnak köszönhetően újabb proton csatlakozik a deuteronhoz, ennélfogva az hélium-3 maggá alakul. Végül két hélium-3 mag kölcsönhatása során létrejön a (két protonból és két neutronból álló) stabil hélium-4 atommag, miközben két feleslegessé váló proton kidobódik. A folyamat összesített végeredményeként négy proton (azaz négy hidrogénmag) átalakult egy héliummaggá, pontosan úgy, amint azt Eddington megjósolta.
A mai tudásunk szerinti kvantummechanikai folyamatok hihetetlen pontossággal írják le, mi történik a Nap magjában, ezért érdemes ezekkel a reakciókkal kicsit alaposabban is megismerkednünk. Bármely gázban vagy plazmában, így a Nap belsejét alkotó anyagban is, az egyes részecskék valamilyen átlagos érték körüli, de különböző sebességgel mozognak. Az átlagsebesség nagyobb, ha a hőmérséklet emelkedik, de mindig előfordulnak az átlagosnál nagyobb és kisebb sebességgel mozgó részecskék. Adott hőmérsékleten, nagyszámú részecske esetében pontosan kiszámítható, hogy a részecskék hány százaléka mozog egy meghatározott, az átlagosnál kisebb vagy nagyobb sebességgel. Hiába tizenötmillió K a hőmérséklet, mint például a Nap magjában, az alagúteffektus még abban az esetben is csak akkor engedi meg két proton megkövetelt kölcsönhatását, ha legalább egyikük az átlagsebesség ötszörösével vagy még annál is gyorsabban száguld. Ezenkívül az ütközésnek csaknem pontosan frontálisnak kell lennie ahhoz, hogy a dolog működjék, ugyanis még a kellő sebességgel száguldó protonok sem tudnak egymással összetapadni, ha csak érintőlegesen koccannak egymáshoz.
A Nap belsejében százmillió proton közül csupán egyetlenegy rohan a reakció működéséhez elegendően nagy sebességgel. A kvantummechanikai számítások eredménye szerint, ilyen fizikai viszonyok mellett egy kiszemelt protonnak átlagosan tizennégymilliárd évet kell várnia arra, hogy a megfelelő partnerrel frontálisan szembetalálkozva deuteronná egyesülhessenek. Némely protonok ennél is hosszabb ideig várnak a párjukra, míg mások hamarabb átesnek a fúzión. A Nap még csak 4,5 milliárd éves, ez a magyarázata annak, hogy protonjai nagy része még mindig csak a partnerére vár. (Csupán a Nap központi magjában tartózkodó protonoknak van egyáltalán esélyük a p-p láncban való részvételre, a Nap testének külsőbb rétegeiben a magfúzió egyáltalán nem mehet végbe.) Végeredményben minden tízmilliárd billió (1022) ütközés közül csak egy indítja el a p-p láncot. A Nap belsejében azonban olyan sok proton van, és ezek oly szaporán ütköznek egymással, hogy még ilyen hihetetlenül lassú ütemben is kellő számú reakció megy végbe. Jóllehet a négy proton tömegének csak 0,7 százaléka szabadul fel energia formájában hélium-4 maggá alakulásuk közben, mégis a Nap belsejében másodpercenként ötmillió tonna tömeg átalakulása vezet energiához. Százmillió tonnára kerekítve ez nem kevesebb, mint 600 millió tonna hidrogén másodpercenként, amiből 595 millió tonna hélium és 5 millió tonna sugárzó energia keletkezik. A Nap még ebben a szédítő tempóban is kezdeti hidrogénkészletének csupán négy százalékát fogyasztotta el (ismét tökéletes egyezésben Eddington számításainak eredményével) és alakította át héliummá, jóllehet a p-p lánc immár 4,5 milliárd éve működik.
Mindezen részleteket azért hangsúlyoztam, mert világos képet szeretnék adni arról, milyen mértékben értik az asztrofizikusok a csillagok mélyében lejátszódó folyamatokat. Az említett számértékeket még öt vagy tíz százalékkal sem változtathatjuk meg, mert ennek komoly kihatásai lennének a fizika számos ágára, a nagy, izzó gázgömbök viselkedését leíró gáztörvényektől és gravitációtól kezdve egészen a szubatomi részecskék kölcsönhatásait leíró kvantummechanikai szabályokig. Mindez természetesen azért roppant fontos, mert a csillagok a legöregebb képződmények a Világegyetemben, márpedig magának a Világegyetemnek magától értetődően öregebbnek kell lennie a benne található csillagoknál. Ha viszont valamilyen alsó határt akarunk adni a Világegyetem korára, akkor ehhez nem elegendő a Föld vagy a Nap korát meghatároznunk, hanem ismernünk kell a legöregebb csillagok korát is. Emellett bizonyosaknak kell lennünk abban, hogy ismereteink szilárd fizikai alapokon nyugszanak. Remélem, sikerült Önöket meggyőznöm arról, hogy ez így van. A Nap belsejében lejátszódó folyamatokat leíró fizikai összefüggések felhasználásával az asztrofizikusok a Világegyetem legöregebb objektumainak korát is meg tudják állapítani. Ez azonban nem túl egyszerű.
A csillagok, a Világegyetem legősibb objektumai életét leíró korszerű képünk kialakulásának kulcsfontosságú tényezője volt az elmélet és a megfigyelések közötti folytonos visszacsatolás. A gyakran modelleknek is nevezett számítógépes szimulációk révén például az asztrofizikusok fel tudják használni a földi laboratóriumokban részecskegyorsítókkal végzett kísérleteknek a magreakciók lefolyására vonatkozó eredményeit. Számításaikat ily módon a kísérleti eredményekhez kalibrálva, meg tudják határozni, mennyi idő alatt égeti el nukleáris üzemanyagát egy a Naphoz hasonló csillag, és mennyi időbe telik, mire egy ilyen csillag a kezdeti hidrogén-hélium keverékből kiindulva – minden más összetevőt figyelmen kívül hagyva – elérkezik a Nap most megfigyelhető állapotáig (amint hamarosan látni fogjuk, jó okkal feltételezhetjük, hogy a kiinduló állapotban csak hidrogén és hélium volt jelen). A radioaktív bomlás szolgáltatta bizonyítékok alapján már tudjuk – amint azt az első fejezetben bemutattuk –, hogy a Naprendszer mintegy 4,5 milliárd éves. Ez újabb kényszert jelent az asztrofizikai modellek számára, ugyanis a modellekből ki kell jönnie, hogy a Nap a számítások szerinti 4,5 milliárd éves korában úgy néz ki, mint amilyennek az égen látjuk. Ha szükséges, akkor a modelleket ennek megfelelően korrigálni kell, például a kezdeti hidrogén-hélium arány megváltoztatásával vagy a nyomokban előforduló nehezebb elemek modell szerinti gyakoriságának módosításával. Ez nem csalás, csupán a modellt próbáljuk a lehető legfinomabban behangolni, mert csak így lehetünk biztosak benne, hogy az jól írja le a valóságot.
Ha ezzel elkészültünk, akkor a modellt a jövő irányába is futtathatjuk, mert kíváncsiak vagyunk arra, mi történik, ha a Nap megöregszik. A számítógépes modelleket különböző tömegű csillagokra is alkalmazhatjuk, megvizsgálva, milyennek látszanak az égen az idő múlásával. Ezután a modell előrejelzéseit összehasonlítva az ismert, a Napétól eltérő tömegű csillagok megfigyelési eredményeivel, ismét ellenőrizzük azt, ahány esetben csak lehetséges. A ilyesféle visszacsatolásos működésre a legegyszerűbb példa Eddington eredeti számítása lehet, amelynek eredménye szerint a saját gravitációja hatása alatt álló gáztömeg nem lehet stabil, ha tömege néhány százszorosan felülmúlja a Napét. Elég biztosan meggyőződtünk már róla, hogy valóban nem látható az égen néhány száz naptömegűnél nagyobb csillag, és az a néhány is, amely e tömeghatár közelében van, heves aktivitást mutat, óriási anyagfelhőket dob ki a világűrbe. Ennek alapján bízhatunk azokban a fizikai törvényekben, amelyeket Eddington az önmaga gravitációs hatása alatt álló gázgömb leírására használt, továbbá azokban a módszerekben, ahogyan ezeket a törvényeket alkalmazta. A folyamat azonban nem ér véget Eddington munkásságával. Az azóta eltelt évtizedek alatt folyamatosan, három irányban végezhettük az ellenőrzést, hiszen az egyre jobb távcsövek pontosabb megfigyelési adatokat nyújtottak, az egyre nagyobb részecskegyorsítók mind többet árultak el a nukleáris kölcsönhatások természetéről, végül pedig az egyre nagyobb teljesítményű számítógépeknek köszönhetően az elméleti asztrofizikusok mind több részletet vehettek figyelembe a modellek elkészítésekor.
Könyvünk terjedelme nem teszi lehetővé annak részletes tárgyalását, hogyan tárták fel az asztrofizikusok a csillagfejlődés titkait, hiszen ez önmagában meglehetősen hosszú történet lenne. (A Napon kívüli csillagok esetében még tömegük meghatározásához is kínkeserves mérések sorára van szükség, olyan kettőscsillagok esetében, ahol a két égitest egymás körül kering.) Az 1960-as évek vége felé kezdődő történetben a módszert a pontosabb modellezést lehetővé tevő, gyorsabb számítógépek megjelenésével párhuzamosan több alkalommal is finomították, de alapjaiban sohasem kellett megváltoztatni. Számunkra mindebből most az a legfontosabb, hogy az eredmények rögtön elárulják: a Nap nem tartozhat a Világegyetem legöregebb csillagai közé. A Naprendszerben ugyanis előfordulnak azok a nehéz elemek, amelyek nem keletkezhettek a Naphoz hasonló csillagokban, csakis olyanokban, amelyek már léteztek, még mielőtt a Nap megszületett volna. A Nap és a Naprendszer a csillagok legalább egy korábbi generációjának a törmelékéből keletkezett. Ezek a csillagok viszonylag gyorsan elértek fejlődési ciklusuk végére, felrobbantak és szétszórták a világűrben azt a nyersanyagot, amelyekből mi magunk is felépülünk.
Csak a legelsőgenerációs csillagok keletkeztek csupán hidrogénből és héliumból, amely elemek – mint tudjuk – az Ősrobbanás tiszta energiájából jöttek létre. A kozmológia története természetesen a csillagfejlődés történetével párhuzamosan fejlődött az 1920-as évek közepét követő fél évszázad alatt. Könyvünk hátralévő részében jobbára ezzel a területtel foglalkozunk majd, ám egy jelentős kozmológiai felfedezésről már most be kell számolnunk. Az Ősrobbanás-elmélet egyik fontos asztrofizikai folyománya annak előrejelzése (a modellszámítások és a részecskefizikai, valamint kvantummechanikai laboratóriumi kísérletek eredményei összeházasításának alapján), hogy az Ősrobbanás eredményeképpen létrejövő anyagkeverék 75 százalék hidrogént és 25 százalék héliumot tartalmazott. Spektroszkópiai módszerekkel megbizonyosodhattunk afelől, hogy a megfigyelhető legöregebb csillagok (a nukleáris üzemanyagukat nagyon lassan égető, ezért az idők kezdete óta alig változó, kis tömegű csillagok) légköre valóban 75 százalék hidrogén és 25 százalék hélium keveréke. Feltételezhetően magjukban viszonylag több a hélium, hiszen ott már évmilliárdok óta folyik a hidrogénmagok héliummá egyesülése; feltételezhető azonban az is, hogy légkörük mindmáig megőrizte a Világegyetem legősibb anyagának összetételét. Jó elképzelésünk lehet tehát arról, miből is állhattak a legősibb csillagok. Ezenkívül azzal is tisztában vagyunk, hogyan állították elő a nehezebb elemeket.
A részletektől eltekintve a Naphoz hasonló csillagok fejlődése meglehetősen egyszerűnek mondható. Minél nagyobb tömegű a csillag, annál gyorsabban kell égetnie nukleáris üzemanyagát, mert nagyobb nyomás tud csak ellenállni az égitest saját súlyának. Magának a Napnak elegendő hidrogén van a magjában ahhoz, hogy többé-kevésbé jelenlegi állapotában összesen mintegy tízmilliárd évig fennmaradjon, ami azt jelenti, hogy csillagunk most nagyjából életútja felénél jár. A kisebb tömegű csillagok hosszabb időre tudják beosztani eredetileg szűkösebb hidrogénkészletüket, mert ezek belsejében nincs szükség olyan heves égésre. A nagyobb tömegű csillagok élettartama viszont rövidebb (néha számottevően), mert bár kezdetben jóval több hidrogén állt rendelkezésükre, ám azt roppant gyors tempóban elfogyasztják. Amint arra számíthatunk, mindez a csillagok fényességében is tükröződik. A nagy tömegű csillagok fényesek, a kisebbek sokkal halványabbak. (Természetesen itt nem a csillagok égbolton látszó fényességéről van szó, hiszen az a távolságuktól is függ, hanem a csillag valódi, ún. abszolút fényességéről – a ford. megj.)
A csillag fényessége a színével is összefügg, hasonlóan ahhoz, amint egy fehéren izzó vasdarab is forróbb vörösen izzó párjánál. Éppen ezért, ha a csillagok fényességét (természetesen az abszolút fényességüket) és a színüket egy diagramon (egyfajta függvényként) ábrázoljuk, akkor azt tapasztaljuk, hogy a hidrogén-égető csillagok mindegyike a diagram egy jellegzetes, nagyjából átlós, a bal felső saroktól a jobb alsó felé húzódó sávjába, az úgynevezett fősorozatba vagy főágba tömörül. Magát az ábrát a csillagászok Hertzsprung-Russell-diagramnak, vagy röviden HRD-nek nevezik. Nevét arról a két csillagászról kapta, akik – egymástól függetlenül – elsőként ábrázolták ilyen módon ezt a fontos összefüggést a csillagok jellemző fizikai tulajdonságai között.
A csillagok fősorozaton belül elfoglalt helye a tömegüktől függ – a nagy és forró csillagok a diagram bal felső részén helyezkednek el, míg a kisebb, alacsonyabb hőmérsékletűek a jobb alsó sarok közelében. Egy három naptömegű csillag mindössze 500 millió évig tartózkodik a fősorozaton, húsz naptömegű társa pedig csupán egymillió évig. Ha viszont egy csillagnak csak feleakkora a tömege, mint a Napé, akkor az a Napnál hússzor hosszabb ideig tartózkodik a fősorozaton.
Akárhol is helyezkedik el egy csillag a főágon belül, előbb vagy utóbb a magjában lévő összes hidrogént héliummá alakítja. Megszűnik tehát a nukleáris energia termelése, így nincs ami megállítaná a csillag összehúzódását. Ekkor azonban a Kelvin-Helmholtz-féle számításoknak megfelelően gravitációs energia szabadul fel. Ha a csillag tömege elegendően nagy (mint például magáé a Napé), akkor a magja egyre forróbbá válik, mindaddig, amíg be nem indul a magreakciók teljesen új típusa, a héliummagok egyesülése szénné. Ez a hidrogén égésénél valamivel magasabb hőmérsékleten játszódik le. A csillag életének ebben a szakaszában termelődő többlethő felpuffasztja a csillag légkörének külső rétegeit, a csillag úgynevezett vörös óriássá válik (a vörös óriások a HRD jobb felső részében, a főág fölött találhatók). Ez azonban a csillagok fejlődésének csak rövid ideig tartó szakasza, amely rendszerint az adott csillag által a főágon töltött idő öt-tíz százalékáig tart. Ha a Naphoz hasonló tömegű csillag magjában a hélium is elfogy, akkor a csillag egyszerűen összeroskad egy kompaktabb állapotba (miközben felforrósodik ugyan, de ahhoz nem eléggé, hogy újabb magreakciók tudjanak beindulni), majd lassanként kihűl. A sűrű anyagcsomó nagyjából akkora, mint a Föld, viszont csaknem annyi anyagot tartalmaz, mint jelenleg a Nap. A csillag úgynevezett fehér törpévé vált, ami a Nap esetében lassan hűlő széngömböt (csaknem a szó szoros értelmében salakot) jelent. A fehér törpék a HRD bal alsó sarkában, a főág alatt helyezkednek el.
A Napnál valamivel nagyobb tömegű csillagok a gravitációs összeomlásuk későbbi szakaszaiban elég hőt termelnek ahhoz, hogy a további magreakciók is beinduljanak, melyek során a szénből és a héliumból többek közt oxigén és neon épül fel.
Végül ha a csillag tömege legalább nyolcszorosa a Napénak, akkor a vörös óriás állapot végén bekövetkező gravitációs összeomlás olyan heves és oly rengeteg gravitációs energia szabadul fel, hogy két dolog történik. Egyrészt a gravitációs energia beindít egy sor bonyolult magreakciót, amelyekben a legnehezebb elemek is fel tudnak épülni, így például az urán, az arany, az ólom és más ehhez hasonlók. Másrészt a csillag felrobban, és a frissen előállított elemeket a csillag életének korábbi szakaszaiban termeltekkel együtt szétszórja a térbe. Ott ez összekeveredik a különféle csillagközi hidrogén- és héliumfelhőkkel, hogy azután ebből az anyagból csillagok új generációi (és bolygók, és emberek) keletkezzenek. A csillag szupernóvává válik, rövid ideig olyan vakító fényességgel ragyog, mint százmilliárd fősorozati csillag együttvéve.
Fontos megértenünk azt, hogy a csillagfejlődés mindezen állapotait – fősorozat, vörös óriás, fehér törpe, szupernóva – megfigyelések útján tanulmányozzuk, majd a megfigyelések eredményeit összehasonlítjuk a számítógépes modellek előrejelzéseivel és a részecskefizikai kísérletek tapasztalataival. A csillagfejlődés modern elmélete tökéletesen megbízhatóan működik, bár jelenlegi történetünk szintjén természetesen akadnak még kidolgozandó és finomítandó részletek. Témánkat illetően az a legfontosabb következtetés, hogy a radioaktív elemek, mint például az urán, hosszú felezési idejű izotópjai a szupernóva-robbanások során keletkeztek, még a Naprendszer keletkezését megelőzően. Ezek a radioaktív elemek a Nap életének kezdetétől fogva jelen voltak a Földön éppúgy, mint bárhol másutt a Naprendszerben. Ez viszont újabb határt ad a Világegyetem korára vonatkozóan.
Ennek megértéséhez tudnunk kell, hogy a Nap a Naprendszerrel együtt a Tejútrendszernek nevezett, korong alakú csillagrendszer (galaxis) része. A Tejútrendszer néhány százmilliárd csillagot tartalmaz, melyek mindegyike többé-kevésbé a Naphoz hasonló. Emellett a csillagok alapanyagául szolgáló gáz- és porfelhők fordulnak elő galaxisunkban. Már meghatároztuk a Nap és a Naprendszer korát, most azt szeretnénk tudni, milyen idős lehet a Tejútrendszer.
A radioaktív kormeghatározási módszer egyik nagyszerű tulajdonsága, hogy bizonyos izotópok napjainkban megmérhető aránya elárulja, milyen volt a radioaktív elemek aránya a Naprendszer keletkezésekor (most, hogy már ismerjük a Naprendszer korát), még abban az esetben is, ha az eredeti radioaktív elemek már mind elbomlottak. Ennek természetesen az az oka, hogy egyes, a Földön vagy a meteoritokban ma megtalálható izotópok, csak bizonyos meghatározott, korábban jelen lévő elemek bomlása során keletkezhettek. Emellett egyes izotópok (például az uránéi) olyan hosszú élettartamúak, hogy az eredeti radioaktív anyag egy része még mindig itt van a Földön, azokkal a bomlástermékekkel együtt, amelyek ugyanazon eredeti izotóp többi atommagjából keletkeztek az elmúlt évmilliárdok alatt. De ezzel még mindig nem értünk a történet végére, mert azt is tudni szeretnénk, mikor keletkezett az a radioaktív anyag, amely azután belekeveredett az ős-Naprendszert létrehozó felhőbe. Néhány ésszerű feltevés segítségével hozzávetőleges képet alkothatunk arról, milyen idős lehetett a Tejútrendszer hozzánk közel eső részein a csillagok alapanyagául szolgáló anyag akkor, amikor a Naprendszer született.
Első feltevésünk szerint minden radioaktív anyag egy lépésben keletkezett, méghozzá a Tejútrendszer születésével egy időben. Ez a feltevés persze nyilvánvalóan hibás, minthogy még ma is megfigyelhetők szupernóva-robbanások. A hiba azonban pontosan behatárolható és hasznunkra fordítható. Ezzel a feltevéssel élve a Tejútrendszer egészének életkorára a lehetséges legalacsonyabb kort kapjuk, ez nyolcmilliárd év. Tudjuk, hogy ez az érték túlságosan alacsony, de a Világegyetem életkorának megértése szempontjából mégis fontos információ, hiszen abszolút értelemben vett alsó határt ad a Világegyetem életkorára is – a Tejútrendszernek idősebbnek kell lennie ennél, ezért a Világegyetemnek is ennél öregebbnek kell lennie. Hamarosan látni fogjuk, hogy a Világegyetem legalább kétszer olyan idős, mint a Nap.
A radioaktív elemek csillagok belsejében történő keletkezési ütemére és a Tejútrendszeren belüli szétszóródásuk sebességére vonatkozó másik egyszerű feltevésünk az lehet, hogy ez az ütem a Tejútrendszer egész életében változatlan maradt, galaxisunk keletkezése óta évezredenként átlagosan mindig ugyanannyi szupernóva robbant fel. Ez a feltevés valószínűleg (ám nem biztosan) a másik irányban téved – valószínűnek tűnik ugyanis, hogy a Tejútrendszer fiatal korában gyakoribbak voltak a szupernóvarobbanások. Ám ha az így kiszámítható értéket a Tejútrendszer kora felső határaként fogadjuk el, és feltevésünket érvényesítjük a megfelelő radioaktív korok kiszámítása során, akkor az derül ki, hogy a Tejútrendszer valamivel kevesebb, mint tizenhárom milliárd éves. A számítás hibája azonban meglehetősen nagy, plusz-mínusz hárommilliárd év. Más szavakkal, a legjobb radioaktív kormeghatározási módszerek szerint a Tejútrendszer kora tíz és tizenhatmilliárd év között lehet. A bizonytalanság egyrészt a módszer elméleti oldalának elismert korlátaiból ered, másrészt az érintett atomok pontos számának mérésével kapcsolatos nehézségekből. Ezek a bizonytalansági tényezők a Világegyetem korára vonatkozó minden becslésre hatással vannak, amint arra könyvünk későbbi fejezeteiben még visszatérünk. A korrekt tudósok számításaik eredményét éppen ezért mindig a megfelelő hibahatárral együtt adják meg, márpedig mi a továbbiakban is kizárólag a korrekt kutatók eredményeire fogunk hivatkozni.
Egyetlen adatot érdemes még megemlíteni, mielőtt végleg búcsút veszünk a radioaktív kormeghatározás módszerétől. A CS 22892-052 jelű csillagra vonatkozó, roppant ügyes és pontos spektroszkópiai megfigyelések 1996-ban publikált eredménye szerint sikerült megmérni a csillag légkörében a tórium és az európium nevű elemek arányát. Ez közvetlenül megadja magának a csillagnak a radioaktív korát, a számítások eredményeként 15,2 milliárd évet kapunk, plusz-mínusz négymilliárd éves bizonytalansággal. Az eredmény szerint a csillag kora kétségtelenül tág határok között lehet, valahol tizenegy- és tizenkilencmilliárd év között. Az eredmény azonban pontosan ugyanabba a tartományba esik, mint amit a radioaktív izotópos módszerrel a Naprendszerre kaptunk, ami azt a döntő fontosságú információt hordozza, hogy a módszer legalábbis működik. Ez mindenesetre jó hír (természetesen, ha a két érték olyannyira eltérne egymástól, hogy hibahatáraik még csak át sem fednék egymást, akkor az felettébb rossz hír lenne, ami kétségbe vonná az egész radioaktív kormeghatározási módszer létjogosultságát).
Ez az a pont, ameddig a radioaktív kormeghatározás módszerével eljuthatunk. De vajon ez jelenti egyúttal a Tejútrendszer kora utáni nyomozásunk végét? Szerencsére két további módszer is van a tarsolyunkban, amelyek ugyanolyan nagyságrendű eredményeket adnak, mint a radioaktív módszer.
Az első módszer független becslést ad a Tejútrendszer látható részét alkotó anyagkorong korára, amely koronghoz a galaxisunk középpontja körül keringő Naprendszer is tartozik. Ezen a ponton válnak a fehér törpe csillagok ismét történetünk szereplőivé. Minthogy a fehér törpéknek nincs saját, belső energiaforrásuk, és mivel szilárd anyagtömegeknek tekinthetők, amelyek nem képesek összehúzódásra, így nem tudják a gravitációs potenciális energiát anyaguk felfűtésére használni. Semmi mást nem csinálnak, csak nyugodtan lebegnek a térben, miközben az idő múlásával lassanként kihűlnek. Kihűlésük sebessége szinte pontosan ugyanúgy számítható ki, mint ahogy Buffon próbálta meghatározni a Földdel azonos méretű, vörösen izzó vasgolyó hűlésének sebességét, bár napjainkban már sokkal alaposabb ismereteket lehet ehhez felhasználni, mint Buffon korában. Első közelítésben a forró testek által kisugárzott energia mennyisége hőmérsékletük negyedik hatványával arányos, és bár ezt a belső szerkezet részletei kis mértékben módosíthatják, a fehér törpék kihűlésének fizikáját meglehetősen jól ismerjük.
Arra gondolhatnánk, hogy a helyzet bonyolult, mert nagyon sokfajta fehér törpe létezik, tömegük különböző, ami aggodalomra adhat okot. Biztos fizikai érvek azonban amellett szólnak, hogy egyetlen fehér törpe tömege sem lehet nagyobb a Nap jelenlegi tömegének 1,2-szeresénél, máskülönben ugyanis saját súlya legyőzné a gravitációs vonzásnak ellenálló belső erőket, és a csillag összeomlana, neutroncsillaggá vagy fekete lyukká válna (a neutroncsillag teljes egészében neutronokból álló égitest, sűrűsége akkora, mint az atommagé, bár tömege nagyobb, mint a Napé, átmérője mégis csupán tíz kilométer). Kétségtelen, hogy a környezetünkben egyetlen, 1,2 naptömegűnél nagyobb tömegű fehér törpét sem találunk. Valójában a legtöbb fehér törpe tömege csupán feleekkora.
Ha egy csillag ilyen kis tömeggel kezdte volna életútját, akkor sok tízmilliárd éven keresztül hidrogénkészletét héliummá égetve a fősorozaton kellene csücsülnie, ám nincs bizonyítékunk arra, hogy a ma megfigyelhető fehér törpéknek mindig akkora volt a tömege, mint most (színképük például héliumnál nehezebb elemek jelenlétéről árulkodik, ezek viszont csak egy óriáscsillag belsejében épülhettek fel). Az asztrofizikai modellek szerint a nyolc naptömegnél kisebb tömegű csillagok életük utolsó szakaszában, amikor óriáscsillaggá fúvódnak fel, anyagot dobnak le magukról. E folyamat végére anyaguk annyira elfogy és tömegük csak akkora marad, hogy stabil fehér törpeként tudnak tovább létezni.
Az elméletet ismét a megfigyelések támasztják alá, melyek szerint a nagy tömegű csillagok nagy anyagfelhőket fújnak le magukról a környezetükbe. A ma megfigyelhető fehér törpék olyan nagy tömegű vörös óriások visszamaradt magjai, amelyek teljesen elveszítették külső rétegeiket. A még nyolc naptömegűnél is nagyobb csillagok nem képesek elegendő anyagot veszíteni ahhoz, hogy fehér törpeként végezzék pályafutásukat, de ez már egy másik történet. Minket most csak az érdekel, hogy fehér törpévé alakulni képes csillagok tartományának felső határa közeléből induló, közel nyolc naptömegű csillagok nagyon gyorsan, körülbelül egymillió év alatt végigrohannak fősorozati életükön. Az első fehér törpék tehát akkor születtek, amikor a Tejútrendszer még nagyon fiatal volt. Még szerencsésebb körülmény, hogy mivel mindegyikük vörös óriások magjából alakult fehér törpévé, ezért azonos hőmérsékleten alakultak ki, amely hőmérsékletet ráadásul a modellekből, a megfigyelésekből és a részecskefizikai kísérletekből pontosan ismerünk. Minthogy mindegyiküknek közel ugyanakkora a tömege, mind nagyjából ugyanolyan sebességgel hűlnek. Ha megkeressük őket és megállapítjuk jelenlegi hőmérsékletüket, ebből ki tudunk számítani egy alsó határt a Tejútrendszer korára.
Csak az a bökkenő, hogy definíció szerint a legöregebb fehér törpéknek kell a leghalványabbaknak lenniük, hiszen ezek kihűléséhez állt rendelkezésre a leghosszabb idő. Ezért ezeket a legnehezebb megtalálni, egyszerűen azért, mert olyan halványak.
Soha nem lehetünk egészen biztosak abban, hogy felfedeztük a létező leghalványabb fehér törpét, ezért beszélhetünk csak a Tejútrendszer életkora alsó határának kiszámításáról (a másik ok az, hogy az elődcsillagnak is bizonyos időre, legalább néhány millió évre volt szüksége a fehér törpe állapot eléréséhez). Az eddig talált leghalványabb fehér törpe kihűléséhez mintegy 9,5 milliárd évre volt szükség. Ha ehhez hozzáadunk egy ésszerűen elfogadható időtartamot, amire a fehér törpék legelső generációjának kialakulásához szükség lehetett, akkor a Tejútrendszer korának alsó határa tízmilliárd év. Ez pontosan megegyezik a galaxisunk korongjában található anyag egészének a radiometriai módszerrel levezetett korával.
Az eredmény azért különösen örömteli, mert alapvetően más módszerrel kaptuk. Azt is jó hírnek tekintettük, amikor a Naprendszer, anyagának radiometriai kora (a hibahatáron belül) megegyezett a CS 22892-052 csillag radioaktív korával, mert ugyanazt a módszert két különböző helyen lévő, különböző típusú égitestre alkalmazva ugyanazt az eredményt kaptuk, ami a módszer megbízhatóságát igazolja. Most viszont teljesen eltérő módszert használtunk, merőben különböző égitesttípusok esetében, és mégis azonos, a Tejútrendszer korongjának radiometriai korával összhangban álló választ kaptunk. Semmit sem kell tudnunk a radioaktivitásról, mégis ki tudjuk számítani a hűlési kort, ugyanakkor semmit sem kell tudnunk az égitestek kihűlésének folyamatáról, mégis ki tudjuk számítani a korong radioaktív korát. Fogadjuk el, hogy a radiometriai korra, mint fentebb láttuk, tíz- és tizenötmilliárd év közötti kort kapunk. Ha ezek után a másik módszerrel a fehér törpék kora mondjuk egymilliárd évnek vagy esetleg 100 milliárd évnél nagyobbnak adódna, akkor komolyan aggódnunk kellene. Az a tény azonban, hogy a független módszerrel ugyancsak tízmilliárd év körüli eredményt kaptunk, felettébb megnyugtató, mert azt jelenti, hogy mindkét eljárással jó helyen járunk. Ráadásul birtokunkban van egy harmadik módszer is a Tejútrendszer korának megbecslésére.
Emlékezzünk vissza, hogy a HR-diagramon a nagyobb tömegű csillagok a fősorozat sávjának bal felső végén helyezkednek el. Ugyanezen csillagok viszont, mint láttuk – éppen nagyobb tömegük folytán –, rövidebb időt töltenek a fősorozaton. Ha találnánk egy olyan csillagcsoportot, amelynek minden egyes tagja ugyanolyan öreg, és több tízmillió éven keresztül figyelemmel kísérnénk csillagai fejlődését, rendszeresen felrajzolva helyüket a HRD-re, akkor érdekes jelenséget tapasztalnánk. Hiába volt a csillagcsoport HRD-jén kezdetben széles, szépen fejlett fősorozat, hamarosan annak bal felső végéről a nagy tömegű csillagok – ahogy elfogyasztják hidrogén-készletüket – kezdenek eltünedezni. Pontosabban szólva nem tűnnek el teljesen, csupán elvándorolnak, hiszen ugyanazok a csillagok vörös óriássá alakulva átcsúsznak a HRD jobb felső részébe. A fősorozat tehát valahol véget ér és elkanyarodik, összekötve az eltérülési pontot a már elvándorolt, és az óriáságban megtelepedett vörös óriásokkal. A fősorozat bal felső végének helye bármely adott pillanatban csakis az eltérülés helyénél lévő csillagok tömegétől függ. Ezek tömege viszont egyértelmű összefüggésben áll a korukkal, hiszen – mint korábban már említettük – csak a csillag tömegétől függ, hogy mennyi időt tölt a fősorozaton. Minthogy sok csillagra vonatkozó csillagászati megfigyeléseink és a számítógépes modellek összehasonlításából tudjuk, mekkora tömeg felel meg a fősorozat egy adott pontjának, nem kell mást tennünk, mint meghatározzuk a fősorozaton az eltérülés helyét, amiből azonnal tudjuk, milyen idősek az éppen most elvándorló csillagok. Az eljárás alkalmazásának egyetlen feltétele, hogy a vizsgált csillagok mind azonos korúak legyenek.
Ha a Tejútrendszer egészére gondolunk, akkor a módszer nyilvánvalóan használhatatlan, hiszen a megfigyelhető csillagok vélhetően mind máskor keletkeztek. Léteznek azonban a Tejútrendszer fősíkjától távolabb olyan helyek, ahol hatalmas csillagcsoportok – esetenként csillagok milliói – jöttek létre egyszerre, egyazon összeomló gázfelhőből. Ezeket a csillagcsoportokat gömbhalmazoknak nevezzük, mert a sűrűn elhelyezkedő csillagok nagyjából gömb alakú térrészen belül zsúfolódnak össze. A gömbhalmazok sűrűn benépesített részein akár ezer csillag is előfordulhat egy köbparszeknyi térben (egy parszek valamivel több mint 3,25 fényév). Összehasonlításként gondoljunk arra, hogy a Nap egy-parszekes környezetében egyetlen csillagot sem találunk. A gömbhalmazokon belül a csillagok közötti átlagos távolság körülbelül tizede a Tejútrendszer többi részén található csillagok egymástól mért átlagos távolságának. Semmi kétségünk sem lehet afelől, hogy egy adott gömbhalmaz csillagai ugyanabból a gázfelhőből, ugyanakkor (vagy legalábbis néhány millió éven belül) keletkeztek. Összesen mintegy 150 ilyen csillagcsoportot ismerünk, melyek a Tejútrendszert körülvevő, gömbszimmetrikus térrészen, az úgynevezett halón belül helyezkednek el. Legtöbbjük nincs távolabb a Tejútrendszer középpontjától, mint mi (kilenc kiloparszekre, vagyis harmincezer fényévre). A gömbhalmazok csillagainak spektroszkópiai vizsgálata szerint légkörük csaknem teljes egészében hidrogénből és héliumból áll, vagyis az Ősrobbanáskor keletkezett ősanyagból. Nyilvánvaló, hogy a gömbhalmazok a Tejútrendszer kialakulásához vezető folyamat – egy óriási gázfelhő összehúzódása – első lépéseként jöhettek létre. Ezért arra számítunk, hogy a gömbhalmazok öregebbek a Tejútrendszer (Naprendszert is tartalmazó) korongjánál, sőt valószínűleg ezek a legidősebb égitestek, amelyeknek közvetlenül meg tudjuk mérni a korát.
Ha egy gömbhalmaz csillagai mind ugyanakkor keletkeztek, akkor az évmilliárdok során a nagyobb tömegű csillagok folyamatosan felélték hidrogénkészletüket és vörös óriássá (majd fehér törpévé, neutroncsillaggá vagy fekete lyukká) váltak. A HRD fősorozatának töréspontja az idő múlásával lassan lefelé csúszik a főág mentén. Képzeljünk el egy hatalmas előadótermet, amelyet különböző magasságú emberek töltenek meg, felnőttek éppúgy, mint különféle korú gyerekek. Tegyük fel, hogy valaki félóránként felrajzolja a táblára a jelen lévő emberek számát, magasságuk függvényében. Ha másvalaki eközben félóránként kiküldene az adott értéknél magasabb embereket a teremből, akkor az őket ábrázoló oszlopot le kellene törölni a grafikonról. Ha a magassághatárt félóránként egy előre meghatározott értékkel – mondjuk néhány centiméterrel – csökkentenénk, akkor az idő múlásával a grafikon ábrája egyre zsugorodna. Ha valaki, aki a fenti szabályokat ismeri, bármely pillanatban belép a terembe, akkor a grafikonra pillantva, a vonal hosszából (legalábbis fél óra pontossággal) meg tudja mondani a kísérlet kezdete óta eltelt idő hosszát.
Elvben hasonló érvelés alkalmazható a gömbhalmazok HRD-jére. Emlékezzünk azonban vissza arra, hogy a HRD az ábrázolt csillagok fényességének mérésén alapul. A gömbhalmazhoz tartozó csillag látszó fényessége a tőlünk mért távolságától függ, ha a csillagok látszó fényességét használjuk a HRD felrajzolásakor, akkor ezzel a módszerrel hibás becslést kapunk a halmaz korára. Valamilyen független módszerrel meg kell tehát mérnünk a gömbhalmazok távolságát. Így ki tudjuk számítani, hogy adott távolságból nézve milyen fényesnek látszanának a csillagok (a fényességet a csillagászatban általában tíz parszek távolságra szokták korrigálni, az így kapott értéket nevezzük a csillag abszolút fényességének). De vajon hogyan tudjuk megmérni a gömbhalmazok távolságát?
Könyvünk hátralévő fejezeteinek központi kérdése lesz a távolságok mérése a Világegyetemben, annak érdekében, hogy kiszámíthassuk a Világegyetem korát. Az első kozmikus távolságskála kidolgozásáról szól a következő fejezet. Most csak azt említjük meg ezzel kapcsolatban, hogy létezik a csillagok egy bizonyos osztálya, az úgynevezett RR Lyrae típusú változócsillagok, amelyek jellemzően néhány óra körüli periódussal szabályosan változtatják fényességüket, hol kifényesednek, hol pedig elhalványodnak. A Tejútrendszer korongjában néhány ezer, a gömbhalmazokban pedig több mint 1500 RR Lyrae típusú változócsillagot ismerünk. Mivel egyes RR Lyrae csillagok távolságát más módszerekkel meg tudjuk határozni (lásd később), a csillagászok már egy ideje tudják, hogy az összes ehhez a típushoz tartozó csillag (a fényváltozás teljes periódusára vett) átlagos valódi (abszolút) fényessége pontosan ugyanakkora. Így a gömbhalmazokban található RR Lyrae csillagok látszó fényességéből már hosszabb ideje meg tudjuk becsülni a halmazok távolságát. Újabban az RR Lyrae csillagok pontos színe és abszolút fényessége közötti összefüggést is sikerült felfedezni. Ha tehát megmérjük egy gömbhalmazhoz tartozó ilyen típusú változócsillag színét (a csillagászatban a „szín mérése” a színkép teljes szélességében, néhány pontosan meghatározott hullámhosszon történő fényességmérést jelent), akkor a csillag látszó fényességéből a másik módszerhez képest sokkal pontosabban tudjuk kiszámítani a halmaz távolságát.
Létezik még egy, de csak közelítő eredményt adó módszer a gömbhalmazok távolságának durva becslésére. Felrajzoljuk csillagai látszó fényessége alapján a gömbhalmaz HRD-jét, majd függőleges tengelyével párhuzamosan addig mozgatjuk a diagramot, amíg a gömbhalmaz HRD-je nem esik a lehető legpontosabban egybe a közeli csillagokra kapott HRD úgynevezett standard fősorozatával. Az ehhez szükséges eltolás, azaz fényességkorrekció mértéke elárulja a halmaz távolságát. A módszer alkalmazásának bökkenője, hogy a közeli csillagok az ősi csillagok által már egyszer feldolgozott anyagból állnak, ezért más a kémiai összetételük, mint a gömbhalmazokhoz tartozó, a legősibb anyagból felépülő csillagoknak. Ez az eltérés hatással van a fősorozat HRD-n belüli helyére, jóllehet a pontos összefüggést nem ismerjük. Emiatt továbbra is az RR Lyrae módszert tartjuk a legmegbízhatóbbnak a gömbhalmazok távolságának megállapításához, ezen keresztül pedig (a fősorozat töréspontjának helye alapján) koruk kikövetkeztetéséhez.
Ne gondoljuk persze azt, hogy mindez a valóságban is ilyen egyszerű, az előbbiekben körvonalazott módszer gyakorlati alkalmazásakor egy sor észlelési problémát kell legyőzni. A feladat nehézségéről talán annak ismeretében alkothatunk képet, ha megjegyezzük, hogy az 1980-as évek végéig csupán mintegy tíz gömbhalmaz távolságát sikerült valamilyen pontossággal meghatározni. Gondoljunk arra, hogy a megfigyelőnek általában a több százezer csillagot tartalmazó, jellemzően sok ezer fényév távolságban lévő halmaz egyes csillagainak színképét kell felvenni, majd a színkép alapján pontosan meg kell határozni az adott hullámhosszakon kisugárzott energia mennyiségét. Amint később látni fogjuk, az utóbbi időben jelentős előrehaladás tanúi lehettünk, egyrészt a Hipparcos műhold méréseinek, másrészt a földi távcsöveken alkalmazott új, elektronikus detektorok fejlődésének (CCD) köszönhetően. Nem szeretnék azonban a technikai újdonságok részleteibe bocsátkozni mindaddig, amíg nem mutatom be a Világegyetem egészére vonatkozó elképzeléseink fejlődését.
Sok vita folyt a gömbhalmazokra vonatkozó megfigyelések értelmezéséről és az adatok életkorrá történő átszámításáról. Az elméleti bizonytalanságok mellett az észlelések is rejtegetnek bizonytalan tényezőket, mert modelljeink még nem elég jók ahhoz, hogy az általunk óhajtott pontossággal tudják leírni mindeme rendszerek fejlődését. A lényeg mindenesetre az, hogy a Hipparcos előtti becslések szerint a Tejútrendszerünkhöz tartozó gömbhalmazok mintegy tizenötmilliárd évesek, a mérés bizonytalansága plusz-mínusz 3 milliárd év. Ha a gömbhalmazok távolságára vonatkozó, ugyancsak a Hipparcos előtti becsléseink helyesek lennének, akkor rendkívül nehéz lenne a tartomány alsó határát tizenkétmilliárd év alá szorítani. Ami viszont végső soron biztató, az az, hogy a Tejútrendszer korongjának életkorára vonatkozó összes becslésünk a minimum tízmilliárd éves korra engedett következtetni, várakozásaink szerint pedig a gömbhalmazoknak ennél idősebbeknek kell lenniük.
Az 1990-es évek közepén úgy tűnt, hogy a Világegyetem legöregebb égitestjei mintegy tizenötmilliárd évesek. Ez viszont azt jelenti, hogy magának a Világegyetemnek is legalább tizenötmilliárd évesnek kell lennie. De vajon hogy lehet megmérni a Világegyetem korát? Amint arra már utaltam, mindennek az alapja a kozmikus távolságok mérése. A Nap, galaxisunk csillagai és a gömbhalmazok mind a Tejútrendszerhez tartoznak, ezután viszont a Tejútrendszeren túli távolságokat is meg kell tudnunk mérni.
Az első kozmikus távolságskála
Ha meg akarjuk érteni, hogyan sajátították el a csillagászok a Világegyetemben a távolságmérés művészetét, egészen a távoli galaxisokig (valójában ebbe az is beletartozik, hogyan jutottak el addig a felismerésig, hogy mik is tulajdonképpen a galaxisok), akkor először vissza kell lépnünk az időben, és közelebb kell jönnünk otthonunkhoz a térben. Azt kell szemügyre vennünk, hogyan lehet egyáltalán az égitestek távolságát megállapítani. Első pillanatban csaknem ugyanolyan figyelemre méltó az, hogy meg tudjuk mérni a Mars távolságát, mint ugyanez a galaxisok esetében. Ráadásul, amint látni fogjuk, a Mars távolságának megmérése a galaxisok távolságának meghatározása szempontjából is kritikus fontosságú.
Az első lépést a földmérők által is ismert és használt alapvető módszer, a háromszögelés jelenti. Ha tudni szeretnénk, milyen széles egy folyó, anélkül, hogy vizes legyen a lábunk, akkor egyik lehetőségként kiválaszthatunk egy jellegzetes tereptárgyat (például egy nagy fát) a túlsó parton, majd megmérjük, milyen irányban látszik a fa az innenső parton kijelölt bázisvonal két végpontjából. A méréshez a teodolit nevű műszert használjuk, amely lényegében egy háromlábú állványra erősített, fonálkereszttel felszerelt kis távcső. A két iránymérés eredményének különbségéből az alapvonal hosszának ismeretében az elemi geometria szabályainak alkalmazásával egyszerűen ki tudjuk számítani a fa és az alapvonal közepe közötti távolságot. A mérés jól ismert változata az, amikor a földmérő felfogad egy segédet, akit a vizsgált pontra állít (az sem baj, ha a segédnek vizes lesz a lába), kezében egy ismert hosszúságú rúddal. Ebben az esetben a teodolit egy helyben marad, de a földmérő a fonálkeresztet előbb a rúd egyik, majd a másik végére irányítja, és feljegyzi a két látóirány közötti szög nagyságát. A háromszög alapjának (ami ebben az esetben a mérőrúd hossza) ismeretében ismét könnyen kiszámítható a teodolit és az alapvonal (a mérőrúd) közepének távolsága. Egyúttal az is magától értetődő, miért nevezzük a módszert háromszögelésnek.
Ha elég hosszú bázisvonalat sikerül találnunk, akkor bárminek megmérhetjük a távolságát. A Hold a legközelebbi kozmikus szomszédunk, ezért ésszerűnek látszik a Hold helyzetét egyidejűleg két, egymástól nagyon távoli, mondjuk az Atlanti-óceán két partján fekvő csillagvizsgálóból megfigyelni. Az egyidejűség biztosításához még telefon-összeköttetésre sincs szükség. Elég, ha egy előre megbeszélt időpontban mindkét obszervatóriumban feljegyzik a Hold helyzetét a csillagos égi háttérhez képest, így mindkét obszervatóriumban megkapják a Hold iránya és a két csillagvizsgálót összekötő képzeletbeli vonal közötti szöget. A háromszögelések eredményeképpen kiderült, hogy a Hold távolsága körülbelül hatvanszorosa a Föld sugarának (ezután természetesen meg kell mérnünk a Föld sugarát, ami ugyancsak nem csekély földmérői munka, melynek részletes ismertetésétől e helyütt eltekintünk; a lényeg az, hogy a Hold távolságának egy hónapra vett átlaga 384 400 km). Eszerint a Hold távolságának kiszámításához használt háromszög magassága hatvanszorosa az alapjának, vagyis meglehetősen elnyújtott, karcsú háromszöggel van dolgunk.
Ma már nem nyűgöz le bennünket különösebben, hogy a csillagászok ilyen módon meg tudják mérni a Hold távolságát. Az azonban sokkal figyelemreméltóbb, hogy a csillagászok már 1671-ben pontosan ugyanezzel a módszerrel meg tudták mérni egy bolygó, a Mars távolságát. A csillagászok egyik csoportja a Párizsi Obszervatórium kényelmét élvezve jegyezte fel a vörös bolygó helyzetét a háttércsillagokhoz képest, miközben társaik Cayenne-be (Francia Guyana) utaztak a szimultán méréseket elvégezni. A Mars (vagy a Naprendszer bármelyik másik bolygója) távolságának megmérése azért volt nagyszerű tett, mert ez az egyetlen információ elegendő ahhoz, hogy a bolygók keringési periódusa (azon időtartam, amely alatt egyszer körbejárják a Napot) ismeretében az összes bolygó Naptól mért távolságát ki tudjuk számítani. Ehhez csupán a Johannes Kepler által a XVII. század elején tapasztalati úton felírt, majd később Isaac Newton fordított négyzetes gravitációs törvénye által magyarázott bolygómozgási törvényeket kell ismernünk. Az igazság persze az, hogy Kepler törvényeinek ilyetén alkalmazásához nem is szükséges ismernünk azok magyarázatát (Newton csak 1687-ben publikálta gravitációelméletét). A francia csillagászok mérései szerint a Föld és a Nap távolsága 140 millió km, tehát csak tízmillió kilométerrel kevesebb a legpontosabb mai mérések eredményénél.
A bolygók és így a Nap távolságának mai mérése természetesen már nem háromszögelésen alapul. Ma már radarvisszhangot kaphatunk a Vénusz vagy a Mars – a Földéhez legközelebbi pályákon keringő két bolygó – felszínéről, így oda és vissza a fény sebességével száguldó radarimpulzusok futási idejéből számítjuk ki a bolygók távolságát. A modern kozmikus távolságskála felállítása szempontjából azonban továbbra is óriási jelentőségű a háromszögelés. A Naprendszer geometriájával kapcsolatos fáradozásaink eredményeképpen ugyanis nagyon pontosan sikerült meghatároznunk egy, a továbbiak szempontjából kulcsfontosságú adatot, a Föld és a Nap távolságát. A pontos távolság 149 597 870 km, méghozzá ennek a nevezetes csillagászati távolságnak a hibahatára kevesebb mint ±2 km. Ennek a távolságnak a kétszerese, vagyis a Föld Nap körüli pályájának átmérője a leghosszabb alapvonal, amelyet bármely megfigyelő eddig háromszögelésre használt. Jóllehet egyes csillagászok arról álmodoznak, hogy valamikor majd egy automata csillagvizsgálót lehetne Nap körüli pályára állítani, méghozzá a Jupiter pályáján is túl, ami igencsak tekintélyes hosszúságú alapvonalat nyújtana. Mindeddig azonban a Föld pályájának átmérője a legjobb bázisvonal, és az egyetlen, amelyik lehetővé teszi számunkra a csillagok távolságának megmérését.
A csillagászok nagyon hamar felismerték az efféle mérések jelentőségét a Naprendszeren belüli távolságok meghatározása szempontjából. Ne feledkezzünk meg arról, hogy a napközpontú Naprendszer képét Nikolausz Kopernikusz csak a XVI. század első évtizedeiben dolgozta ki, és csak halála évében, 1543-ban hozta nyilvánosságra. Az elképzelést azonban csak Kepler elméleti munkásságát és Galilei megfigyeléseit követően fogadták el széles körben. Kepler jött rá, hogy a bolygók Nap körüli pályái nem kör, hanem ellipszis alakúak. Galilei szolgáltatta az első hatásos bizonyítékot a napközpontú világkép helyessége mellett. Egyik legnagyobb hatású felfedezése szerint a Jupiter körül négy nagy hold kering, pontosan úgy, ahogy a bolygók a Nap körül keringenek.
Kepler bolygómozgási törvényei (amelyek természetesen a holdak mozgására is érvényesek), csak a XVII. század első évtizedében születtek, Galilei pedig 1610-ben megjelent Csillaghírnök (Sidereus Nuncius) című könyvében számolt be felfedezéseiről. A Föld Nap körüli keringésének gondolata abban az időben a szó szoros értelmében eretneknek számított (legalábbis a katolikus egyház szemében, amely 1632-ben az eretnekség bűnében elmarasztalta, és élete hátralévő idejére házi őrizetre ítélte Galileit). És mégis, mint látni fogjuk, 1671-ben a csillagászok már ezeket az „eretnek” alapelveket használták a Föld Nap körüli pályája átmérőjének kiszámításához.
Galilei megfigyelései az első csillagászati távcsővel annak az elképzelésnek is megadták a kegyelemdöfést, amely szerint a csillagok egy kristályszférához erősített apró fénypontok. Korábban úgy hitték, hogy ez a szféra alig van messzebb a Naptól, mint a Szaturnusz (az ókorban is ismert legtávolabbi bolygó). De vajon milyen messze vannak valójában a csillagok?
A Kopernikusz és Kepler közötti űrt (tudományos és történelmi értelemben egyaránt) Tycho Brahe töltötte ki. Tycho 1546-tól 1604-ig élt, és hihetetlen pontossággal figyelte meg a bolygók folytonosan változó égi helyzetét. Halála után feljegyzéseit Kepler felhasználta a bolygómozgási törvények kidolgozásához. Tycho azonban – sok kortársához hasonlóan – nem fogadta el Kopernikusz heliocentrikus (napközpontú) Naprendszer-képét. Az elutasítás egyik oka az volt, hogy nem tudta megfigyelni a csillagok helyzetében egy év alatt fellépő elmozdulást. Ha a Föld valóban a Nap körül keringene, érvelt, akkor hat hónap különbséggel megfigyelve ugyanazokat a csillagokat, azokat egy olyan bázisvonal két végpontjából szemlélnénk, amelynek hossza megegyezik a földpálya átmérőjével. Bármely földmérő tanúsíthatja (márpedig a XVI. században igen kiváló földmérők működtek), hogy ebben az esetben meg kellene változni a távoli tárgy látóirányának, ezért a csillagnak odébb kellene tolódnia az égen. A jelenséget parallaxisnak nevezzük. Legegyszerűbben úgy figyelhetjük meg, ha karnyújtásnyi távolságban magunk elé tartjuk egyik ujjunkat, majd felváltva, hol az egyik, hol a másik szemünkkel nézzük. A háttérben látszó tárgyakhoz képest az ujjunk ide-oda ugrál, mert egy olyan alapvonalnak hol az egyik, hol a másik végpontjából nézzük, amelynek hossza a két szemünk közötti távolság. A csillagok esetében nem figyelhető meg ilyen parallaxisjelenség, ezért Tycho és mások arra következtettek, hogy a Föld nem mozoghat. Vagy pedig, ha mégis mozogna, akkor Tycho számításai szerint a csillagoknak legalább hétszázszor olyan messze kell lenniük, mint a legtávolabbi bolygónak. Ez azonban elképzelhetetlennek tűnt a számára, ezért az ötletet elvetette.
Kepler és Galilei munkássága nyomán azonban a rejtély újra az előtérbe került. Ahogy az emberek egyre inkább meggyőződtek arról, hogy a Föld a Nap körül kering, különösen, miután 1671-ben a Föld átmérőjét is sikerült megmérni, a csillagok parallaxisának hiánya egyre kínosabbá vált. Lehetnek-e a csillagok tényleg olyan messze, hogy még a (mai mértékegységek szerint) 300 millió kilométeres bázisvonal alkalmazásakor sem mutatnak parallaktikus elmozdulást? Volt még egy arra utaló nyom, hogy a csillagok roppant messze lehetnek – a halványságuk. Amikor egyesek eltöprengtek azon, hogy a csillagok a Naphoz hasonló, csak sokkal távolabbi objektumok lehetnek, elkezdték kiszámítani, milyen messze kellene egy a Naphoz hasonló fényességű égitestnek lennie ahhoz, hogy olyan halványnak látsszék, mint a csillagok. A csillagászatban hasznosnak bizonyult gyakorlat szerint az égitestek távolságának megadásához a Föld és a Nap közötti átlagos távolságot választjuk mértékegységnek. Ezt a távolságot ezért csillagászati egységnek (rövidítve: CSE, vagy AU, astronomical unit) nevezzük. Így azután nem kell törődnünk azzal, hogy a Nap távolsága éppen 140 vagy 150 millió kilométer, elég, ha a helyesnek tartott értéket szükség esetén behelyettesítjük számításaink eredményébe. Elképzelhetjük, milyen kicsinek találták az egész Univerzumot, mielőtt Galilei feltalálta a távcsövet, ha figyelembe vesszük, hogy az akkor ismert legtávolabbi bolygó, a Szaturnusz távolsága mindössze 10 CSE.
A XVII. században a Naprendszerre vonatkozó ismeretek gyarapodása mellett jelentős előrehaladás következett be az optika tudományában is. Isaac Newtonon kívül Christiaan Huygens holland fizikus is kutatta a fény természetét. Sok egyéb mellett azzal is tisztában voltak, hogy a fényforrások látszó fényessége a távolság négyzetével arányosan csökken, tehát kétszer nagyobb távolságból ugyanaz a fényforrás négyszer halványabbnak látszik, és így tovább. Huygens, aki 1629 és 1695 között élt, ezt a törvényszerűséget felhasználva próbálta megállapítani a fényes Szinusz távolságát. Ha például tudnánk, hogy a Szíriusz egymilliószor halványabbnak látszik, mint a Nap, továbbá feltételezzük, hogy a két csillag valódi fényessége azonos, akkor arra következtethetünk, hogy a Szíriusz ezerszer messzebb van tőlünk, mint a Nap (vagyis a kozmosz térképén a Szíriusz helyét jelző pontot a Naptól 1000 CSE távolságra kell helyezni), hiszen egymilliónak a négyzetgyöke ezer.
Huygens megkísérelte összehasonlítani a Szíriusz és a Nap fényességét. A Nap fényét aprócska lyukon keresztül engedte be egy sötét szobába. Megpróbálta a lyuk méretét akkorának választani, hogy a rajta keresztüljutó fénysugár olyan halványnak tűnjék, mint a Szíriusz. Ha meg tudná mérni, hogy a napkorong felületének hányad része látszik a lyukon keresztül, akkor meg tudná mondani, hogy a Nap fényességének hányad része azonos a Szíriusz fényességével (amely az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga).
Ez önmagában is nehéz feladat volt, ráadásul ne felejtsük el, hogy akkoriban még nem létezett fényképezés, így a két fényforrást csakis emlékezetből lehetett összehasonlítani. Őszintén megvallva, a módszer nagyon hevenyészett. Akárhogy is, de ezzel a módszerrel Huygens a Szíriusz távolságát 27 664 csillagászati egységnek becsülte. Végül is ez volt az első közvetlen bizonyíték arra nézve, hogy a Naprendszer csupán parányi, jelentéktelen pötty a jóval nagyobb kozmoszon belül.
Valamivel fortélyosabb, és sokkal pontosabb módszert talált ki és publikált 1668-ban James Gregory skót matematikus. Gregory rámutatott, hogy sokkal egyszerűbb lenne a Szíriusz fényességét a Nap helyett valamelyik bolygóéhoz hasonlítani. Kiválaszthatjuk például azt az időpontot, amikor valamelyik bolygó pálya menti mozgása során a Földről nézve ugyanolyan fényesnek látszik, mint a Szíriusz. A bolygók csak azért láthatók, mert visszaverik a Nap fényét. Gregory ki tudta számítani, milyen fényesnek látszana a Nap a bolygó távolságából, megbecsülte, hogy a bolygó a ráeső fény hány százalékát veri vissza, és kiszámította, milyen fényesnek látszana a visszavert fény, mire eléri a Földet. Mindent figyelembe véve, módszerével a Szíriusz távolságára 83 190 csillagászati egységet kapott.
Ezt a becslést azonban módosítani kellett, amikor újra kalibrálták a Naprendszeren belüli távolságokat, beleértve a kísérlethez használt bolygók távolságát is. Isaac Newton pontosabb adatokkal megismételte Gregory számításait, így egymillió CSE jött ki a Szíriusz távolságára, azonban ezt a meglepő eredményt csak A világ rendszere (System of the World) című, 1728-ban, egy évvel a halála után megjelent könyve kéziratára jegyezte fel, ahol az rejtve maradt. Végül a csillagászok tudatára ébredtek a Világegyetem valóban óriási kiterjedésének, és megértették, miért nem sikerült mindaddig megfigyelni a csillagok parallaxisát, még akkor sem, ha a mérés bázisvonala a Föld Nap körüli pályája átmérője (2 CSE) volt. A világ rendszere megjelenését követően még több mint száz évnek kellett eltelnie, amíg a távcsövek és a mérési módszerek elérték a kellő pontosságot ahhoz, hogy néhány közeli csillag távolságát a parallaxis mérésének útján meg lehessen határozni.
A mérés végrehajtásának legjobb módszerét még Galilei írta le, 1632-ben megjelent Párbeszédek (Dialogo) című könyvében (amely mű egyébként eretnekségi perének közvetlen kiváltó oka volt). Ha két csillag a Földről nézve véletlenül egymás közvetlen közelében látszik, de az egyik sokkal messzebb van a másiknál, akkor egy év leforgása alatt – a parallaxis következtében – a közelebbi csillag a távolabbihoz képest ide-oda elmozdulni látszik, pontosan úgy, ahogy az ujjunk is ide-oda látszott ugrálni a háttérhez képest, amikor felváltva néztük, hol az egyik, hol a másik szemünkkel. És minthogy két, csaknem pontosan ugyanabban az irányban látszó csillag helyzetét hasonlítjuk össze, sok olyan probléma zavaró hatását ki tudjuk kerülni, amelyekkel egyébként a csillagászoknak gyakorta szembe kell nézniük, így például nem kell figyelembe venni a földi légkörnek a rajta keresztülhaladó fénysugarakra gyakorolt zavaró hatását.
Amikor az 1830-as évek végén először sikerült elvégezni ezt az összehasonlítást, kiderült, hogy még a legközelebbi csillagok is milyen roppant messze vannak. A ténylegesen megmért parallaxisok parányiak, egy ívmásodpercnél kisebbek. Ahhoz, hogy ezt könnyebben elképzeljük, gondoljunk arra, hogy a teljes kör 360 fokos, minden fok 60 ívpercből és minden ívperc 60 ívmásodpercből áll. A Hold átmérője az égbolton valamivel több 30 ívpercnél, a csillagok esetében megfigyelt legnagyobb parallaktikus elmozdulás tehát a Hold Földről látszó átmérője egyharmincad részének hatvanad része, azaz a holdátmérő körülbelül ezredrésze.
Ha ezeket a szögeket távolságokká akarjuk transzformálni, akkor a csillagászok nagy előszeretettel használják a csillagászati egységet mértékegységként, ami azért is egyszerű, mert a CSE pontosan a fele a megfigyeléseinkhez használt bázisvonalnak. A csillagok távolsága egységeként a parszeket definiálják, amelynek a neve a parallaxis és a szekundum szavak összevonásából ered. Egy parszek az a távolság, ahonnan nézve az 1 CSE hosszú bázisvonal pontosan 1 ívmásodperc látószög kiterjedésűnek látszik. A tőlünk egy parszek távolságra lévő csillag égi pozíciója tehát hat hónap alatt két ívmásodperccel változik meg, minthogy a földpálya átmérője 2 CSE. Ha behelyettesítjük a Föld és a Nap közötti távolságra vonatkozó legújabb mérések eredményeit, akkor azt kapjuk, hogy egy parszek 3,2616 fényévvel egyenlő, ahol egy fényév az a távolság, amelyet a másodpercenként 299 792 km-es sebességgel terjedő fénysugár egy év alatt megtesz (tehát valamivel több, mint 30 000 milliárd kilométer). A Nap egy parszekes környezetében egyetlen további csillagot sem találunk, a Nap legközelebbi csillagszomszédja, az Alfa Centauri távolsága 1,32 parszek (4,29 fényév). A korábban Gregory, Huygens és Newton által egyaránt vizsgált Szíriusz (amely az égbolt legfényesebbnek látszó csillaga, ezért arra gondoltak, hogy valószínűleg közel is lehet) valóban egyik legközelebbi szomszédunk, távolsága 2,67 parszek (8,7 fényév). Egy csillagászati egység 499 fénymásodpercnek felel meg (a Nap fénye 499 másodperc alatt érkezik a Földre), eszerint a Szíriusz távolsága valamivel kevesebb, mint 550 000 CSE. Ez az érték lenyűgözően közel esik a Newton által becsült egymillió CSE-hez, bár az ő becslése valójában nem volt ilyen pontos, csupán a véletlen műve, hogy hibái kiegyenlítették egymást (például a Szíriusz valódi fényessége sokkal nagyobb a Napénál, ha Newton ezt tudta volna, akkor nagyobb távolságot kapott volna). A parallaxismérések nehézségét akkor tudjuk igazán elképzelni, ha arra gondolunk, hogy 1878-ig csak tizenhét, és 1908-ig is csak mintegy száz csillag parallaxisát sikerült ily módon meghatározni.
Ha egyszer már megtudtuk egy csillag távolságát, akkor a fordított négyzetes törvény alapján azt is kiszámíthatjuk, milyen fényes is valójában, tehát mekkora az abszolút fényessége. Ez utóbbi mennyiség definíciója szerint az a fényesség, amilyennek a csillag tíz parszek távolságból látszana. (A csillagok fényességének mértékegysége a magnitúdó, vagyis például a hőmérséklethez hasonlóan a fényesség is egy megfelelő pontossággal mérhető számértékkel jellemezhető.) Minthogy a látszó fényesség kizárólag az abszolút fényességtől és a távolságtól függ, a csillagászok néha a távolságot is az úgynevezett távolságmodulussal jellemzik, ami egyszerűen a csillag látszó és abszolút fényességének – nyilvánvalóan ugyancsak magnitúdóban mért – különbsége.
A csillagok legfontosabb jellegzetessége, amire csak abszolút fényességük, azaz távolságuk megmérése után derült fény, a Hertzsprung-Russell-diagram fősorozatának kirajzolódása. Ennek felfedezéséhez azonban meg kellett várni, amíg elég csillag távolságát ismerjük, ahol az „elég” legalább százat jelent. Ezért nem pusztán véletlen egybeesés, hogy Hertzsprung és Russell egymástól függetlenül, nagyjából ugyanakkor, a XX. század elején jutott el a diagram felfedezéséhez. Az 1970-es évek végére már az összes, a Naphoz 22 parszeknél közelebbi csillag távolságát ismertük (valamivel kevesebb, mint 500 ilyen csillag található az égen, parallaxisuk nagyobb 0,044 ívmásodpercnél). Abszolút fényességüket a színük függvényében ábrázolva világosan kirajzolódik a fősorozat, valamint a diagram bal alsó sarkában a fehér törpék csoportja (ehhez a csillagok színét természetesen a már említett módon, meghatározott hullámhosszokon mutatott fényességük pontosan megmért nagyságával jellemezzük). A Hipparcos műholdat megelőzően a csillagparallaxisok legteljesebb katalógusát a Yale Egyetem csillagvizsgálójában állították össze, amely mintegy 7500 csillagra vonatkozó mérési eredményeket tartalmazott, bár az adatok bizonytalansága sok esetben igen nagy volt. De vajon hogyan tudjuk az ennél nagyobb térbeli távolságokat megállapítani?
A parallaxismérés még a legkorszerűbb műszerekkel is csak a közeli csillagok távolságának mérésére alkalmas; mégis ez a módszer szolgáltatta az első használható nyomokat a Világegyetem távolságviszonyainak feltérképezéséhez. A XIX. század közepétől kezdődően a csillagászok számos egyéb módszert dolgoztak ki azon csillagok távolságának meghatározására, amelyek kívül esnek a parallaxismérés hatókörén. E módszerek egy része elég megbízhatónak tűnik, míg mások csak közelítő jellegűek. Egyik sem olyan közvetlen, geometriai mérés azonban, mint a háromszögelés, függetlenül attól, hogy egyesek a nevükben hordozzák a parallaxis szót. Attól kezdve, hogy kilépünk a parallaxismérés alkalmazhatósági körén kívülre, minden távolságmérési módszer valamilyen bizonytalanságot tartalmaz.
Az egyik, roppant lényegre törő módszer a fősorozat kínálta összefüggést használja ki. Ha meg tudjuk mérni egy csillag színét, és feltételezzük, hogy a csillag a fősorozathoz tartozik, akkor a színéből következtetni tudunk abszolút fényességére. Semmi mást nem kell tehát tennünk, mint megmérjük a látszó fényességét, és máris következtetni tudunk a távolságára. Mindamellett, még ez az egyszerű módszer is számos buktatót rejt. Először is a csillagok színét a látóirányba eső csillagközi gáz- és porfelhők jelenléte befolyásolhatja; másrészt ugyanez az anyag a csillag teljes látszó fényességét is megváltoztatja. E folyamat működését könnyen el tudjuk képzelni. A látóirányunkba eső por a kék fénysugarakat igyekszik szétszórni, míg a vöröseket inkább átengedi. Ennek következtében a porfelhő mögött lévő csillag vörösebbnek és halványabbnak látszik. Azért látjuk a lenyugvó Napot is vörösnek és halványnak, mert fénye a Föld légkörében lebegő porszemcséken szóródik. Pontosan ugyanilyen vörösödés és elhalványodás (vagy fennköltebben az intersztelláris extinkciónak becézett jelenség) tanúi lehetünk akkor is, amikor a távoli csillagok fénye keresztülhalad a csillagközi anyagfelhőkön (ennek az intersztelláris vörösödésnek természetesen semmi köze sincs ahhoz a vöröseltolódáshoz, amelyről később lesz szó).
Még ha valamilyen módon figyelembe is tudjuk venni a vörösödést, már a módszer alkalmazásának első lépésénél tévútra juthatunk – előfordulhat ugyanis, hogy a csillag egyáltalán nem a fősorozathoz tartozik. A módszer sokkal bonyolultabb változatai a csillag abszolút fényességét a látható fény tartományába eső színképének sokkal finomabb részleteivel hozzák összefüggésbe. Akárhogy is, mindezen módszerek közös tulajdonsága, hogy akkor megbízhatóak, ha az alapjukat képező fizikai paramétereket (fősorozathoz tartozás, a színkép finom részletei) nagyszámú olyan csillag segítségével tudjuk kalibrálni, amelyek távolságát valamilyen más módszerrel már megállapítottuk.
Két „más módszer” is létezik, amelyek alapvető fontosságúak a Világegyetem távolsági viszonyainak és korának megismerése szempontjából. Mindkét módszer kulcsa a Doppler-effektus, nevezetesen az, hogy képesek vagyunk megmérni a csillagok mozgási sebességét, mert tudjuk, miként befolyásolja a csillag színképét a mozgása.
A fény a térben hullámok formájában terjed, mint a fodrok a tó vizén. Egy adott színű fény egy bizonyos hullámhossznak felel meg, melyben a hullámhegyek és a hullámvölgyek pontosan azonos távolságra vannak egymástól. Ha a fényforrás felénk közeledik, akkor a hullámhegyek a mozgó forrás előtt összesűrűsödnek, így a fényt a ténylegesnél rövidebb hullámhosszúnak látjuk. A látható fény vöröstől a narancssárgán, a sárgán, a zöldön és a kéken keresztül az ibolyáig terjedő színképében a hosszabb hullámok a színkép vörös végén, a rövidebbek pedig a kék és ibolyaszínek környékén találhatók. Ennek megfelelően a felénk közeledő objektum színképében fellépő változást kékeltolódásnak nevezzük (akár ibolyaeltolódásnak is nevezhetnénk, ki tudja, miért nem ez az elnevezés honosodott meg). Hasonlóképpen, ha egy objektum, mondjuk egy csillag, távolodik tőlünk, akkor a mögötte terjedő hullámok megnyúlnak, a színkép jellegzetes alakzatai a nagyobb hullámhosszak felé tolódnak el, ezért vöröseltolódásról beszélünk.
Ha a csillagok minden hullámhosszon egyforma erősséggel sugároznának, akkor a Doppler-hatás kimutathatatlan maradna. A csillagok fényét optikai prizmán átvezetve az a szivárvány színeire bomlik (a módszert spektroszkópiának vagy színképelemzésnek nevezzük). Az így előállított színkép a világos háttéren élesen kirajzolódó sötét vonalakat tartalmaz, amelyek helye a csillag légkörében előforduló különféle elemekre jellemző (ennek köszönhetően ismerhetjük meg a csillagok kémiai összetételét). A sötét vonalak mindig ugyanott, pontosan ismert hullámhosszakon jelennek meg, helyüket földi laboratóriumokban, izzó anyagokkal végzett kísérletek során határozták meg. Ha tehát a csillagászok megmérik a csillag színképében látható vonalaknak a színkép vörös vagy kék (ibolya) vége felé történő eltolódása mértékét, akkor nemcsak azt tudják megmondani, hogy a csillag felénk közeledik vagy távolodik tőlünk, hanem még a mozgás sebességét is.
Ez azonban csak a történet egyik fele, hiszen magától értetődően nem várhatjuk el a csillagoktól, hogy pontosan a látóirányunkkal párhuzamosan mozogjanak, feltételezhetően eközben látóirányunkra merőlegesen is elmozdulnak. Tényleges térbeli sebességük csak e két mozgás eredőjeként írható fel. Mint láttuk, a mozgás látóirányunkba eső összetevőjének sebességét a Doppler-jelenség alapján meg tudjuk mérni. Ha ehhez megfelelő módon hozzáadjuk a látóirányra merőleges mozgás sebességét, akkor kiszámíthatjuk a tényleges térbeli mozgás sebességét és irányát.
Amilyen kevés csillag van elég közel ahhoz, hogy távolságukat közvetlen háromszögeléssel meg tudjuk mérni, éppily kevés azon csillagok száma is, amelyek elég közel vannak ahhoz, hogy az égbolton látszó elmozdulásukat, vagyis a látóirányunkra merőleges mozgásukat mérni lehessen. Ezúttal azonban legalább egy olyan tény van, ami megkönnyíti az észlelők életét. A csillagok parallaxisát néhány hónap leforgása alatt kell megmérni, nagysága évről évre ugyanakkora marad. A csillagok látóirányra merőleges mozgása (csillagászati szakkifejezéssel: sajátmozgása) viszont évről évre összegződik. Feltéve, hogy valamely kiinduló időpontban nagyon pontosan megmértük a csillag égi pozícióját, minél hosszabb ideig várunk, annál könnyebb lesz észrevenni a csillag elmozdulását a sokkal távolabbi csillagokhoz rögzített égi háttérhez képest. Erre a tényre a csillagok sajátmozgása felfedezésének körülményei látványosan hívták fel a figyelmet. Edmund Halley érdeklődése a fényes csillagok pozícióit tartalmazó katalógus összeállítása felé fordult. 1718-ban észrevette, hogy saját katalógusában három, az ókori görög csillagászok által összeállított katalógusban is szereplő csillag pozíciója eltér attól, ahol a görögök látták őket. A Szíriusz, a Procyon és az Arcturus egyaránt számottevő mértékben elmozdult az égen néhány évezred alatt, a Szíriusz például egy egész fokkal, vagyis a telehold látszó átmérőjének kétszeresével.
Nem pusztán véletlen egybeesés, hogy később mindhárom csillagról bebizonyosodott, nagyon közel vannak hozzánk, mint ahogy az sem, hogy mindhárom az égbolt nyolc legfényesebb csillaga közé tartozik. Valószínű, hogy a legközelebbi csillagok látszanak a legfényesebbeknek, ugyanakkor ezek mozdulnak el észrevehetően az égen. A három jellemző azonban nem mindig „kéz a kézben” változik. Az eddig megfigyelt legnagyobb sajátmozgást a Barnard-csillagként ismert égitestnél mutatták ki, amely csupán 1,8 parszek távolságra van tőlünk, és évente 10,3 ívmásodperccel száguld odébb az égen (ez a telihold látszó átmérőjének fél százaléka), ugyanakkor azonban szabad szemmel láthatatlanul halvány (abszolút fényessége csupán századrésze a Napénak). A szabad szemmel látható csillagok jellemző, átlagos sajátmozgása legalább százszor kisebb a Barnard-csillag rekordjánál.
Ha a csillagok térbeli sebességéből akarunk következtetni a távolságukra, akkor ki kell választanunk egy olyan (lehetőleg minél nagyobb) csillagcsoportot, amelynek tagjai nagyjából azonos távolságra vannak tőlünk, és együtt mozognak a térben. Szerencsére léteznek ilyen csillagcsoportok. Ezek az úgynevezett csillaghalmazok, melyek közül történetünk szempontjából most a nyílt halmazok az érdekesek, mert ezek szerkezete laza, szemben a könyvünkben korábban már szerepelt, szorosan összezsúfolt belső elrendezésű gömbhalmazokkal. A halmazok mozgására épülő távolságmeghatározási módszer a halmazhoz tartozó összes csillag transzverzális sebességének – sajátmozgásának – mérésén alapul.
Legelőször arra vagyunk kíváncsiak, merre mozognak a térben a halmazhoz tartozó csillagok. Minthogy a halmaz tagjai együtt – azonos irányban és sebességgel – mozognak, a csillagok mozgási irányát a csillagtérképünkre felrajzolva azt tapasztaljuk, hogy az egyenesek egy, a mozgás irányába eső pont felé összetartanak (vagy egy, a halmaz mögé eső pontból kiindulva széttartanak). A csillagok mozgása a valóságban természetesen sem nem összetartó, sem nem széttartó, mindez csupán optikai csalódás, hasonlóan ahhoz, ahogyan egy nagyon hosszú, egyenes sínpár is a horizont közelében összefutni látszik. A lényeg azonban az, hogy az eljárás elárulja, ténylegesen merre mozognak a térben a halmazhoz tartozó csillagok. A Doppler-eltolódás révén megmérhetjük, mekkora a mozgás látóirányba eső összetevője, vagyis a csillagok radiális sebessége (ami minden egyes csillagra ugyanakkora, hiszen feltételeztük, hogy a halmaz tagjai együtt mozognak). Ebből a két adatból egyszerűen ki tudjuk számítani, hogy mennyi a halmaz tényleges, térbeli sebességének a látóirányra merőleges vetülete, vagyis, hogy a halmaz tagjai sajátmozgásának mekkora tényleges km/s-ban mért sebesség felel meg. Az ennek megfelelő látszó elmozdulás nem más, mint a halmaz tagjainak ismert sajátmozgása. Ha ismerjük a valóságos oldalirányú (transzverzális) sebességet, akkor tudjuk, mekkora utat tett meg a halmaz egy év, egy évtized vagy akár még hosszabb idő alatt a látóirányunkra merőlegesen. Ezt bázisvonalnak tekintve, az ennek megfelelő szögelmozdulást, tehát az adott idő alatti teljes sajátmozgást megfeleltetve, a klasszikus háromszögelési módszerrel kiszámíthatjuk a halmaz távolságát.
Az ötlet nagyszerű, ami a parallaxishoz hasonlóan, a távolságok valóságos mérésére alkalmas, közvetlen, geometriai módszert kínál. Sokkal megbízhatatlanabb azonban az egyszerű geometriai parallaxisnál, mert a halmaz csillagai nem pontosan egymással párhuzamosan mozognak a horizont egy pontja felé; egymásra gyakorolt gravitációs vonzásuk és más tényezők következtében mozgásuknak van egy véletlenszerű összetevője is, ami hozzáadódik a halmaz összes tagjának párhuzamos mozgásához. Emellett a halmaz – a dolog természetéből adódóan – fokozatosan szétszóródik, tagjai lassan távolodnak egymástól. Legfeljebb abban reménykedhetünk, hogy a halmaz átlagos távolságát meg tudjuk mérni, és feltételezzük, hogy egyes csillagai az átlagosnál valamivel messzebb, mások ennél távolabb vannak.
A módszer akkor működik jól, ha a halmaz sok csillagot tartalmaz, és ha elég közel van ahhoz, hogy egyes csillagai az égbolt elég nagy területén oszoljanak szét, és így világosan szét lehessen választani az egyes csillagok mozgását. A dolog szépséghibája, hogy egyetlen, e követelményeknek megfelelő halmaz létezik, az úgynevezett Hyádok. Hozzávetőlegesen néhány további halmaz távolságát is meg lehetett mérni ezzel a módszerrel. A lényeg azonban az, hogy közvetlen, geometriai módszerrel csak egy csillaghalmaz távolságát tudjuk ésszerű pontossággal kiszámítani. Mérsékelten jó hír, hogy a Hyádok éppen azon a határon van, amely távolságban a Hipparcos előtti módszerekkel a parallaxis közvetlenül megmérhető volt. Bár a mérés bizonytalansága ekkora távolságban már meglehetősen nagy (ezért önmagában nem is használható), az így kapott távolságok mégis jó egyezést mutatnak a halmaz mozgásából levezetett értékkel. A nagyon jó hír viszont az, hogy a Hyádok rengeteg (sok száz) csillagból áll, melyek egy több mint 10 parszek átmérőjű térrészen belül szétszórva helyezkednek el. Ráadásul a csillagok tulajdonságai is különbözőek, ezért ennek az egyetlen halmaznak a segítségével kalibrálni tudjuk azokat a távolságmérési módszereket, amelyek a csillagok látszó és abszolút fényessége közötti kapcsolaton alapulnak. Még ennél is jobb, hogy a halmaz csillagainak fényében nyoma sincs extinkciónak vagy vörösödésnek, mert nincs a halmaz és köztünk a kilátást eltakaró anyag.
Következtetésünk értelmében a Hyádok távolságmodulusa 3,2 és 3,4 közötti, aminek 40 és 50 parszek közti távolság felel meg. Egyetlen figyelmeztető megjegyzést azonban kell tennünk. Az 1940 és 1980 közt eltelt 40 év alatt a Hyádok távolságára kapott „legjobb becslés” 35 parszekről felkúszott 45 parszekre, ami 30 százalékos növekedésnek felel meg. Minthogy ez a legkönnyebben meghatározható kozmikus távolságok közé tartozik, a változás mértéke aggodalommal tölthet el a kozmikus távolságskála kidolgozását illetően.
Szinte szégyellem elmondani a másik kulcsfontosságú távolságmérési módszert, mert olyan ostobán hangzik. A lényeg mégiscsak az, hogy úgy-ahogy működik. Az ötlet alapja az a felismerés, miszerint a környezetünkben lévő összes csillag együtt kering a Tejútrendszer középpontja körül, nagyjából úgy, ahogyan a Jupiter és holdjai is együtt járják körül a Napot. Ha ez a kijelentés pontosan igaz lenne, akkor a közeli csillagok távolságának meghatározásához elegendő lenne megmérni sajátmozgásukat és radiális sebességüket. Ezek után egyszerűen meg kellene találni azt a távolságot, amilyen messziről nézve a mért sajátmozgásnak megfelelő sebességösszetevő és a radiális sebesség együtt pontosan akkora és olyan irányú térbeli sebességet eredményez, amilyen sebességgel a Naprendszer kering a Tejútrendszer középpontja körül. De természetesen az egyes csillagok mozgása véletlenszerű, mert egymásra gyakorolt gravitációs vonzásuk és a gázfelhők dinamikája, amelyből létrejöttek, módosítja a szabályos keringést. Emiatt a csillagok sohasem keringenek tökéletes körpályákon a Tejútrendszer központja körül. Így a módszer alkalmazhatósága az egyes csillagok távolságának meghatározásához meglehetősen reménytelennek tűnik. Kiderült azonban, hogy meglehetősen jól működik, ha nagyszámú, az égbolton szétszórva elhelyezkedő csillag átlagos távolságát akarjuk meghatározni, mert ebben az esetben a véletlenszerű mozgások kiegyenlítik egymást (a módszer használhatóságáról minden olyan esetben meg tudtunk győződni, amikor más módszerrel lehetőség volt a távolságmérés ellenőrzésére).
Ez a statisztikus parallaxisnak nevezett módszer körülbelül 500 parszek távolságig használható. Az egyik lehetőség az eljárás gyakorlati alkalmazására, ha kiválasztunk az égen egy sor azonos színű, de eltérő irányokban látszó csillagot, és kiszámítjuk „átlagos távolságukat”. Ennek alapján már lesz valamilyen elképzelésünk az adott színű csillagok átlagos abszolút fényességéről. Ha ezután találunk az égen egy pontosan ugyanilyen színű csillagot, amelyik azonban olyan messze van, hogy közvetlenül egyik említett módszerrel sem tudjuk megmérni a távolságát, akkor feltételezhetjük, hogy annak az abszolút fényessége is ugyanakkora, mint az imént kiszámított átlag. Így ezt a csillag látszó fényességével összevetve megkaphatjuk a távolságát.
Ez csak egy meglehetősen hevenyészett útmutató volt arra az esetre, ha valóban a színük alapján választjuk ki a megfelelő csillagcsoportot, a csillagok megfigyelt színét ugyanis számtalan tényező befolyásolhatja. A statisztikus parallaxis ennek ellenére fontos szerepet játszott a csillagászat történetében. Így sikerült megállapítani az RR Lyrae változócsillagok távolságát, amelyeket, mint láttuk, később önmagukban is távolságindikátorokként használtak. Márpedig, amint azt korábban már elmondtam, ha egyszer egy nyílt halmaz, mondjuk a Hyádok, távolságát elfogadható pontossággal meghatároztuk, akkor a többi halmaz távolsága is megállapítható. Ehhez elegendő a vizsgált halmazok HRD-jét a Hyádokéval összehasonlítani, és a fősorozatokat egymással fedésbe hozni (bár ez az a pont, ahol a vörösödés és az extinkció idedughatja az ocsmány képét). A fősorozatok illesztése, mint említettük, a fiatal és nagy tömegű (ezért forró és fényes) csillagok esetében működik jól, egészen 7000 parszek (hét kiloparszek) távolságig. Emlékezzünk vissza arra, hogy a gömbhalmazok HRD-je eltér a nyílt halmazokétól, mert azok másfajta, a Tejútrendszer fiatal korában keletkezett csillagokból állnak.
Noha az RR Lyrae csillagok megbízható távolságindikátorok és nagyon fontosak a gömbhalmazok távolságának meghatározása és így saját Tejútrendszerünk felmérése szempontjából, sajnos ahhoz nem elég fényesek, hogy a távolságskála egész Világegyetemre történő kiterjesztéséhez segítséget nyújtsanak. A Tejútrendszeren kívül eső világ feltérképezésében a változócsillagok másik osztálya, a sokkal fényesebb cefeidák (delta Cephei típusú csillagok) játszottak rendkívül fontos szerepet. Jelentőségük megértéséhez vissza kell ugranunk a XX. század elejére, amikor még senkinek sem volt elképzelése a csillagok működéséről. Most mi is tegyünk úgy, mintha fogalmunk sem lenne a gömbhalmazok távolságáról vagy a Nap keringéséről a Tejútrendszer középpontja körül.
A Tejútrendszer mibenléte megértésének első szikrája csak a XVII. század elején villant fel, amikor Galilei először irányította távcsövét a Tejút sávjára. Számunkra már olyannyira természetes, hogy Napunk csak egyike a Tejútrendszert felépítő sok százmilliárd csillagnak, hogy nehezen tudjuk Galilei felfedezésének jelentőségét helyesen megítélni. Talán segít, ha emlékeztetek arra, hogy a legsötétebb éjszakán, ha sem a Hold, sem felhők nem zavarják a légkör átlátszóságát, akkor a városi fényektől távol eső magas hegycsúcsról – bárhol a Földön – szabad szemmel legfeljebb néhány ezer csillagot láthatunk. Érdemes ezzel kapcsolatban Galilei megjegyzését idézni. Amikor először pillantott távcsövével a Tejút sávjára, oly sok csillagot látott, hogy az „minden elképzelést felülmúlt”. Az 1610-ben megjelent Csillaghírnök (Sidereus Nuncius) című könyvében így fogalmazott:
A Tejút valójában nem más, mint megszámlálhatatlanul sok, halmazokba tömörülő csillag sokasága. Bármely részére irányítottam a távcsövet, azonnal a csillagok hatalmas tömege jelent meg a látómezőben. Némelyek meglehetősen nagyok és egész fényesek, a kisebbek pedig felfoghatatlanul sokan vannak.
A csillagászok már Galilei korát megelőzően is ismertek néhány más, világító felhőt az égen, melyeket ködöknek neveztek. E ködök legnagyobbika (legalábbis a Földről nézve) az Androméda-köd, amely kiterjedt, halvány fényfoltként szabad szemmel is látható (feltéve, hogy elég szerencsések vagyunk és a tökéletesen sötét, éjszakai eget a mesterséges fényforrásoktól távolról szemlélhetjük) az Androméda csillagképben (amelyről a nevét is kapta). A távcső segítségével hamarosan sok további, hasonló fényfoltot fedeztek fel az égen. Galilei elgondolása szerint ezek egyszerű csillagrajok, amelyek azonban túlságosan távol vannak, így még távcsővel sem tudjuk alkotó csillagaikra bontani őket. Az elképzelést sokan magukévá tették. Kiemelkedik közülük Immánuel Kant, aki az 1750-es évek közepén nyilvánosságra hozta Thomas Wright brit csillagász ötletét, aki szerint e ködök legalább egy része valamiféle „szigetuniverzum” lehet, vagyis a mi galaxisunkhoz hasonló, de messze a Tejútrendszeren kívül fekvő csillagrendszer.
Ezt a véleményt azonban nem fogadták el túl széles körben. Mások nézete szerint ugyanis ezek a felhők nem csillagok csoportjai, hanem valódi anyagfelhők az űrben. Mindent összevetve azonban, jó száz évvel a csillagászati távcső feltalálása után a ködöket sokkal inkább zavaró tényezőknek tekintették, melyeket ajánlatos a csillagászoknak messze elkerülniük, amikor sokkal izgalmasabb dolgokat, például üstökösöket keresnek az égen. A ködök égi helyzetét tartalmazó, első átfogó katalógust az 1780-as években Charles Messier francia csillagász is éppen azzal a szándékkal állította össze, nehogy a ködöket kevésbé ismerő csillagfürkészek tévedésből „felfedezzék”, és elővigyázatlanul üstökösökként azonosítsák azokat.
Végső soron kiderült, hogy a ködöknek több fajtája létezik. Egyesek valóban a Tejútrendszerhez tartozó, csillagközi gáz- és porfelhők, ám ezeknek nincs sok közük a kozmikus távolságskála létrehozásának történetéhez. Mások viszont tényleg csillagcsoportok, például gömbhalmazok, de akad közöttük a Tejútrendszerhez hasonló galaxis is, például a már említett Androméda-köd. Mostani történetünk szempontjából ez utóbbiak az igazán lényeges objektumok. Könnyen elképzelhetjük, milyen hosszan tartó zűrzavar uralkodott a csillagászok körében a ködöket illetően, ha egy kis kitérő keretében megismerkedünk William Herschel munkásságával a XVIII. század végén és a XIX. század elején. Herschel kitűnő távcsőkészítő volt, aki nővérével, Caroline-nal együtt rendszeresen figyelte is az égboltot. Eközben 1781-ben felfedezte az Uránusz bolygót. Egyebek között részletesen megfigyelt számos, Messier által katalogizált ködöt is, 1784-ben már arról számolt be, hogy közülük huszonkilencben csillagokat sikerült megpillantania. Felvetette, hogy csak idő (és nagyobb távcsövek) kérdése, hogy mindezen ködöket csillagokra tudjuk felbontani, éppúgy, ahogy Galilei kis távcsövével csillagaira bontotta a Tejút sávját.
Amikor azonban Herschel nagyobb és jobb távcsöveivel is megvizsgálta a katalógus további objektumait, megállapította, hogy azok továbbra is felbonthatatlanok maradtak. Miközben használt távcsöve átmérője 19 inchről (48 cm) 48 inchre (122 cm) nőtt, megállapította, hogy sok köd valóban gázfelhő, némelyek egy csillagot vesznek körül. Ez korábbi álláspontja megváltoztatására késztette, de egészen a másik szélsőségig, amit 1811-ben így fogalmazott meg: „Arra gyanakodhattunk, hogy a ködök nem mások, mint csillaghalmazok, melyek mibenlétét a nagy távolság elrejti a szemünk elől. A hosszabb idő alatt szerzett tapasztalatok és a ködök természetével történt alaposabb megismerkedés nem teszi lehetővé ezen elképzelés további fenntartását.”
A zavaros képhez újabb adalék született a XIX. század közepén, amikor egy ír nemesember, Rosse grófja, aki a csillagászat és a pénz iránt egyaránt heves vonzalmat érzett, érdeklődését azzal elégítette ki, hogy hatalmas, 72 inch (183 cm) átmérőjű távcsövet épített. Óriástávcsövével sikerült felfedeznie, hogy némely ködök spirális szerkezetet mutatnak, mint a felülről nézett örvény. Nem sokkal később, 1864-ben William Huggins döntő lépést tett, egyesítette a színképelemzés és a csillagászat tudományát. Az égitestekről érkező és a távcsővel összegyűjtött fényt színeire bontotta, és megfigyelte a spektrumban feltűnő vonalakat. Rövidesen kiderült, hogy például a gömbhalmazok valóban csillagok sokaságai, hiszen színképük pontosan olyan volt, mint sok különféle csillag színképének összege. Az is nyilvánvalóvá vált, hogy más objektumokat, mint például az Orion-ködöt, nem csillagok ezrei alkotják, hanem ezek szabálytalan alakú, elmosódott körvonalú, forró gázfelhők. Sajnos azonban a technika még nem volt elég fejlett ahhoz, hogy például akár az Androméda-köd természetére is fényt lehetett volna deríteni, nem is beszélve a Rosse által talált, sokkal halványabb spirálködökről. Ezek az objektumok oly halványak voltak, hogy még a kor legnagyobb távcsövei sem tudták róluk a színképelemzéshez szükséges mennyiségű fényt összegyűjteni.
Még a csillagászati fényképezés bevezetése a XIX. század második felében sem tudta megoldani a ködök problémáját. A XX. század elején a legáltalánosabban elfogadott nézet szerint Tejútrendszerünk jelentette (mai fogalmainkkal szólva) az egész Világegyetemet, a gömbhalmazok kisebb, de ugyancsak a Tejútrendszerhez tartozó csillagrendszerek, a halvány gázködök pedig a Tejútrendszeren belüli gázfelhők. Akkoriban azonban még senki sem tudta, mekkora is valójában maga a Tejútrendszer.
Minthogy maga a Tejút az egész égbolton végighúzódó fénysáv, néhányan, köztük Thomas Wright és Immánuel Kant a XVIII. században úgy érveltek, hogy mi valahol egy lapos, korong alakú csillagsokaság közepén élünk. Az 1780-as években William Herschel megpróbálta ezt a nézetet tudományosabb alapokra helyezni. Elhatározta, hogy a Tejút sávja mentén kijelölt 683 tartomány mindegyikében megszámolja az ott látható csillagokat. Megállapította, hogy a Tejút azonos nagyságú tartományaiban minden irányban nagyjából ugyanannyi csillag látható. Ezt újabb bizonyítéknak tekintették arra, hogy az akkor Világegyetemnek tekintett objektum közepén élünk. Csak a XIX. század közepén kezdték a csillagászok pontosan megmérni néhány csillag távolságát, és csak a XX. század első évtizedeiben ismételte meg Jacobus Kapteyn holland csillagász Herschel elemzését saját csillagszámlálásai alapján, de figyelembe vette a megszámolt csillagok távolságát is. Arra a következtetésre jutott, hogy a Tejútrendszer lencse alakú (a pereme felé elvékonyodó, diszkoszra hasonlító) rendszer, amelynek átmérője 10 kiloparszek, vastagsága 2 kiloparszek, a Nap pedig valahol a közepe táján helyezkedik el. Ma már tudjuk, hogy Kapteyn tévedett, mert nem vette számításba a csillagok között lévő por hatását (ezt nem is tehette volna meg, hiszen a csillagközi port még nem fedezték fel). A Tejút síkjában koncentrálódó por hatása olyan, mint a ködé. Jelentős extinkciót okoz, ami számottevően korlátozza a belátható távolságot a Tejút síkjában. Kapteyn „univerzuma” csupán a Tejútrendszer közelünkbe eső darabjával volt azonos. Adatai viszont rávilágítanak, hogy még egészen a közelmúltban, a XX. század második évtizedében is milyen kicsinek képzelték a csillagászok az egész Univerzumot.
A Világegyetem megismerése felé vezető úton a következő nagy előrelépést a már említett cefeida változócsillagoknak köszönhetően sikerült megtenni. Távolságjelzőként történő alkalmazásuk jelentőségét csak a XX. század második évtizedében ismerték fel (vagyis túl későn ahhoz, hogy az 1851-ben született és 1922-ben elhunyt Kapteyn saját csillagszámlálásai során figyelembe vehette volna). A figyelemre méltó felfedezés Henrietta Swan Leavittnek köszönhető, aki Edward Pickering irányításával a Harvard College Obszervatóriumban dolgozott. Pickering heroikus feladatot tűzött ki maga elé, csillagok ezreit akarta elemezni és katalogizálni. A csillagok közül sokat csak a déli égboltról lehetett megfigyelni, ezeket Pickering fivére, William egy perui csillagvizsgálóból fényképezte le. A déli félgömb abban az időben az ilyen jellegű munkák számára különösen termékeny területet jelentett, mert nyilvánvaló történelmi okok miatt a korábbi idők csillagvizsgálói zömmel az északi félgömbön létesültek.
A déli égbolt legérdekesebb objektumai közé tartozik két köd, a Nagy és a Kis Magellán felhő, amelyek az első európai felfedezőről kapták a nevüket, aki először hívta fel rájuk a figyelmet. A tizenkilencedik század végére már nem volt kétséges, hogy mindkét Magellán felhő egy-egy csillagrendszer, mert úgy néztek ki, mintha a Tejútrendszer kiszakadt darabjai lennének. Senki sem tudta azonban, milyen messze lehetnek. Pickering átfogó vizsgálata részeként Leavitt kapta azt a feladatot, hogy azonosítsa a változócsillagokat a két „felhőben”, amihez két, különböző időpontban készített fényképfelvételt kellett összehasonlítania. Amit talált, óriási meglepetést jelentett.
A csoport őstípusa, a Delta Cephei (ami egyszerűen csak annyit jelent, hogy a Cepheus csillagkép negyedik legfényesebb csillaga) nyomán cefeidáknak nevezett változócsillagokat John Goodricke angol csillagász már az 1780-as években tanulmányozta. Ezek a csillagok már akkor is különösen érdekelték a csillagászokat, mert észrevették, hogy bár az egyes cefeidák periódusa eltérő, fényességük feltűnően szabályos ingadozást mutat. A csillagok kifényesedései és elhalványodásai pontosan ugyanolyan lefutással követik egymást, ciklusról ciklusra. Némely cefeidák periódusa csupán két napig tart, másoké mintegy száz napig, viselkedésük azonban tökéletesen egyforma. (A legtöbb ember már – tudtán kívül – látott életében cefeida típusú változócsillagot, hiszen az északi Sarkcsillag négynapos periódusával ugyanebbe a családba tartozik, ám fényváltozása szabad szemmel észrevehetetlenül csekély.)
Leavitt csaknem kétezer változócsillagot talált a Kis Magellán felhőben. Figyelmét mindenekelőtt a szabályos fényváltozást mutató csillagokra összpontosította, amelyek legtöbbje (több száz csillag) cefeidának bizonyult. Ahogy gyűltek az adatok, Leavitt észrevette, hogy ezeknek a cefeidáknak valamilyen rendkívüli sajátosságuk van. Már 1908-ban beszámolt arról, hogy a Kis Magellán felhőben a fényesebb cefeidák periódusa hosszabb, mint a halványabbaké (vagyis az utóbbiak fényváltozása sokkal lassabb). Végül 1912-ben már a Kis Magellán felhő cefeidáinak fényessége és periódusa közötti pontos matematikai összefüggést is publikálta. Ha például valamely cefeida periódusa körülbelül tizenegy óra, akkor ennek a csillagnak a fényessége csupán tizede egy hozzávetőlegesen öt nap periódusú cefeidáénak.
Leavitt a számításai során természetesen a csillagok Földről látszó fényességét vette alapul. A következtetés azonban egyértelmű volt. A Kis Magellán felhő minden csillaga nagyjából ugyanolyan távol van tőlünk, ezért a felhő minden egyes csillaga fényének egyforma mértékben kell gyengülnie, mialatt a fény ideér hozzánk (másképp fogalmazva, az összes csillagnak ugyanakkora a távolságmodulusa). Leavitt tehát tulajdonképpen a cefeidák fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fedezett fel összefüggést, az úgynevezett periódus-fényesség relációt. A hozzánk közelebb lévő cefeidák esetében ezt az összefüggést nem lehetett felismerni, hiszen ezek a csillagok távolsága különböző, hiába kétszer olyan fényes az egyik a másiknál, lehet, hogy az utóbbi közelebb van, ami észrevehetetlenné teszi az abszolút fényességre vonatkozó összefüggést. Ezek után azonban, ha a csillagászok a hagyományos módszerek valamelyikével pontosan meg tudják mérni egy közeli cefeida távolságát, akkor meg tudják állapítani annak abszolút fényességét, ami lehetővé teszi a Leavitt által felismert periódus-fényesség összefüggés kalibrálását. Megmérve az illető csillag periódusát, megállapították, hová esik az a Leavitt által felfedezett matematikai összefüggés diagramján. Ettől a pillanattól kezdve megfordult a reláció értelme, és arra használható, hogy ha megmérjük valamely, a Magellán felhőben (vagy bárhol másutt) található cefeida periódusát, akkor ebből az összefüggést felhasználva kiszámítjuk az abszolút fényességét. Ha viszont ismerjük ugyanazon csillag abszolút és látszó fényességét, akkor tudjuk a távolságát is (feltéve, hogy pontosan ismerjük az extinkciót).
A csillagászok gyorsan reagáltak a felfedezés hírére. 1913-ban Ejnar Hertzsprung dán csillagász (akivel a HRD egyik felfedezőjeként és névadójaként már találkoztunk) tizenhárom, a közelünkben található cefeidára a statisztikus parallaxis módszerét alkalmazta. Megállapította „átlagos” távolságukat és fényességüket, amiből kiszámította egy hipotetikus, egy nap periódusú cefeida abszolút fényességét. A Kis Magellán felhő Leavitt által vizsgált cefeidáinak megmért periódusa alapján a felhő távolságára 10 000 parszeket (több mint harmincezer fényévet) kapott. Ez a távolság felső határa volt, mert Hertzsprung nem vette figyelembe az extinkciót, márpedig amiatt a távoli csillagok halványabbnak látszanak. Számításai sikere mindamellett az új módszer alkalmazhatóságát jelezte. Érdemesnek látszott tehát a további kutatás során számításba venni. Csak az 1840-es években sikerült első ízben néhány csillag – pár fényéves – távolságát megmérni. Most, csaknem pontosan hetven évvel, egy emberi élettel később (valóban, az 1846-ban született és 1919-ben elhunyt Pickering élete pontosan kijelöli ezt az időszakot) a csillagászok már tízezerszer akkora távolságban lévő objektumokkal foglalkoztak, holott az 1840-es években még az a pár közeli csillag is roppant messzinek tűnt.
1914-ben, egy évvel Hertzsprung mérését követően, az Egyesült Államokban Henry Norris Russell (ugyanaz a Russell, aki korábban a HRD másik felfedezője volt) és tanítványa, Harlow Shapley hasonló elemzést végzett, de ők már bizonyos mértékig tekintetbe vették a csillagközi fényelnyelés hatását. Az ő munkájuknak is voltak problematikus pontjai, hozzájárulásukat mégis érdemes megemlíteni, itt lép ugyanis színre történetünkben először Shapley. Az a Shapley, aki nem sokkal később alapvetően módosította a csillagászok egész addigi elképzelését a Tejútrendszeren, sőt talán az egész Világegyetemen belül elfoglalt helyünket illetően. A cefeidák abszolút fényességére vonatkozó legújabb becslések szerint egyébként a közepes fényességű cefeidák tízezerszeresen túlragyogják a Napot, míg a legfényesebbek ezerszeresen felülmúlják az RR Lyrae változók abszolút fényességét. 1918-ban Shapley visszatért a cefeidák kalibrálásának kérdéséhez. Némileg módosította korábbi eljárását, így figyelemre méltó mérőrudat kapott a Tejútrendszer méretének és alakjának feltérképezéséhez. A cefeidáknak köszönhető fordulat akkor következett be, amikor a periódus-fényesség relációt a gömbhalmazok változócsillagaira alkalmazva megmérte azok távolságát. Ma már tudjuk, hogy Shapley mellé szegődött némi szerencse is, a gömbhalmazokban általa kiválasztott változócsillagok ugyanis nem cefeidák, hanem RR Lyrae típusúak voltak. Minthogy az RR Lyrae-k halványabbak a cefeidáknál, a Shapley által kiszámított távolságok túl nagyok voltak – amit távoli, fényes cefeidának gondolt, az valójában halványabb RR Lyrae típusú csillag volt, korántsem olyan messze. Másrészt viszont még mindig nem tudta kielégítően figyelembe venni az extinkciót, aminek hatására a vizsgált csillagokat a ténylegesnél sokkal közelebbinek gondolta (ha egy közeli, fényes csillag sugárzását erőteljesen csillapítja az extinkció, akkor az úgy néz ki, mint egy sokkal távolabbi csillag, extinkció nélkül). Bizonyos értelemben a kétféle hiba kiegyenlítette egymást, ennek köszönhetően Shapley végeredménye már a jó nagyságrendbe esett. Shapley legfontosabb felfedezéséhez azonban történetesen nem volt szükség a gömbhalmazok távolságának pontos ismeretére. A relatív távolságok ismeretében (tehát tudva azt, hogy pl. az A halmaz kétszer olyan messze van, mint a B halmaz és így tovább) Shapley fel tudta térképezni a gömbhalmazok Naphoz viszonyított térbeli elhelyezkedését. Felismerte, hogy a gömbhalmazok nem gömbszimmetrikusan veszik körül a Napot, hanem egy olyan képzeletbeli gömböt töltenek ki (mint a süteménybe ágyazott mazsolák), amelynek középpontja több ezer parszek távolságra van tőlünk a Sagittarius (Nyilas) csillagkép irányában, a Tejút égi sávjának kellős közepén.
Annak ellenére, hogy (amint ma már tudjuk) a Tejút sávja közelében az erős extinkció meghamisítja a méréseket, az eredmény egyértelműen kirajzolódott, mert a gömbhalmazok legtöbbje magasan a Tejútrendszer fősíkja fölött (vagy mélyen az alatt) helyezkedik el. Hasonló ez ahhoz, mint ahogy a városközpont felhőkarcolói a külvárosokból is látszanak. A felhőkarcolók alját nem látjuk, mert azt a körülöttük lévő házak eltakarják a szemünk elől (akárcsak az extinkció a Tejútrendszer fősíkjában fekvő csillagokat). Felfelé tekintve mégis megpillanthatjuk a felhőkarcolók csúcsát. Ha valamilyen módszerrel (például radarral) meg tudjuk mérni az egyes felhőkarcolók távolságát, akkor fel tudjuk térképezni a belvárost, anélkül, hogy otthonról kimozdulnánk. Shapley a Tejútrendszer fősíkja alatt és fölött látható gömbhalmazokat figyelte meg, melyek közül némelyek többé-kevésbé hasonló távolságban voltak, mint a középpont, de messze a fősík fölött (vagy alatt). Mások jóval távolabb voltak a középpontnál, ugyancsak a korong fősíkja fölött vagy alatt, de a középpontnak a Nappal átellenes oldalán.
A felfedezés nyilvánvaló következménye az a felismerés volt, miszerint nem a Tejútrendszer közepén élünk, ráadásul az egész Tejútrendszer sokkal nagyobb, mint amekkorának korábban gondoltuk. A korábban elképzelt napközéppontú és mintegy 6000 parszek átmérőjű Tejútrendszer helyett Shapley mérései alapján 1920-ban körülbelül 100 000 parszek átmérőjű galaxis rajzolódott ki, amelynek középpontja mintegy 10 000 parszekre van tőlünk. A méretet kissé túlbecsülte, de a csillagászok akkor először kaptak reális képet a Nap és a Naprendszer Tejútrendszeren belül elfoglalt helyéről. A modern mérések szerint galaxisunk átmérője csak mintegy 28 000 parszek, amelyben a Nap körülbelül 8 vagy 9 ezer parszek távolságra van a néhány száz parszek vastag (pontosabban a 28 ezer parszekes átmérőjéhez viszonyítva inkább ilyen vékony) korong középpontjától. A gömbhalmazok az egész rendszert körülölelő gömbön belül oszlanak el, amelynek középpontja egybeesik a korongéval. Fontos megjegyezni, hogy a modern értékek nagyjából ugyanazon arányokat tükrözik, amit Shapley is megállapított, jóllehet maguk a számok mai tudásunk szerint kisebbek.
Shapleynek a Tejútrendszer méretére vonatkozó becslésével kapcsolatban csupán egyetlen szerencsétlen körülményt kell megemlíteni. Mint láttuk, adatai a valóságosaknál nagyobbak voltak, így a csillagászok (és elsősorban maga Shapley) sokkal könnyebben elfogadták, hogy az éjszakai égen látható összes köd a mi Tejútrendszerünkhöz tartozik, vagy legalábbis olyan kisebb csillagrendszerek, amelyek galaxisunk peremvidéke közelében helyezkednek el, mint az apróbb szigetek a nagy kontinensek tengerpartja mentén.
Nem mindenki értett azonban egyet a bizonyítékok Shapley-féle értelmezésével. A cefeidákon alapuló távolságmérés még nagyon új módszer volt, és kevés csillag tanulmányozásán alapult. Ezért más csillagászok, akik nem rokonszenveztek Shapley következtetéseivel, feljogosítva érezték magukat arra, hogy a módszert megbízhatatlannak kiáltsák ki, és ezzel együtt a cefeidák megfigyeléseiből levont összes következtetést sutba dobják. Azok a csillagászok, akik számára szimpatikusabb volt az a nézet, mely szerint egyes ködök – elsősorban a spirális szerkezetet mutatók – a Tejútrendszerhez hasonló galaxisok, hajlottak arra, hogy a Tejútrendszernek sokkal kisebbnek kell lennie a Shapley által kiszámítottnál. Az elképzelés egyik vezető szószólója a XX. század második évtizedében Heber Curtis amerikai csillagász volt, aki a spirálködök fényképezésének és kinézetük elemzésének szakértőjévé vált. Egyebek között a halvány ködöket a róluk készült fényképfelvételek alapján éléről látszó spirálgalaxisokként értelmezte. Megfigyelte, hogy e ködök középvonalában mindig egy sötét sáv húzódik, ami a korong fősíkjában összetömörülő por jelenlétére engedett következtetni. Ha a fényelnyelő anyag a Tejútrendszer fősíkja mentén is hasonló koncentrációt mutat, akkor az nemcsak az extinkcióval kapcsolatos rejtélyekre ad megfelelő magyarázatot, hanem erőteljesen alátámasztja a Tejútrendszer és a spirálgalaxisok hasonlatosságára vonatkozó nézeteket.
A kérdést olyan fontosnak találták, hogy 1920-ban az Egyesült Államok Nemzeti Tudományos Akadémiája szemtől szembeni vitát rendezett Shapley és Curtis között. Shapley amellett érvelt, hogy a Tejútrendszer körülbelül 100 000 parszek átmérőjű, amelyen belül a Naprendszer távol esik a középponttól, és lényegében véve mindez az egész Világegyetemet jelenti. Ezzel szemben Curtis szerint a Tejútrendszer átmérője csak 10 000 parszek (talán szándékosan választotta a lehető legkisebb értéket, hogy minél jobban elhatárolja magát Shapleytől), ez csak egyike a sok „szigetuniverzumnak”, valószínűleg spirálköd, amelynek a középpontja közelében helyezkedik el a Nap.
A vitázó felek nem tudtak egyezségre jutni, ami nem meglepő, mert mindkét félnek részben igaza volt, míg egyes részletekben mindketten tévedtek. (A vita végén mindketten győzteseknek tekintették magukat, ami a legbiztosabb jele a megegyezés hiányának.) Témánk szempontjából a vita legérdekesebb része a ködök természetére vonatkozott, valamint arra, hogy végérvényesen elfogadták megbízható távolságindikátorként a cefeidákat. A vita az amerikai Tudományos Akadémia 1920-as ülését követően öt éven belül eldőlt, méghozzá – ahogy az lenni szokott – az új és tökéletesebb megfigyeléseknek köszönhetően. Mielőtt azonban áttérnénk a ködök történetére, szeretném ismételten tisztázni, mennyire rá vagyunk utalva a viszonylag közeli csillagok távolságának mérésére. A nem is olyan régen, 1985-ben megjelent, A kozmológiai távolságlétra (The Cosmological Distance Ladder) című könyvében Michael Rowan-Robinson, a Londoni Egyetem tanára számba vette a csillagászok által jelenleg ismert távolságmérési módszereket. Csupán húsz olyan cefeidát talált, amelynek megbízhatóan sikerült a távolságát megmérni, és amelyeket ennek megfelelően távolságindikátorként lehet használni. A felsorolt csillagok közül ugyanakkor kettőnek még a fényességére vonatkozó mérést is „bizonytalannak” minősítette. Más csillagászok egyéb cefeidákat használtak számításaikhoz, amelyek távolságát különféle, kevésbé megbízható módszerekkel határozták meg, ám a statisztikus parallaxis csupán az említett tizennyolc csillag esetében működik megfelelően. Ez a szám alig valamivel nagyobb annál, mint ahány csillagot Hertzsprung eredetileg felhasznált (tizenhármat). Ennek az az oka, hogy az a cefeida, amelyik elég közel van ahhoz, hogy távolságindikátorként használni lehessen, egyúttal olyan fényes is a Földről nézve, hogy a csillagászok e tulajdonságát már a XX. század elején felismerték. Egyszerűen nincs a közelünkben több olyan cefeida, amely a céljainknak megfelelne.
Nem állítom, hogy bármilyen alapvető baj lenne a cefeidák kalibrációjával, sőt a helyzet ma jobbnak tűnik, mint korábban bármikor – a tökéletesedő megfigyelési technikának és a számítógépes modelleknek köszönhetően. Mielőtt azonban kilépünk a Világegyetem Tejútrendszeren kívüli részébe, nem árt emlékeztetni arra, milyen szerencsések vagyunk, hogy egyáltalán a rendelkezésünkre áll valamilyen, „odakint” is használható mérőrúd.
Túl a Tejútrendszeren
Mint láttuk, Shapley és mások az 1920-as évek elején túlbecsülték a Tejútrendszer méretét (ma már tudjuk, hogy a cefeidák periódusán alapuló távolságskála hibás kalibrációjának következtében). Ezért úgy gondolták, hogy a ködök, még a spirálok is, a mi galaxisunk kisebb kísérői, vagy esetleg magához a Tejútrendszerhez tartozó objektumok. Két olyan problematikus részlet volt, amellyel a Curtis-tábornak valahogyan zöldágra kellett volna vergődnie. Ma már tudjuk, hogy abban az időben mindkettőt hibásan értelmezték, azonban Curtisnek lehetősége sem volt, hogy erre rájöjjön.
Az első rejtély egy fényes csillag megjelenése volt, amely 1885-ben hirtelen villant fel az M31 néven is ismert Androméda-ködben. Ugyanabban az évtizedben fedezte fel Isaac Roberts a köd spirális szerkezetét (ma már tudjuk, hogy az M31 a Tejútrendszerhez legközelebbi spirálgalaxis). Ezért a jelenséget klasszikus próbának tekintették a ködök természetének felderítéséhez. Az Andromeda-ködben 1885-ben felfénylett csillagot a korabeli csillagászok lefényképezték, ami nagyszerű lehetőséget teremtett későbbi kollégáiknak a jelenség nyomon követésére, így semmi kétség sem férhet ahhoz, hogy a csillag valóban olyan fényes volt, amint azt a kortárs megfigyelők leírták. A csillag jelentette problémával elsősorban azok kerültek szembe, akik szerint a spirálködök a Tejútrendszerhez hasonló, de attól független csillagrendszerek – az „új” csillag egész egyszerűen túlságosan fényes volt ehhez.
A csillagászok már láttak (sőt le is fényképeztek) olyan csillagokat, amelyek ehhez hasonló módon magában a Tejútrendszerben villantak fel – ezeket nevezik nóváknak. Elnevezésük a latin „új” szóból ered, bár a szó szoros értelmében egyáltalán nem újak, hanem valójában meglehetősen öreg csillagok, amelyek rövid ideig tartó kitörés során fényesednek ki. Az 1885-ben az Androméda-ködben feltűnt nova nagyjából ugyanolyan fényes volt, mint a magában a Tejútrendszerben megszokott nóvák. Ha minden nóvának hozzávetőlegesen ugyanakkora az abszolút fényessége (ami abban az időben ésszerű feltevésnek látszott), akkor ez azt jelentené, hogy az Androméda-köd egy vagy több csillaghoz kapcsolódó gázfelhő, valahol a Tejútrendszeren belül. Márpedig ha a spirálködök egyikéről kiderül, hogy a galaxisunkhoz tartozik, akkor ugyanez nagy valószínűséggel feltételezhető az összes spirálködről.
Érvelhetünk persze a másik álláspont mellett is. Ha az Androméda-köd valóban a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxis, akkor egy másik, ugyancsak „ésszerű feltevés” is megengedhető. Durva becslésként fogadjuk el, hogy az Androméda-köd nagyjából ugyanakkora, mint a Tejútrendszer. Ez máris visszavezet a földmérők által használt klasszikus módszerhez. Emlékszünk még a földmérők által használt, ismert hosszúságú rúdra? Ha feltételezzük, hogy az Androméda-köd ugyanakkora, mint a Tejútrendszer, akkor szabványos mérőrúdként használhatjuk a háromszögeléshez, pontosan ugyanúgy, mint amikor a földmérő úgy méri meg száraz lábbal a folyó szélességét, hogy segédjét a mérőrúddal átküldi a folyó túlsó partjára. Ha tudjuk (vagy sejtjük) az Androméda-köd tényleges méretét (lineáris kiterjedését), akkor a köd látszó átmérője (szögátmérője) az égen, a háromszögelés segítségével elárulja, milyen messze lehet a köd. Természetesen nem ismerjük a köd átmérőjét, de ha feltételezzük, hogy nagyjából ugyanakkora, mint a Tejútrendszer, akkor óriási távolságra kell lennie ahhoz, hogy a földi égbolton csak kis foltként lássuk. Ha viszont ilyen messze lenne, akkor az 1885-ben megfigyelt nóvának rendkívül fényesnek kellett volna lennie, sokkal fényesebbnek a XIX. század csillagászai által megfigyelt bármely más nóvánál. A legtisztességesebbnek az látszott, ha feltételezik, hogy az Andromeda-köd olyan messze van, amint azt Curtis feltételezte. Ebben az esetben az 1885-ben megjelent nóvának legalább olyan fényesnek kellett lennie, mint egymilliárd, a Naphoz hasonló csillagnak együttvéve. Ez abban az időben lehetetlennek tűnt, ma már azonban tudjuk, hogy nagyon ritkán olyan csillagkitörések is előfordulnak, amikor egy csillag rövid ideig nemcsak egymilliárd, hanem akár százmilliárd közönséges csillag együttes fényével világít. Ezek az úgynevezett szupernóvák, amelyeknek ugyancsak megvan a maguk szerepe a Világegyetem korának felderítésében, de erre később még visszatérünk.
Nem azért bocsátkoztam azonban ilyen részletességgel ebbe a történetbe, hogy eldöntsük, kinek volt igaza és ki tévedett az 1920-as vitában. Azt szeretném hangsúlyozni, hogy az „ésszerű feltételezés” fogalma nagyon sokszor félrevezető, továbbá, hogy az ugyanazon dologra vonatkozó, különböző, de egyaránt ésszerű feltételezések egymással homlokegyenest ellentétes következtetésekhez vezethetnek. Csak a való Világegyetemre vonatkozó megfigyelések (és ahol csak lehetséges, a laboratóriumi kísérletekkel és a számítógépes modellekkel történő összehasonlítások) képesek eldönteni, hogy valamely kozmikus jelenség melyik értelmezése képes pontosabban visszaadni, mi is játszódik le valójában.
Tulajdonképpen már a Curtis-Shapley-vita idején sejteni lehetett, hogy valami nincs rendben az M31-ben 1885-ben megfigyelt „nova” ügyében. Időközben ugyanis számos más ködben sikerült (ma közönséges nóvaként ismert) halványabb kitöréseket megfigyelni és lefényképezni. Ha ezekre az említett ökölszabályt alkalmazzuk, miszerint ezek abszolút fényessége nagyjából ugyanolyan, mint a Tejútrendszer más részein megfigyelt nóváké, akkor ezen ködök távolságára azt kapjuk, hogy jóval a Tejútrendszer határain túl fekszenek.
Bizonyítékok azonban egyelőre nem álltak rendelkezésre, ám Shapleynek volt még egy komoly érve amellett, hogy a spirálködök közeliek, sőt valószínűleg a Tejútrendszer részét képezik. Érvelése rávilágít a természettudományok – és nem csak a csillagászat – egy általános problémájára, az ábrándozásra, vagyis arra, amikor óhajaink, reményeink, vágyaink megzavarják következtetéseinket.
A probléma akkor bukkant fel, amikor Adriaan van Maanen holland csillagász úgy gondolta, hogy sikerült kimérnie a spirálködök forgását. Mérési módszere roppant egyszerű volt, úgy vélte, hogy elegendő néhány év különbséggel lefényképezni ugyanazt a spirálködöt, a képen keresni kell könnyen azonosítható alakzatokat, majd meg kell mérni, mennyivel fordulnak el ezek a vizsgált időtartam alatt (felettébb hasonlóan ahhoz, ahogy a csillagok sajátmozgását is kimértük, az égbolt ugyanazon részéről néhány év vagy évtized eltéréssel készített felvételeket összehasonlítva). Van Maanen már 1916-ban azt állította, hogy sikerült kimutatnia az M101 jelű köd parányi mértékű elfordulását, ami szerinte évente 0,02 ívmásodpercet tesz ki. Ha e mérések helyesek lennének, akkor ez azt jelentené, hogy az M101 viszonylag közel van, hiszen a szögelfordulást az objektum távolságának megfelelően kell lineáris elmozdulássá konvertálni. A Curtis által megkívánt távolságokban a van Maanen által az M101 esetében kimutatni vélt szögelfordulás a fénysebességnél gyorsabb száguldásnak felel meg. Az 1920-as évek elejére van Maanen már további fél tucat spirálgalaxis forgását mérte meg, az eredmények mind ugyanarra engedtek következtetni.
Mindenki egyetértett azzal, hogy ha van Maanennek igaza van, akkor ezek a mérési eredmények súlyos csapást jelentenek arra a nézetre, hogy a spirálködök önálló galaxisok. A legtöbb szakembernek komoly fenntartásai voltak a mérési eredmények szó szerinti elfogadását illetően. Nem mintha feltételezték volna, hogy van Maanen meghamisította a mérési eredményeket, sokkal inkább az adott okot kétkedésre, hogy a mérések hihetetlenül bonyolultak voltak, ezért nehezen volt hihető, hogy van Maanen valóban azt látta, amit látni vélt. Végül is a van Maanen által látni vélt elmozdulások csupán akkorák voltak, mint a telihold látszó átmérőjének 0,001 százaléka. De – és ez a lényeg –, van Maanen Shapley barátja volt. Shapley igaz barát volt, így bízott benne, és a spirálgalaxisok kimért elfordulásáról szóló beszámolót készpénznek vette. Az elmúlt hét évtized alatt azonban a nagyon sok megfigyelés mindegyike azt mutatta, hogy van Maanen egyszerűen tévedett.
Richard Feynman szokta volt mondani, hogy éppen az ábrándozás vezérelte gondolkodás miatt a tudományban a legkönnyebben becsapható ember a kutató saját maga. A történet szomorú tanulsága azonban talán az, hogy a barátunkat még saját magunknál is könnyebben rá tudjuk szedni. A tanulságnak persze két oldala van: ne fogadj el egyetlen bizonyítékot sem, csak azért, mert a barátod szolgáltatja vagy azért, mert alátámasztani látszik a saját kedvenc elméletedet; de ugyanakkor ne vess el egyetlen bizonyítékot sem csupán azért, mert olyasvalakitől származik, akit ki nem állhatsz vagy azért, mert romba dönti szeretett elméletedet. Akármi is a helyzet, mindig kétszeresen ellenőrizd a bizonyítékokat, és lesz ami lesz, fogadd el a bizonyítékok tárgyilagos mérlegelésének eredményeit.
Bármi volt is az oka, az 1920-as évek első felében még teljes volt a zűrzavar a spirálködök természetét illetően. A helyzetet csak az tisztázhatta volna, ha sikerül valamilyen közvetlen módszerrel megmérni legalább néhány spirálköd távolságát. Ez azt jelentette, hogy cefeidákat kell bennük találni, amihez viszont új technológiára, az addig rendelkezésre állóknál nagyobb és jobb távcsövekre volt szükség. A kép abban a tudományos előadásban állt össze, amely 1925. január l-jén Washingtonban, az Amerikai Csillagászati Társaság (American Astronomical Society) és az Amerikai Tudományfejlesztési Társaság (American Association for the Advancement of Science) összevont ülésén hangzott el. Addigra azonban már Curtis és Shapley egyaránt elhagyták a küzdőteret.
Először Curtis távozott más területre. 1920-ban, a Shapleyvel folytatott nyilvános vita évében 48 éves volt. Akkor Észak-Kaliforniában, a San Jósé közelében lévő Mount Hamilton csúcson épült Lick Obszervatóriumban dolgozott. Még ugyanabban az évben ő lett az Allegheny Obszervatórium igazgatója, ahol elsősorban adminisztratív munkát kellett végeznie, így eltávolodott az aktív csillagászati kutatástól. Shapley sokkal fiatalabb volt Curtisnél (1885-ben született) és Dél-Kaliforniában, a Pasadena mellett létesített Mount Wilson Obszervatóriumban dolgozott (Curtis és Shapley baráti rivalizálását tehát a két csillagvizsgáló földrajzi közelsége fűszerezte). Shapley 1921-ben távozott, ami utólag megítélve a józan ésszel feltűnően ellenkező, karrierista lépés volt, még akkor is, ha a Mount Wilsont elhagyva a Harvard Obszervatórium igazgatója lett, amely posztot 1952-ig töltötte be. Eközben tekintélyt szerzett az obszervatóriumnak, és részt vett a csillagászat számos nagy személyiségének képzésében. Shapley távozott ugyan a Wilson-hegyi Obszervatóriumból, azonban ott maradt egy új távcső a XX. század két legnagyszerűbb megfigyelő csillagásza kezében. Ők azok, akik először megoldották a spirálködök természetének problémáját, majd rájöttek, hogy a Világegyetem történetének határozott kezdete volt.
A Wilson-hegyi Obszervatórium egy 60 inches (153 cm) tükrös távcsőbefogadására épült, és 1908-ban kezdte meg működését. Alig telt el tíz esztendő és oda került a 100 inches (2,5 m tükörátmérőjű), adományozója nevét viselő Hooker-távcső, amely csaknem harminc éven keresztül, a Palomar-hegyi 5 m-es Hale-távcső üzembe helyezéséig a világ legnagyobb teljesítőképességű távcsöve volt. Az 1947-ben a Los Angeles melletti (Pasadena közelében fekvő) Palomar-hegyen felállított Hale-távcső George Ellery Hale-ről, a Wilson-hegyi és a Palomar-hegyi Obszervatóriumokat alapító csillagászról kapta a nevét. Az a két ember viszont, aki a Wilson-hegyi 2,5 méterest teljesítőképessége végső határáig ki tudta használni, már Shapley távozása előtt is az obszervatóriumban dolgozott.
Az úttörők egyike, Milton Humason oly különös módon lett csillagásszá, hogy érdemes egy kis kitérő erejéig megismerkedni pályája kezdetével. Humason a Minnesota állambeli Dodge Centerben született, 1891. augusztus 19-én, a család azonban még gyerekkorában a nyugati partra költözött. Tizenhárom éves korában, 1904-ben Humason nyári táborozáson vett részt a Wilson-hegyen (éppen akkor, amikor a csillagvizsgáló épült), és beleszeretett a hegybe. Rábeszélte szüleit, hogy egy évre vegyék ki az iskolából, és engedjék meg, hogy az akkor új Mount Wilson Hotelben dolgozhasson (amely a csillagvizsgáló alatt a hegyoldalban állt). Kifutófiúként és hordárként dolgozott, és ő törődött a hegyen folyó építkezéshez vezető ösvényen abban az időben az építőanyagokat és az embereket szállító állatokkal.
Humason soha többé nem ment vissza az iskolába. Az évtized végéig öszvérhajcsárként dolgozott a hegycsúcsra az eszközöket szállító karavánok mellett. Eközben üzembe állították ugyan a hatvaninches távcsövet (a világ akkori legjobb csillagászati távcsövét), de már folyt a tervezett 100 inches műszer kupolájának és a hozzá kapcsolódó épületeknek az építése. A csillagvizsgáló számára minden eszköz és anyag, maguktól a távcsövektől kezdve az épületfán és a többi építőanyagon keresztül az építőmunkások és a csillagászok élelméig, ezen az ösvényen jutott fel a hegyre. Mindez pontosan jelzi, hogy mennyit fejlődött a technika a XX. század eleje óta, ugyanakkor azt is, hogy milyen technikai csodának számított a maga korában a 100 inches távcső. Csupán egy apró, de figyelemre méltó történeti adalék, hogy a csillagvizsgáló minden munkatársának gondosan kellett ügyelnie a hegycsúcs környékén kóborló pumákra.
Humason tehát az öszvérkaravánokkal foglalkozott, és élvezte a szabad ég alatti életet. Eközben beleszeretett Helen Dowdba, a hegycsúcson folyó munkát irányító mérnök lányába. 1911-ben, amikor mindketten még csak húszévesek voltak, összeházasodtak. A kisbaba, William, 1913 őszi megérkezése arra késztette Miltont, hogy legalább elgondolkozzék a szilárd háttér megteremtéséről. Így azután három éven keresztül kertészként dolgozott egy pasadenai birtokon (egyes tudósítások szerint csoportvezető volt egy állattenyésztő farmon, bár 1914-ben Pasadena már nem igazán tartozott a Vadnyugathoz, így inkább mezőgazdasággal foglalkozó birtokról lehetett szó).
Három évvel később az ifjú pár megvásárolta első, saját déligyümölcsfarmját, de csaknem ezzel egy időben olyan ajánlatot kaptak, amelynek a mindvégig a hegy után epekedő Milton és Helen nem tudott ellenállni. Helen apja megemlítette nekik, hogy az obszervatórium egyik gondnoka készül otthagyni az állását. Úgy vélte, hogy ez a munkakör megfelelne a fiatal Miltonnak. Még szerencsésebben alakultak a dolgok 1918-tól kezdve, mert üzembe állították a 100 inches távcsövet, és lehetővé vált, hogy Milton a gondnokság mellett a „kisegítő éjszakai asszisztens” munkakörét is elvállalja. Ebben a minőségében a két nagy távcsövön dolgozó csillagászok munkáját kellett segítenie, amennyiben arra részükről igény mutatkozott. A fizetség szerény volt – 80 dollár havonta –, de az álláshoz ingyenes szolgálati lakás és munkaidőben térítésmentes étkezés is járt. És nem utolsósorban a szeretett hegyen élhetett (tulajdonképpen, ha lett volna pénze, Humason szívesen fizetett is volna nekik, csak hogy a hegyen lakhasson). Az új állást 1917 novemberében foglalta el.
Egy éven belül Humason elsajátította a csillagászati fényképezés tudományát, amelyben oly sikeres előmenetelt tanúsított, hogy 1920-ban – elsősorban Shapley ajánlására – hivatalosan is az obszervatórium csillagászgárdájának tagjává minősítették (akkor még George Ellery Hale volt a Wilson-hegyi Obszervatórium igazgatója, aki állítólag csak meglehetősen vonakodva járult hozzá a kinevezéshez). Eleinte némi zúgolódást váltott ki a főiskolát sem végzett öszvérhajcsár gyors előmenetele, aki történetesen a főmérnök veje volt; ezek a hangok azonban hamarosan elcsitultak, amint mindenki számára világossá vált Humason rendkívüli tehetsége a csillagászati fényképezéshez.
Shapley „az általa ismert legjobb megfigyelők egyikeként” jellemezte Humasont. Csaknem nyolcvan év távlatából ezt úgy kell módosítani, hogy ő volt a hegyen az 1920-as és 1930-as években a legjobb megfigyelő. Márpedig ez figyelemre méltó teljesítmény volt. Abban az időben a halvány objektumok csillagászati fényképezésének művészete a tényleges észleléssel kezdődött. Ez azt jelentette, hogy éjszakáról éjszakára a távcső mellett kellett ülni (sokszor egy álló héten keresztül minden éjjel), és a műszert folyamatosan és nagyon pontosan a vizsgált égitestre kellett irányítani (ezek Humason esetében rendszerint galaxisok voltak). Eközben a távcső az égitest fényét összegyűjtötte, és egy, a távcső fókuszsíkjában elhelyezett üveg fényképezőlemezre irányította (amelyet előzőleg fényérzékeny anyaggal vontak be). A számítógépek elterjedése előtti korban a távcső működtetése folyamatos emberi figyelmet igényelt, mert a vizsgált égitestet órákon keresztül a látómező közepén kellett tartani, kiegyenlítve az égboltnak a Föld forgásából adódó látszó elfordulását.
A távcsövekhez ugyan automatikus követőrendszer is tartozott (lényegében egy villanymotort vezérlő egyszerű óraszerkezet), ennek azonban elkerülhetetlenül volt bizonyos mértékű ingadozása, ezért nem lehetett őrizetlenül hagyni. Eközben természetesen a kupola résének egész éjjel nyitva kellett állnia, hogy a távcső kilásson az égre. Fűteni persze nem volt szabad, nehogy a távcső előtt felszálló, örvénylő légáramlatok elmosódottá tegyék a képet. A hegytetőn még nyáron is hidegek voltak az éjszakák (az egyik évben májusban látogattam oda, és a csúcsot még hó födte). Az észlelésekre legalkalmasabb időszak természetesen télen volt, amikor a leghosszabbak az éjszakák. Egyetlen halvány, vörös fényű izzón kívül nem lehetett mesterséges fényforrást használni a kupolában, mert az is elhomályosította volna a fényképezőlemezen megörökített képet.
Az ilyen nehéz körülmények közt dolgozó megfigyelő minden éjjel elővette ugyanazt a fényképezőlemezt, behelyezte a távcsőbe, végrehajtotta a többórás expozíciót, majd a megfigyelés végeztével bezárta a lemezt egy sötét tartóba. Sokszor csak egyheti, minden éjszaka folytatott expozícióval sikerült a nagyon halvány objektumokról annyi fényt összegyűjteni, hogy a lemezen jó minőségű kép keletkezzék. Ezután a megfigyelőnek saját kezűleg kellett a sötétkamrában elővarázsolni a képet (emlékezzünk vissza a törékeny üveglemezen rögzített képre). Ehhez a lemezt sorban különféle vegyi anyagokba kellett meríteni, melyek először előhívták, majd rögzítették a fényérzékeny anyagban létrejött képet. Ha nem megfelelő koncentrációjú vegyszereket használtak vagy nem a megfelelő ideig (vagy éppen a lemez kicsúszott a kezükből), akkor az egész heti munka kárba veszett. A rendkívüli türelem és higgadtság, a biztos kéz elengedhetetlen követelmény volt akkoriban ahhoz, hogy valakiből sikeres csillagász váljék – ezek véletlenül ugyanazok a tulajdonságok, amelyekkel a sikeres öszvérhajcsár is rendelkezett.
Bár Humason hamarosan nemcsak a Wilson-hegy hanem valószínűleg az egész világ legjobb észlelőjévé vált, egyetemi végzettsége hiánya miatt mindig maradtak gátlásai, érthetően különösen akkor maradt óvatos (különösen csillagász pályafutása kezdeti éveiben), amikor saját elképzeléseiről kellett nyilatkoznia. A csillagászati fényképezésben szerzett rendkívüli jártassága és érthető gátlásossága furcsa incidenshez vezetett, ami 1921 elején történt, nem sokkal azelőtt, hogy Shapley a Harvardra távozott a hegyről. A tehetséges, fiatal Humasont előző évben helyezték át a csillagászi munkakörbe, de csak a rákövetkező évben kapta meg a szédítő előrelépést jelentő segédcsillagászi kinevezését. Humason Shapleytől azt a feladatot kapta, hogy hasonlítsa össze egymással az Androméda-ködről (M31) a korábban, több különböző alkalommal a 100 inches távcsővel készített felvételeket, és próbáljon meg azok között valamilyen eltéréseket felfedezni (Shapley valószínűleg a köd forgására vonatkozó valamiféle bizonyítékot szeretett volna találni, olyasmit, amit más ködök esetében van Maanen látni vélt). A lemezek összehasonlítását egy speciális berendezéssel végzett, úgynevezett „blinkeléssel” kellett végrehajtani (mint ahogy azt sok esetben még ma is ugyanígy végzik, bár a munka oroszlánrészét már átvették a számítógépek). Az eszköz nézőkéjébe pillantva, és a képet egy mechanikus kapcsolóval váltogatva, hol az egyik, hol a másik lemez képe tűnik fel a látómezőben. A képeket megfelelő ütemben váltogatva a két felvétel közötti bármely eltérést az emberi szem a megfelelő képpont villogásaként vagy ugrálásaként érzékel.
Humason legnagyobb meglepetésére az Androméda-ködről készített felvételeket a műszerrel megvizsgálva apró fénypontokat vett észre, amelyek az egyik lemezen voltak rajta, a másikon viszont nem – mintha csak változócsillagok lennének a ködben. Gondosan átvizsgálta azt a lemezt, amelyen a legjobban látható volt a jelenség, és a lemez hátoldalán tintával, kis vonalakkal megjelölte az érdekes pontok helyét. Ezután beszámolt Shapleynek arról, mit talált. Shapley azonban ügyet sem vetett Humason állítására. Mindenekelőtt elmagyarázta a hegy legifjabb csillagászának, hogy egyszerűen lehetetlen, hogy az Androméda-ködben változócsillagok legyenek. Ehhez lényegében ugyanazokat az érveket sorakoztatta fel, amelyeket már a Curtisszel folytatott vitában is használt. Ezután elővett egy tiszta zsebkendőt, megfordította a Humason által átadott lemezt, és egyszerűen letörölte az azonosító jeleket. Néhány héttel később, 1921. március 15-én Shapley a Harvardra távozott.
Humason akkor – nyilvánvaló okokból – senkinek sem említette az esetet. Éppen csak hogy rátette a lábát a csillagászati ranglétra legalsó fokára, ráadásul ezt a szerény pozíciót is jórészt Shapley ajánlásának köszönhette. Későbbi pályafutása során azonban több alkalommal is elmondta a történetet, amit egyik alkalommal az az Allan Sandage is érdeklődéssel hallgatott, aki történetünk későbbi részében jelentős szerepet fog játszani, és akitől a történet általunk idézett változata származik. Az eset sok szívfájdító kérdést vet fel. Vajon ha Shapley a Wilson-hegyen marad, megváltoztatta volna a véleményét, és felfedezte volna a spirálködökkel kapcsolatos igazságot? Vagy inkább makacssága átragadt volna a kollégákra is, hátráltatva az igazság felszínre kerülését? Ma már nincs értelme a válaszokon töprengeni, a történet tanulsága mégis megszívlelendő. Az észlelések eredményét mindig el kell fogadni (vagy legalábbis komolyan kell venni, és alaposan ellenőrizni kell), még akkor is, ha az általunk kedvelt teóriának ellentmondanak.
Ezt az álláspontot a szélsőségekig követendőnek tartotta a másik úttörő, aki Humasonnal együtt az 1920-as években hozzájárult a Világegyetemről alkotott képünk átformálásához. Edwin Hubble valójában sohasem kötelezte el magát a Világegyetemre vonatkozó egyetlen elmélet mellett sem, annak ellenére, hogy napjainkban a nevét általában az Ősrobbanás-elmélettel hozzák összefüggésbe. Hubble vérbeli megfigyelő volt, aki úgy számolt be észlelési eredményeiről, hogy eközben megpróbálta az elméleti értelmezések összes csapdáját kikerülni: megfigyelései értelmezését másokra hagyta. Neve összefonódott Humasonéval, ám – vele szöges ellentétben – Hubble megfelelő egyetemi végzettséggel rendelkezett. Mindamellett, mint később látni fogjuk, Hubble saját társadalmi helyét és önmegvalósítását mindig a csillagászat világán kívül kereste.
Hubble a Missouri állambeli Marshfieldben, nyolcgyermekes családban, 1889-ben született. Apja kudarcot vallott ügyvéd volt, aki a biztosítási szakmában helyezkedett el. Ügyvezetőként sokat utazott, mert rendszeresen végig kellett látogatni a sokfelé szétszórt irodákat. Ezért a gyermek Edwin számára a felnőtt férfi viselkedésmintáját két nagyapja jelentette. Anyai nagyapja, egy William James nevű orvos volt az, aki állítólag bevezette Edwint a csillagászat rejtelmeibe. A nagyapa saját maga készítette távcsövét, majd a fiú nyolcadik születésnapján megengedte neki, hogy ő is belepillantson a műszerbe.
1899 végén a család az Illinois állambeli Evanstonba költözött, a Michigan-tó partjára, ahonnan 1901-ben a Chicagóval nem sokkal korábban egyesített elővárosba, Wheatonba települtek át. Így aztán Edwin Hubble Chicagóban járt középiskolába és egyetemre, ahol atlétaként szerzett elismerést (bár korántsem volt olyan híres csillag az atlétika egén, mint ahogyan azt később megpróbálta elhitetni), de emellett kitűnő tanuló is volt. Két évig természettudományokat és matematikát tanult, ahol sikereket ért el, de azután érdeklődése a francia nyelv, az ókori görög, latin és a közgazdaság felé fordult, mert a Rhodes-ösztöndíjra vágyott, amit azután el is nyert. 1910-ben szerezte meg diplomáját, majd elfogadott egy ösztöndíjat az oxfordi Queen's College-ban, ahol jogot tanult. Beszédmódja túlzottan „oxfordi britté” és modorossá vált, és élete végéig olyan is maradt.
Hubble apja 1913-ban, fiatalon, 52 éves korában meghalt, nem sokkal azelőtt, hogy a Rhodes-ösztöndíjas visszatért Angliából. A tragédiát követő, minden bizonnyal sokkoló évben Edwin segített biztonságba helyezni apja szerény vagyonát, és gondoskodott arról, hogy az immár Louisville-ben élő család együtt maradjon. Későbbi állításaival ellentétben azonban sohasem praktizált jogászként, viszont egy évig középiskolai tanárként dolgozott. Miután családjával szembeni sürgős kötelezettségeinek eleget tett, 1914-ben a (Chicago Egyetemhez tartozó) Yerkes Obszervatóriumban helyezkedett el, mint kutatást végző csillagászhallgató. (Érdemes talán megemlíteni, hogy ezt jószerével csak azért tehette meg, mert öccse, Bill, jórészt magára vállalta, hogy anyagilag gondoskodik Hubble édesanyjáról és nővéreiről.)
A Yerkes Obszervatórium volt az első a Hale által létesített két csillagvizsgáló közül. Az 1914-re már rég a Wilson-hegyre távozott Hale ehhez a villamoskocsik gyártásából meggazdagodott milliomos, Charles T. Yerkes által adományozott összeget használhatta fel. Az obszervatórium főműszere az a 102 cm-es refraktor (vagyis lencsés távcső) volt, amely abban az időben a világ egyik legkitűnőbb csillagászati távcsöve volt, és azóta is minden idők legnagyobb átmérőjű lencsés távcsöve maradt (melyet még ma is használnak). Hallgatóként és kutatási segéderőként 1914 és 1917 között Hubble fő feladata a lehető legtöbb halvány köd lefényképezése volt. Amikorra az obszervatóriumba került, már mintegy 17 000 ködöt katalogizáltak, de a csillagászok becslése szerint a Yerkes 40 inches (102 cm) refraktorával, a Wilson-hegyi 60 inches (153 cm) tükrös távcsővel és az ezekhez hasonló teljesítőképességű műszerekkel elvben akár tízszer ennyit is el lehetett érni. Ne felejtsük el azonban, hogy mindez még azelőtt történt, hogy a csillagászok különbséget tudtak volna tenni a Tejútrendszerhez tartozó ködök és a ma galaxisoknak nevezett fényfoltok között. Hubble első csillagászati témájú munkájában megpróbálta látványuk alapján osztályozni a ködöket. A dolgozat olyan jól sikerült, hogy 1917-ben megkapta érte a doktori címet (PhD). Ennek ellenére az eredménynek a rákövetkező öt évben alig volt valami visszhangja, részben az Egyesült Államok első világháborús szerepvállalása miatt.
Még mielőtt befejezte volna doktori értekezését, Hubble állásajánlatot kapott Hale-től, aki – a 100 inches munkába állítására készülve – megfelelő szakembereket keresett a Wilson-hegyi létszám felfejlesztéséhez. Természetszerűleg a jelöltek egyik fő forrása éppen a Yerkes Obszervatórium volt. Hubble valójában korábban azt tervezte, hogy a Yerkesben marad, ott azonban nem volt anyagi fedezet állása fenntartásához, ezért nem maradt más választása, elfogadta a Kaliforniából érkező ajánlatot. 1917-ben azonban az Egyesült Államok hadat üzent Németországnak, amire válaszul a német hadvezetés korlátlan tengeralattjáró-háborút indított az Egyesült Államok ellen. Hubble önkéntesként bevonult a gyalogsághoz, mihelyt elintézte a doktori címe megszerzésével kapcsolatos formaságokat. Hale megígérte neki, hogy fenntartja számára a Wilson-hegyi állást mindaddig, amíg visszatér Európából.
Hubble saját, a hadseregben szerzett tapasztalatai némileg különböznek a hivatalos feljegyzésektől, bár az kétségtelen tény, hogy őrnagyi rendfokozatot ért el. A 86. hadosztály, amelyben szolgált, csak néhány héttel a hadiállapot befejeződése előtt érte el Franciaországot, és sohasem vett részt egyetlen ütközetben sem. Hubble mégis mindig azt híresztelte (vagy legalábbis célzott rá), hogy az egyik bevetésen egy repeszdarab megsebesítette, ezért később soha nem tudta teljesen könyökben kiegyenesíteni a karját. Szolgálatát úgy intézte, hogy hosszabb időt tölthessen az általa nagyon kedvelt Angliában, mielőtt visszatért volna az Egyesült Államokba. Oly soká időzött, hogy a bosszús Hale levélben sürgette a hazatérését, közben ugyanis beindult a munka a 100 inchessel, így rengeteg volt a tennivaló a Wilson-hegyen. Hubble őrnagy (aki a civil életben is szívesen használta katonai rendfokozatát) azonban ennek ellenére csak 1919. szeptember 3-án, néhány hónappal 30. születésnapja előtt csatlakozott végérvényesen a Wilson-hegyi csillagvizsgáló személyzetéhez.
Hubble neve csillagászként akkor vált először ismertté, amikor a doktori disszertációjában kidolgozott ötletet továbbfejlesztette, és előállt a galaxisok osztályozásának rendszerével (itt és a továbbiakban a ma is használatos galaxis elnevezést használom, noha Hubble előszeretettel csak ködöknek nevezte ezeket az objektumokat). Hubble egyik korai eredménye az a felismerés volt, amely szerint nagyon sok olyan objektum létezik, amelyek különböznek a spirálködöktől, azonban ezeket sem lehet a Tejútrendszerhez tartozó objektumokként értelmezni. Ezeket ma elliptikus galaxisokként ismerjük. Az elliptikus és a spirálgalaxisok közötti különbség könyvünk témája szempontjából teljességgel érdektelen, csupán az az érdekes, hogy mindkét égitesttípus önálló galaxisnak tekinthető. Mai elképzeléseink szerint az elliptikus galaxisok (amelyek látványa a gömbszerűtől a rögbilabdára hasonlító, erősen lapultig terjed) spirálgalaxisok összeolvadása eredményeképpen jöttek létre, ami egyúttal arra is magyarázatot ad, hogy az ismert legnagyobb galaxisok általában miért elliptikusak. Az 1920-as évek elején azonban Hubble-nak minderről fogalma sem lehetett. Az általa kidolgozott osztályozási rendszerrel 1923 nyarára készült el, bár csak valamivel később publikálta. Ezúttal a rendszerhez elméleti modell is kapcsolódott, és bár az elméletről később kiderült, hogy hibás, maga az osztályozási rendszer ettől függetlenül hasznosnak bizonyult.
Hubble ötletének a lényege, hogy a galaxisokat egy egyenes mentén rendezi el, a szférikusoktól kiindulva a lencse alakú elliptikusakon keresztül a spirálokig. Itt a diagram két ágra szakad. Az egyik ág a szorosan feltekeredett spiráloktól a lazább szerkezetűek felé haladt. A másik ágon a spirális minta hasonló fellazulást mutat, azzal a különbséggel, hogy a galaxis magjából rövid, rúdszerű képződmény nyúlik ki (az úgynevezett küllő, ezért ezt a galaxistípust magyarul küllős vagy horgas spiráloknak nevezik – a ford. megj.), ennek két végéből indulnak ki a spirálkarok. Ez az úgynevezett „hangvilladiagram” eredetileg fejlődési sort írt volna le, amely szerint a galaxisok először gömbszerűek, majd forgásuk következtében egyre lapultabb, elliptikus galaxisokká fejlődnek. Végül – küllővel vagy anélkül – spirálkarokat fejlesztenek, amely a galaxis öregedésével egyre jobban „letekeredik”, mind lazább szerkezetűvé válik. Ez az eredetileg James Jeans ötletéből továbbfejlesztett elképzelés később teljesen hibásnak bizonyult. Ennek ellenére ma is a Hubble-féle osztályozást használják a galaxisok típusának jelzésére. Néhány szabálytalan alakú galaxist kivéve (ilyenek például a már említett Magellán-felhők) minden galaxis valahová beilleszthető ebbe a rendszerbe.
Hubble tehát bizonyítékokat gyűjtött a galaxisosztályozási rendszeréhez, és egyre nagyobb gyakorlatra tett szert a 100 inches távcső kezelésében. Eközben tovább tartott a vita a ködök természetéről. Knut Lundmark svéd csillagász 1920-ban írt doktori értekezésében védelmébe vette a „szigetuniverzum” elgondolását. 1921-22-ben meglátogatta a Lick- és a Wilson-hegyi Obszervatóriumokat, ahol színképfelvételeket készített az M33 spirálgalaxisról. Ezzel saját magát meggyőzte arról, hogy a köd foltos, szemcsés szerkezete azt jelenti, hogy nagyszámú csillagból áll (természetesen Shapleyt nem sikerült ugyanerről meggyőznie). 1922-ben három változócsillagot sikerült azonosítani az égboltnak az M33 által elfoglalt részén, a halvány égitestekre vonatkozó megfigyelések azonban elég gyenge minőségűek voltak, így nem lehetett megállapítani, hogy a változócsillagok mely osztályába tartoznak. 1923-ban egy másik, az NGC 6822 jelű ködben immár egy tucat változócsillagot találtak, de az ezekről gyűjtött megfigyelési adatok minősége sem tette lehetővé azonnali osztályba sorolásukat (később egyévi további munkával végül sikerült őket cefeidákként azonosítani, akkorra azonban már ezen senki sem lepődött meg különösebben).
1923 közepén, amikor Hubble befejezte a galaxisok osztályozási rendszerének kidolgozását, a cefeidák keresése a ködökben nem tűnt különösebben ígéretes kutatási programnak. Valamivel több reménnyel kecsegtetett a nóvák keresése a ködökben a 100 inches távcsővel. Ha nagy biztonsággal lehetett volna közönséges nóvákat azonosítani az M31-ben, akkor ez azt bizonyította volna, hogy az 1885-ben látott felvillanás valami egészen rendkívüli, ritka és különlegesen fényes jelenség volt. Ebben az esetben a nóvák viszonylag megbízható módszert nyújtottak volna a köd távolságának megbecslésére is.
Ennek tudatában fogott hozzá Hubble a 100 inchessel 1923 őszén újabb észlelési sorozatához. Figyelmét az Andromeda-köd egyik spirálkarjának fényképezésére összpontosította. Október 4-én éjszaka az átlátszóság elég gyenge volt, mindamellett az egyik 40 perces expozíciós idejű lemezen fényes folt látszott, valószínűleg egy nova. Másnap éjjel egy valamivel hosszabb expozíciójú felvétel megerősítette a nova jelenlétét, ugyanakkor ezen két további fénypont is látható volt – két újabb nóvagyanús objektum. Hubble visszatért az irodájába és előbányászott néhány, a köd ugyanazon részét mutató, évekkel azelőtti felvételt, amelyeket más észlelők készítettek, köztük Humason és (a sors különös fintoraként) Shapley. Ez volt az a lemezsorozat, amelyet alaposan átvizsgálva kiderült, hogy az október 5-i felvételen a Hubble által felfedezett két új nóvajelölt egyike valójában cefeida típusú változócsillag, amelynek periódusa alig valamivel kevesebb, mint 31,5 nap. A periódus-fényesség relációba behelyettesítve, és a Shapley által a Tejútrendszer vizsgálatánál használt kalibrációt alapul véve Hubble az Andromeda-köd távolságára 300 000 parszeket kapott. Ez csaknem egymillió fényév, vagyis háromszor akkora, mint amit Shapley az egész Világegyetem méretének vélt. Azóta – jórészt a korábban már említett kalibrációs problémák miatt – az M31 távolsága 700 kiloparszekre módosult. Mindamellett, a hibás kalibráció ellenére Hubble bebizonyította, hogy a spirálködök közül legalább egy a mi galaxisunkhoz hasonló méretű objektum, amely jóval messzebb van a Tejút csillagainál.
Ez a távolságbecslés arra is magyarázatot adott, hogy miért okozott megoldhatatlan feladatot Lundmark és más megfigyelők számára, hogy meggyőző bizonyítékokat találjanak egyedi csillagok létezésére az M33-ban vagy más ködökben. Az égboltról készített legrészletesebb fényképfelvételeken abban az időben a legkisebb megkülönböztethető részletek fél ívmásodpercesek voltak (vagyis jó 3500-szor kisebbek, mint a Hold Földről látszó átmérője). Egymillió fényév távolságból azonban még az ilyen parányi szögnek is hatalmas kiterjedésű, két és fél fényév (csaknem egy parszek) átmérőjű régiók felelnek meg. Ez több mint a fele a Nap és az Alfa Centauri közötti távolságnak. Ha ezeken a fényképező-lemezeken fényes pontot látunk, akkor az óriási távolságból pontszerűnek látszó égitest sok minden lehet, akár magányos csillag, akár csillagcsoport, vagy forró gázfelhő. Az azonban biztos, hogy ha pontszerűnek látjuk, akkor az egész fényforrás kiterjedése nem haladhatja meg a 2,5 fényévet. Amint látni fogjuk, ez a probléma újra és újra visszatérő nehézségeket okozott a galaxisok távolságskálájának létrehozása, és így a Világegyetem korának megállapítása során.
Természetesen Shapley meggyőzéséhez egynél több cefeidára volt szükség. 1923-24 telén Hubble kilenc nóvát és egy újabb cefeidát talált az M31-ben, melyek mindegyike ugyanazon végkövetkeztetés felé vezette őt. 1924-ben egy másik ködben, az NGC 6822-ben kilenc cefeidát talált, az M33 spirálban tizenötöt, további néhányat pedig más ködökben. Ezután még Shapley is elismerte vereségét. Lényegében ennek a munkának az eredményei jelentek meg 1925. január l-jén az Amerikai Csillagászati Társaság (AAS, American Astronomical Society) és az Amerikai Tudományfejlesztési Társaság (AAAS, American Association for the Advancement of Science) összevont ülésén. (Hubble nem volt jelen a találkozón, előadását Henry Norris Russell olvasta fel.) A résztvevők egybehangzó álláspontja szerint a ködök mibenlétének kérdése ezzel végérvényesen megoldódott, és kiderült, hogy a Világegyetem messze túlnyúlik a Tejútrendszer határain.
Ha Hubble ezen a napon felhagyott volna a csillagászattal, akkor is beírta volna a nevét a csillagászat történetébe. Létezett azonban még egy nyomasztó titok a ködök természetére vonatkozóan, amelynek megoldására csak a világ legjobb távcsöveivel végzett gondos vizsgálatok nyújthattak volna némi reményt. A rejtély már több mint egy évtizedes múltra tekinthetett vissza, már akkor felbukkant, amikor Hubble még Rhodes-ösztöndíjas volt Oxfordban, ahol még fogalma sem volt arról, milyen kutatások folynak az Egyesült Államok nagy csillagvizsgálóiban.
A Világegyetem kezdete
Mint már említettük, a tudomány általában nem szép szabályos módon, lineárisan fejlődik, a felfedezések sokszor nem úgy követik egymást, hogy azonnal minden a helyére kerül. Ha meg akarjuk érteni Hubble és Humason következő felfedezését, akkor 1925-től egy jó évtizedet vissza kell ugranunk az időben. Ekkor Vesto Slipher érdekes felfedezést tett. Úgy tűnt, mintha sok köd színképében óriási Doppler-eltolódás mutatkozna.
Történetünkben megint felbukkan a Mars, bár ezúttal a korábbiakhoz képest csak sokkal jelentéktelenebb szerepet játszik (emlékezzünk vissza, hogy a csillagászati távolságok méréséhez használt alapegységünk, a csillagászati egység, és ezen keresztül a parszek hosszát a Mars távolságának megmérése útján sikerült pontosan megállapítani). A XIX. század végén – nagyrészt Giovanni Schiaparelli olasz csillagász munkásságának köszönhetően – az amerikai csillagászokat akárcsak a közvéleményt, lázba hozta a Mars bolygó. Schiaparelli megfigyelte és leírta a Mars bizonyos felszíni alakzatait, amelyeket „canelli”-nek nevezett, aminek az angol megfelelője „channels" lett volna. A szót azonban hibásan, „canals”-nek fordították angolra. (Az eredeti olasz szó – mai olasz helyesírás szerint – „canali”. A channel magyarul elsősorban természetes folyómedret, tengerszorost jelent, míg a canal mindig valamilyen mesterséges vízlevezető árkot, csatornát jelent. Magyarra mindkét szó csatornának fordítható, de a magyar szó inkább a mesterséges jelleget sugallja – ford. megj.) A felfokozott érdeklődés ihlette H. G. Wellst az először 1898-ban megjelent Világok háborúja (The War of the Worlds) megírására.
Percival Lowell, egy jómódú amerikai üzletember (a család vagyona a gyapotból származott) életre szólóan beleszerelmesedett a csillagászatba. A Mars-csatornák gondolata olyannyira lázba hozta, hogy 1894-ben, 38 éves korában elhatározta, hogy felépíti saját csillagvizsgálóját az arizonai Flagstaffben (kitűnő helyen, több mint 2000 méterrel a tenger szintje fölött). Fő célja a marsbéli élet létezésének bizonyítása volt. Bár az obszervatóriumban egyéb témákkal is foglalkoztak, Lowell 1916-ban bekövetkezett haláláig mégis a Mars-kutatás maradt a csillagvizsgáló fő észlelési területe. Eközben apránként felépült egy kitűnő távcsövekkel felszerelt, világszínvonalon álló csillagvizsgáló, amely a csillagászat népszerűsítését is felvállalta. A Lowell Obszervatórium mind a mai napig fontos kutatóközpont maradt.
Lowell Mars iránti érdeklődése fokozatosan átterjedt a Naprendszer többi bolygójára, de legfőképp a Naprendszer kialakulásának rejtélye foglalkoztatta. A XX. század elején a spirálködök mibenlétének egyik lehetséges magyarázata szerint ezek a Tejútrendszeren belüli, örvénylő gáz- és porködök voltak, amelyek fejlődésük végére bolygókkal körülvett központi csillaggá tömörülnek össze. Ezért Lowell érdeklődése magától értetődően a spirálködök felé fordult. Csillagászai kis csapatának egyik tagját, Vesto Sliphert azzal a feladattal bízta meg, hogy vizsgálja meg alaposan a spirálködöket, és ezáltal próbáljon meg a Naprendszer keletkezésére vonatkozó bizonyítékokat találni.
Az 1875-ben született Slipher 1901-ben az Indiana Egyetemen szerezte diplomáját, majd még ugyanazon esztendőben a Lowell Obszervatóriumban kapott állást. Kezdeti kutatási eredményeivel (ugyancsak az Indiana Egyetemen) 1909-ben megszerezte a PhD doktori címet. Lowell halála után Slipher vette át az obszervatórium irányítását, melynek 1952-es nyugdíjba vonulásáig igazgatója maradt. A spirálködök kutatása területén végzett munkája a XX. század második évtizede elején legalább annyira a kutatás élvonalát képviselte, mint napjainkban a korszerű távcsövek és az elektronikus (CCD) fénydetektorok. Slipher nagyon jó műszerrel dolgozott, egy 24 inches (60 cm-es) lencsés távcsővel (általában véve a lencsés távcsövek többet tudnak, mint az ugyanakkora átmérőjű tükrös társaik). A távcsőhöz tartozó újfajta detektor lehetővé tette, hogy legalább a fényesebb spirálködök színképében megmérje a színképvonalak helyzetét. Emellett Slipher végtelenül ügyes és türelmes megfigyelő volt.
Hangsúlyoznunk kell, hogy a feladat roppant bonyolult volt. A csillagászati fényképezés alig néhány évtizedes múltra tekinthetett vissza, a spektroszkópiát pedig csak az 1850-es évek végétől kezdték a csillagászatban használni. A két, viszonylag új technika ötvözése hallatlan nehézségekkel járt. A csillagászati színképelemzés egyik legfőbb problémája, hogy az égitestekről érkező fényt szét kell oszlatni ahhoz, hogy előálljon a színképvonalak tanulmányozását lehetővé tevő spektrum. A csillagászok által megfigyelt égitestek viszont jobbára igencsak halványak, ha a fényüket (például egy optikai prizmával) felbontjuk, még gyengébb fényt kell kezelnünk. A megmaradó fénysugár rendszerint túlságosan gyönge volt ahhoz, hogy az akkoriban rendelkezésre álló fényképészeti anyagokon használható kép keletkezzék. Ezért magától értetődően az első csillagászati színképek a Napról és a legfényesebb csillagokról készültek. (Csak 1868-ban sikerült először William Hugginsnek egy csillag radiális sebességét a színképében kimutatott Doppler-eltolódás alapján megmérni.)
Az igazsághoz az is hozzátartozik, hogy ugyanebben az évben, 1868-ban a csillagászati színképelemzés jelentős áttörést ért el, sikerült ugyanis a Nap színképében a héliumnak elkeresztelt, addig ismeretlen elemet fölfedezni. Mindez tehát hét évvel Slipher születése előtt történt. A héliumot viszont csak 1895-ben tudták a Földön is azonosítani, miáltal a színképelemzés véglegesen polgárjogot nyert a csillagászatban. A spirálködök emissziós színképét elsőként Edward Fath, a Lick Obszervatóriumban dolgozó végzős egyetemi hallgató készítette el, aki 1909-ben írt doktori értekezésében hét ilyen színképet mutatott be. Fath mai fogalmaink szerint meggyőző bizonyítékokat sorakoztatott fel arra vonatkozóan, hogy a spirálködök legalább részben csillagokból állnak, tehát nem lehetnek teljes egészében gázfelhők. Munkája során – az elképzelés elegáns ellenőrzéseként – Fath összehasonlította a spirálködök és a csillagok színképét. Ehhez szándékosan elállította a (36 inches tükrös) távcső képének élességét, hogy három gömbhalmazról ugyanolyan elmosódott képet kapjon, mint amilyennek a vizsgált hét spirálköd látszott. Így a színképeket is pontosan össze tudta hasonlítani. Munkájának azonban alig volt visszhangja, sőt mondhatnánk, jobbára fel sem figyeltek rá (talán azért, mert az eredmények „csak” egy végzős hallgatótól, nem pedig valamelyik jónevű, tapasztaltabb kollégától származtak).
Slipher a végsőkig kihasználta a technikai lehetőségeket, amikor 1912-ben lefényképezte az Andromeda-köd színképét. A köd színképében tisztán kivehetőek voltak a színképvonalak. Miután ezzel elkészült, magától értetődően azonosítani kellett a vonalakat az ismert kémiai elemeknek megfelelő színképvonalakkal (ezt a lépést nyilván Fath is megtette volna, ha tapasztaltabb csillagász lett volna), és meg kellett mérni pontos helyüket. A mérés megdöbbentő eredményt adott, a színképvonalak ugyanis a köd színképében a laboratóriumi helyzethez képest számottevően a színkép kék vége felé eltolódva jelentek meg. A Doppler-effektus értelmében ez azt jelentette, hogy az Andromeda-köd mintegy 300 kilométeres másodpercenkénti sebességgel rohan felénk. Ez volt messze a legnagyobb Doppler-sebesség, amit addig bármely csillagászati objektumra megállapítottak.
A felfedezés meghökkenést és nem kis zavart keltett. Sokan kételkedtek a mérés helyességében, egészen addig, amíg Slipher nem kapott más spirálködök színképében is hasonlóan nagy Doppler-eltolódást, és amíg más csillagászok nem erősítették meg a méréseket. Világosan látszanak a zavarodottság jelei Slipher abban az időben tett egyik nyilatkozatából is. Azt állította ugyanis, hogy az Andromeda-köd nagy sebessége magyarázatot adhat az 1885-ben megfigyelt „nova” jelenségére. Ha a köd gázfelhő lenne, amely a Tejútrendszeren belül száguld, akkor beboríthatott egy az útjába, eső csillagot, ami a csillag felrobbanásához vezetett. A Slipher által készített első színképek némelyike kékeltolódást mutatott (vagyis azt jelezte, hogy az illető köd közeledik felénk), míg más objektumoknál vöröseltolódást tapasztalt (tehát azok viszont távolodtak tőlünk). Ez csak fokozta a zűrzavart, olybá tűnt ugyanis, mintha a ködök véletlenszerű irányokban, összevissza rohangáltak volna a térben, egyesek még az Andromeda-ködénél is tekintélyesebb sebességgel.
1914-re Slipher tizenöt spirálköd „sebességét” mérte meg, köztük két olyanét is, amelyek távolodási sebessége meghaladta az ezer kilométert másodpercenként. A tizenöt közül azonban csupán kettő mutatott kékeltolódást. Valamelyest tisztult tehát a kép: a vöröseltolódás a szabályos, a kékeltolódás pedig a kivételes. (Nemsokára még tovább csökkent a kékeltolódás jelentősége, amikor kiderült, hogy a Nap és az egész Naprendszer 250 km/s sebességgel kering a Tejútrendszer középpontja körül, úgy, hogy pontosan az Andromeda-köd felé haladunk. Az Andromeda-köd kékeltolódásából tehát mindössze 50 km/s sebességnek megfelelő részt okoz a köd tényleges közeledése felénk.)
1917-re Slipher huszonháromra tornázta fel a kimért vöröseltolódású spirálok számát, de a korábban ismert kettőhöz képest egyetlen újabb, kékeltolódást mutató galaxist sem talált. 1925-ben már harminckilenc vöröseltolódás állt a két kékeltolódással szemben. Mindeközben a világ összes többi csillagásza együtt csak négy olyan köd vöröseltolódását tudta megmérni, amelyek nem szerepeltek Slipher első sorozatában. Slipher egymaga négyszer annyi objektum vöröseltolódását mérte meg, mint a többiek együttvéve. Slipher számára azonban ez volt az elérhető határ. Ekkorra már a Lowell Obszervatórium 24 inches lencsés távcsövével és a rászerelt spektrográffal megfigyelhető leghalványabb színképek elemzését is elvégezte. Valaki másnak kellett felvennie a kesztyűt és a még halványabb ködök színképelemzésével még mélyebbre hatolnia a Világegyetem titkainak kifürkészésében. Természetesen a kihívásra Hubble-nak és Humasonnak kellett válaszolnia, hiszen az ő kezükben volt akkor a világ legkiválóbb távcsöve. Sokak figyelmét elkerüli azonban, hogy a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggés nem derült égből villámcsapásként ötlött az eszükbe. Az elméleti csillagászok már korábban is felvetették, hogy talán léteznie kell egy ilyesfajta összefüggésnek. Hubble, Humasonnal együttműködve már az 1920-as évek közepétől kezdve lázasan kereste az égen egy ilyen elmélet bizonyítékait.
Emlékezzünk vissza arra, hogy Slipher lényegében közvetlenül azelőtt fejezte be a vöröseltolódások vizsgálatát, mint ahogy Hubble hozzáfogott a spirálködök távolságának méréséhez. Az objektumok természetére vonatkozóan még mindig nem volt egyetértés a csillagászok között, a Slipher által mért nagyon nagy vöröseltolódások azonban arra engedtek következtetni, hogy nem lehetnek a Tejútrendszer részei. Bármilyen legyen is a titokzatos objektumok mérete és kémiai összetétele, egyszerűen túl gyorsan mozogtak ahhoz, hogy a Tejútrendszer gravitációs vonzásával magához bilincselje őket. A jelenség magyarázatára a legkülönfélébb találgatások láttak napvilágot. Lehet, hogy a ködök viszonylag kis anyagfelhők, amelyeket valamilyen folyamat, például a Tejútrendszer összes csillagának együttes sugárnyomása kifelé taszít a Tejútrendszerből (kétségbeesett próbálkozás, de abban az időben komolyan felmerült)? Lehetséges, hogy a Világegyetem valamiféle hordalékai, a térben lebegő, apróbb égitestek, amelyeket megzavart és odébblökött a mellettük elhaladó Tejútrendszer, ahogy a kis csónakokat is megtáncoltatja a közelükben elhaladó óceánjáró keltette hullám? Egyes csillagászoknak, például Hertzsprungnak, semmi kétségük sem volt afelől, hogy a nagy sebességek, valamint ennek következménye, mely szerint a ködök nem tartoznak a Tejútrendszerhez, azt az elképzelést támasztják alá, hogy ezek a ködök teljes értékű, a Tejútrendszerhez hasonló rendszerek. Van Maanen rotációs méréseinek magyarázata azonban továbbra is váratott magára. Miközben tehát a megfigyelő csillagászatban az új és egymással sokszor szöges ellentétben álló észleléseknek köszönhetően a legteljesebb zűrzavar uralkodott, azalatt az elméletek (pontosabban egyetlen elmélet különböző formái) kimutatták egy táguló Világegyetem kialakulásának a lehetőségét. Sajnos az elméleteket kidolgozó matematikusok és elméleti fizikusok nem álltak kimondottan szoros kapcsolatban a megfigyelő csillagászokkal. Így aztán nem vették észre, hogy az egyenletek, amelyekkel ők oly kellemesen eljátszadoztak, esetleg a való világra alkalmazható információt hordoznak.
Történetünk új fejezete 1916-ban kezdődött, amikor Albert Einstein közzétette általános relativitáselméletét. Ez a tér, az idő és az anyag elmélete, ami a teret és az időt a négydimenziós geometria fogalmaival, egységes téridőként írja le. Anélkül, hogy belebonyolódnánk az elmélet matematikai részleteibe, megpróbáljuk érzékeltetni, milyen hatékony eszköz az a Világegyetem leírására. A téridő az általános elmélet értelmében folytonos, de rugalmas közeg, amely megnyúlhat és torzulhat, mégpedig az anyag jelenlétében. Könnyebb mindezt elképzelni, ha a szokásos hasonlattal élve a négydimenziós téridőt a gondolatvilágunkhoz közelebb álló, kétdimenziós síkkal, mondjuk egy kifeszített gumilepedővel – a cirkuszi produkciókhoz használatos ugróasztallal – helyettesítjük. A sík téridőben (ugróasztalon) a tárgyak egyenes vonalú mozgást végeznek mindaddig, amíg valamilyen erőhatás mozgásállapotuk megváltoztatására nem készteti őket. Az ugróasztalon elgurított játékgolyó is egyenes irányban halad. Ha viszont valamilyen nagy tömeg van jelen, akkor a téridő meggörbül – ha az ugróasztalra nagyobb súlyt helyezünk, bemélyedés keletkezik. Ebben az esetben a téridőben a legkisebb ellenállás irányában mozgó testek pályája a nagy tömegű testek közelében elgörbül (akárcsak a súly alatt meghajlott ugróasztalon elgurított, ívelt pályán mozgó golyóé). A téridő görbületének a testek pályájára gyakorolt hatása pontosan egyenértékű azzal, ahogy a Világegyetem működéséről alkotott régebbi képünk szerint a gravitációs erő megváltoztatja a pályát, feltéve, hogy a gravitációs erőt a görbült téridő fogalmával helyettesítjük. A gravitáció jelensége teljes mértékben a tömeg jelenléte által a téridő szerkezetében okozott görbület hatásának tudható be.
A téridő általános relativitáselmélet által megjósolt torzulásai következtében, többek között, a távoli csillagok Nap mellett elhaladó fénye bizonyos mértékben elhajlik. Ezt rendszerint lehetetlen ellenőrizni, mert nappal a csillagok fényét elnyomja a Nap ragyogása. 1919-ben azonban egy teljes napfogyatkozás idején gondosan megmérték a Hold által eltakart Nap korongja közelében megfigyelhető csillagok látszó pozícióját. Az Arthur Eddington vezetésével dolgozó kutatócsoport mérési eredményei pontosan megfeleltek az Einstein-elmélet előrejelzéseinek. Ez jelentős mértékben hozzájárult ahhoz, hogy furcsa jóslatai ellenére az elméletet rendkívül gyorsan elfogadták, legalábbis a matematikában járatos fizikusok (egyes megfigyelő csillagászok sokkal kelletlenebbül fogadták csak el az elméletet, amint azt hamarosan látni fogjuk). Azóta az elméletet már sokféleképpen és sokszor ellenőrizték, mindannyiszor annak egyre nagyobb dicsőségére. Ma már biztosan tudjuk, hogy az általános relativitáselmélet a Világegyetem megfelelő leírását adja.
Márpedig ez a tény kulcsfontosságú. Einstein kezdettől fogva tisztában volt azzal, hogy elmélete leírja az egész Világegyetemet, nemcsak a teret és az időt, hanem azt is, hogyan befolyásolja mindezt a belé ágyazódó anyag. Mihelyt elkészült az általános elmélet, Einstein megpróbált az alkalmazásával olyan egyenletekhez jutni, amelyek a Világegyetem egészét leírják. Munkája első gyümölcsét 1917-ben publikálta, nem egészen egy évvel magának az általános relativitáselméletnek a megjelenését követően. A cikkből azonban világosan kiderül, hogy valami nagyon különös dologra bukkant azzal kapcsolatban, ahogyan az általános relativitáselmélet leírja a Világegyetem egészét.
Amint arra az ugróasztal analógiája pontosan rávilágít, az általános relativitáselmélet lehetővé teszi (pontosabban megköveteli), hogy a téridő szerkezete az anyag jelenlétében torzuljon. A téridő részét képező tér maga is eszerint viselkedik. Einstein 1917-ben rájött arra, hogy az általános relativitáselmélet egyenletei értelmében a téridő semmiképpen sem lehet statikus. Vagy tágulnia kell (mintha az ugróasztal gumiját minden irányban egyenletesen nyújtanánk), vagy össze kell húzódnia (mintha az ugróasztal zsugorodna), de semmiképpen sem lehet nyugalomban. A tér ilyen tágulása (vagy összehúzódása) magával ragadná az anyagot, ezért Einstein úgy vélte, hogy ennek a csillagok szisztematikus elmozdulásaként kellene megmutatkoznia. Bár addigra Slipher már megjelentette első cikkét a vöröseltolódások méréséről, Einstein nem ismerte ezt a dolgozatot. Egyébként is, a széles körben elfogadott vélekedés szerint a Tejútrendszer vagy azonos volt magával a Világegyetemmel, vagy legalábbis annak számottevő részét képezte, márpedig a Tejútrendszer sem nem tágult, sem pedig össze nem húzódott. A súlyos dilemma feloldása érdekében Einstein bevezetett egyenleteibe egy új tényezőt, amelyet a görög lambda betűvel jelölt. Segítségével ki tudta küszöbölni a nemkívánatos mozgást, és elérte, hogy a világmodell nyugalomban lehessen. Amint maga Einstein kifejtette: „erre a tényezőre csak azért van szükség, hogy lehetővé váljék a kvázi-sztatikus megoldás, amit a csillagok kis mozgási sebessége megkövetel”. Így a néha kozmológiai állandónak is nevezett lambda tényezőnek köszönhetően az 1917-ben publikált kozmológiai modell már egy olyan tér matematikai leírását adta, amely állandó méretű maradhatott anélkül, hogy tágulnia vagy zsugorodnia kellett volna.
Willem de Sitter holland csillagász azonban nagyon rövid időn belül talált egy másik megoldást is az általános relativitáselmélet egyenleteihez, amelyek ugyancsak a teljes Világegyetemet leírták, bár nem ugyanazt a Világegyetemet, amelyet Einstein megoldása ábrázolt. De Sitter olyan matematikai modellt fedezett fel, amely a teljesen üres, semmilyen anyagot nem tartalmazó világot írja le.
Ebben az üres világegyetemben a téridő anélkül maradt nyugalomban, hogy bármiféle lambda tényezőre szükség lett volna. A modell viszont a legcsekélyebb mennyiségű anyag (akár csak egy homokszem) hozzáadása esetén is heves tágulást mutatott. Pontosabban szólva a tágulás üteme exponenciális volt. Ebben az esetben az exponenciális tágulás azt jelenti, hogy a szóban forgó számot a megfelelő hatványára kell emelni, ahol 22 = 2 x 2, 42 = 4 x 4, és így tovább. Ha a modellben szereplő hatványkitevő például valóban 2, akkor a modell szerint kétszeres távolságban lévő objektum nem kétszeres, hanem négyszeres (22-szeres) sebességgel távolodik, a négyszer messzebb lévő testek sebessége viszont már tizenhatszoros, és így tovább.
A de Sitter-féle modell már 1917-ben megjósolta a távoli objektumok fényének vöröseltolódását. A modell szerint azonban ezt a vöröseltolódást az okozza, hogy a téridő tulajdonságai egyik helyről a másikra megváltoznak, aminek következtében a távoli órák lassabban járnak, a távoli atomok pedig ráérősebben sugároznak, függetlenül a mozgásuktól. A modell értelmében a távolabbi égitesteknek nagyobb vöröseltolódást kell mutatniuk, tehát itt lép be először a csillagászat történetébe a vöröseltolódás és a távolság összefüggésének gondolata. 1917-ben de Sitter (a háború szaggatta Európában) még csak Slipher első három Doppler-méréséről értesült, melyek közül az egyik éppen az Andromeda-köd tetemes kékeltolódása volt. Egyáltalán nem volt tehát nyilvánvaló, hogy modellje bármiképpen hozzájárulna a való világ leírásához. Amikor az 1920-as évek elején nyilvánosságra került Slipher első huszonöt Doppler-mérésének eredménye (melyek döntő többsége immár vöröseltolódás volt), ezt még maga de Sitter sem tekintette saját modellje mellett szóló bizonyítéknak. Senki sem tudta ugyanis, hogy milyen messze vannak a Slipher által megvizsgált spirálködök, márpedig a távolságok ismerete nélkül bajosan lehetett volna megállapítani a vöröseltolódás távolságfüggését.
Még az 1920-as évek első felében több próbálkozás történt a spirálködök vöröseltolódására vonatkozó megfigyelések és a ma táguló Világegyetem elméletének nevezett elképzelés összekapcsolására. A legtöbb erőfeszítést a matematikában kellően jártas elméleti fizikusok tették, akik az általános relativitáselmélet egyenletei megoldásainak keresésével foglalkoztak. Ugyanakkor a megfigyelő csillagászok hozzáállását jól jellemzi George Ellery Hale 1920-ban tett megjegyzése, mely szerint „a relativitáselmélet egészében véve túlságosan bonyolult a felfogóképességem számára. Ha jó matematikus lennék, akkor talán lenne reményem arra, hogy valamilyen csekély mértékben hozzájáruljak az elmélethez, valójában viszont attól tartok, az elmélet mindörökre megfoghatatlan marad a számomra.” A matematikusok viszont már-már megható bizalommal voltak az igencsak korlátozott mennyiségű megfigyelési adat iránt. Vizsgálataikat minimális számú észlelési adatra alapozták, mindenekelőtt Slipher néhány vöröseltolódás-mérésére és a távolságok felettébb durva becslésére. Utóbbiak a nóvák észlelésén kívül olyan ésszerű feltevéseken alapultak, hogy a távolabbi spirálködöknek halványabbaknak és kisebbeknek kell látszaniuk az égen, mint a közelieknek. Mégis, e nagyon hozzávetőleges módszerek alapján (az akkor Angliában dolgozó) lengyel matematikus, Ludvik Silberstein 1924-ben kijelenthette, hogy bizonyítottnak látja a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggést. Ez arra ösztönözte Knut Lundmark svéd csillagászt (akivel már találkoztunk, mint a spirálködöket teljes értékű galaxisnak tekintő elképzelés egyik fő szószólójával), hogy sokkal tisztességesebb elemzést végezzen (Silberstein hajlamos volt arra, hogy a modellje szempontjából nem megfelelő észlelési eredményeket figyelmen kívül hagyja). Lundmark 1925-ben arra a következtetésre jutott, hogy talán létezik valamilyen összefüggés a vöröseltolódás és a távolság között, de az „nem túl határozott”.
Ez valószínűleg az 1920-as évek közepére előállt helyzet legbecsületesebb és legpontosabb értékelése. Ekkortájt állapította meg Hubble az Andromeda-köd és néhány további spirálköd távolságát. Előfordult néhány további próbálkozás is a vöröseltolódás-távolság összefüggés rejtélyének a megoldására, de ezek egyike sem jutott határozott végkövetkeztetésre. A terület egyik vezető szaktekintélye Carl Wirtz német csillagász volt, aki 1924-ben megállapította azt, amit Hubble később (A ködök birodalma, The Realm of Nebulae című könyvében) ekképp említ: „egy valószínűnek tűnő összefüggés szerint... a sebességek nagyobbak a kisebb látszó átmérők esetén”. Hubble azonban így folytatja: „az eredmények azonban inkább csak sugallják ezt, semmint bizonyítják”. Nem szükséges belemerülnünk a részletekbe, de szeretném egyértelműen hangsúlyozni, hogy a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggés már a levegőben lógott, amikor Hubble és Humason hozzáfogtak a kérdést eldöntő, hősies munkájukhoz. Nem több puszta mítosznál az a vélekedés, hogy Hubble és Humason minden előzmény nélkül, „a semmiből” bukkant volna rá a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggésre. Munkájuk jelentősége, mint látni fogjuk, az volt, hogy a korábbi „valószínűnek tűnő” és „tendencia” minősítések helyett az egész elképzelést szilárd, mennyiségi alapokra helyezték. Kétségtelen tény azonban, hogy a kor csaknem összes többi csillagászához hasonlóan ők is teljes mértékben figyelmen kívül hagytak két fontos, az 1920-as években publikált tanulmányt. Ha ezek a dolgozatok szélesebb körben ismertté váltak volna, akkor Hubble és Humason felfedezése már kezdettől fogva jobban beleillett volna az összképbe.
A XX. századi tudomány történetének egyik legnagyobb rejtélye, hogy miért maradt szinte teljesen visszhang nélkül Alekszandr Friedman orosz matematikus 1922-ben publikált kozmológiai munkája. (Mivel Friedman orosz volt, a magyar helyesírás szerint nevét Fridman alakban kellene írni. Tekintettel arra, hogy német nyelvű publikációiban ő maga saját nevét latin betűkkel Friedmannak írta, a továbbiakban ezt a változatot használjuk – a ford. és a lektor megjegyzése) Friedman kulcsfontosságú cikke az egyik legszélesebb körben olvasott és legtekintélyesebb folyóiratban (a német Zeitschrift für Physik-ben) jelent meg. A dolgozatra még maga Einstein is reagált, először úgy vélte ugyanis, hogy Friedman számítási hibát vétett, később azonban elismerte, hogy ő tévedett és Friedmannak volt igaza. A gondot az jelentette, hogy Friedman az általános relativitáselmélet egyenleteire kapott megoldásait csupán matematikai kuriózumnak tartotta, egy szóval sem említette, hogy ezeknek bármiféle következményük lehet a valóságos fizikai Világegyetemre nézve. Ami pedig Einsteint illeti, őt legfeljebb csak az zavarhatta a cikkel kapcsolatban, hogy Friedman eredményei látszólag aláásták a relativisztikus kozmológia általa kidolgozott változatának egyszerűségét.
Einstein az 1917-ben publikált dolgozatában egyetlen kozmológiai modellt akart találni, nevezetesen azt az egyetlenegyet, amelyet az általános relativitáselmélet megenged. Ezt a megoldást hasonlította össze a való világgal. Amint viszont arra de Sitter már utalt, ez a felfogás téves volt. Az általános relativitáselmélet egyenleteit nem csak egyféleképpen lehet értelmezni. Ezt a megállapítást ma már jó hírnek tekintjük, hiszen igazolja a relativitáselmélet gazdagságát. Einstein számára viszont az 1920-as évek elején kifejezetten rossz hír volt, hiszen ő abban reménykedett, hogy elmélete egyértelműen megfelel a létező világnak, alátámasztva, hogy csakis a mi Világegyetemünkhöz hasonló világ lehet képes létezni. Nos akár tetszik, akár nem, Friedman volt az első, aki megtalálta a módját, hogyan lehet megtalálni Einstein egyenleteire a megoldások egész családját. Ez egyben a kozmológiai modellek, vagyis a különféle világegyetemek családját jelentette, amelyek mindegyikének a téridő különféle viselkedési módjai felelnek meg. A modellek egy részében a téridő megnyúlásával együtt a Világegyetem az örökkévalóságig tágul. A téma más változatában a tágulás csak egy meghatározott pontig tart, ami után összehúzódás következik. A világ egy ponttá zsugorodik, ahonnan „visszalökődve” újabb tágulási és összehúzódási ciklus veszi kezdetét. Végül egy Einsteinéhez hasonló kozmológiai állandó bevezetésével Friedman az örökkévalóságig állandó modelleket is elő tudott állítani.
Bizonyos értelemben Friedman túl sokat és túl korán adott a csillagászoknak. Megoldása nem egyetlen, táguló Világegyetemet kínált, amelyet össze lehetett volna hasonlítani a valóságos Világegyetemre vonatkozó észlelési eredményekkel. Megoldásai választási lehetőséget kínáltak, ami túl sok volt a csillagászok számára. Az a néhány csillagász, aki egyáltalán felfogta Friedman munkájának jelentőségét, úgy gondolta, hogy éppen a lehetőségek széles skálája miatt mindenképpen lehet olyan megfigyelési eredményt találni, amely legalább valamelyik Friedman-megoldással összhangban áll, ezért nem is érdemes ezzel bajlódni. Ráadásul Friedman 1925-ben meghalt, így nem tudott lándzsát törni elképzelései mellett. Ezzel azonban még nincs vége a történetnek.
Az 1920-as évek második felében Friedman összes eredményét (Friedman munkáját egyáltalán nem ismerve), tőle teljesen függetlenül Georges Lemaître belga csillagász újra felfedezte. Lemaître keresztül-kasul bejárta egész Európát és az Egyesült Államokat (Friedman soha nem hagyhatta el Szovjetuniót), és Friedmannal ellentétben komolyan érdekelte, miként teremthető kapcsolat a matematikai egyenletek és a létező Világegyetem között. Bizonyos értelemben még meglepőbb, hogy az ő eredményei is éveken át visszhang nélkül maradtak. Lemaître azonban úgy döntött, hogy fő művét egy jelentéktelen belga folyóiratban publikálja, ráadásul akkor sem propagálta megfelelően a cikkében leírt eredményeket, amikor erre az Eddingtonnal, Slipherrel, sőt Hubble-lal való személyes találkozásai során lehetősége lett volna.
Lemaître is azon csillagászok közé tartozott, akiknek a karrierjét derékba törte az első világháború, bár sokkal tragikusabban, mint Hubble-ét. Az 1894-ben született Lemaître mérnöki szakon tanult a Leuveni Katolikus Egyetemen. Amikor 1914 augusztusában a német csapatok megszállták Belgiumot, önkéntesként beállt a hadseregbe és a fronton harcolt. Vitézségéért a „pálmaággal ékesített hadikereszt” (Croix de Guerre avec palmes) kitüntetést is megkapta. 1919-ben folytatta tanulmányait, de ekkor már matematikát és fizikát tanult, amiből 1920-ban egyetemi doktori fokozatot szerzett. Innen egy papnevelő intézetbe került, 1923-ban pappá szentelték. Lemaître sohasem teljesített plébánián papi szolgálatot, hanem tudományos érdeklődése folytán az egyház szervezetében futott be karriert. 1936-ban a Pápai Tudományos Akadémia tagja lett, amelynek 1960-tól 1966-ban bekövetkezett haláláig elnöke volt. Történetünk szempontjából azonban az a legfontosabb, hogy közvetlenül a papnevelde elvégzése után Lemaître egy évet Arthur Eddington mellett Cambridge-ben töltött, majd az Egyesült Államokba utazott, ahol a Harvardon Shapleyvel dolgozott együtt (ahol a meglévő doktori címénél nagyobb értékű PhD-fokozatot szerzett). Eközben meglátogatta obszervatóriumaikban Sliphert és Hubble-t, kimondottan azért, mert érdekelte a relativitáselmélet alkalmazása a létező Világegyetem leírására. Pontosan tisztában volt az akkor folyó vöröseltolódásmérések és távolságmérések jelentőségével. Jelen volt az Amerikai Csillagászati Társaság (AAS, American Astronomical Society) és az Amerikai Tudományfejlesztési Társaság (AAAS, American Association for the Advancement of Science) nevezetes, összevont ülésén is, ahol felolvasták Hubble cikkét a cefeidák felfedezéséről az Androméda-ködben.
Lemaître visszatért Belgiumba, de az utazásai során végzett kutatásai hatására elméleti fizikusból kozmológussá lett, aki nagyon alaposan megértette a megfigyelő csillagászat legújabb vívmányait. 1927-ben a Leuveni Egyetemen a csillagászat professzorává nevezték ki. Ugyanebben az évben jelent meg klasszikusnak számító dolgozata a táguló Világegyetemről.
Bár Lemaître maga is eljutott Friedman lényegében minden felismeréséig (néhány, számunkra ezúttal jelentéktelen részlettől eltekintve), alapvető különbség volt azonban a két tudós által alkalmazott megközelítés módjában. Friedman matematikus volt (igazából meteorológus – a lektor megj.), aki eljátszadozott az általános relativitáselmélet egyenleteivel. Lemaître viszont (1927-re legalábbis) csillagász volt, aki a létező Világegyetem leírását akarta megtalálni. Mi sem jelzi jobban a kettejük közötti, felfogásbeli különbséget, mint hogy Friedman cikkében egyetlenegyszer sem szerepel a „galaxis” (vagy a „köd”) szó, Lemaître-nél viszont igen. Lemaître kifejtette, hogy a Világegyetem tágulása és ezzel együtt a tér megnyúlása az idő múlásával, egyre távolabbra sodorja egymástól a galaxisokat, ami a távoli galaxisok fényének vöröseltolódását okozza. (Lemaître munkájának 1927-es változatában nem szerepel az Ősrobbanás fogalma, az általa előnyben részesített modell – Einsteinéhez hasonlóan – egy stacionárius világegyetemből indul ki, amely meghatározatlan idő eltelte után kezd el tágulni.)
1927-es cikkében Lemaître már számszerűsítette is a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggést. Szerinte az arányossági tényező 625 kilométer/másodperc, megaparszekenként (ami más szavakkal azt jelenti, hogy az 1 Mpc távolságban lévő galaxis 625 km/s sebességgel távolodik, a 2 Mpc távolságban lévő 1250 km/s sebességgel és így tovább). Lemaître nem közölte, honnan vette ezt a számértéket, de mint említettük, nem sokkal cikke megírása előtt tért haza az Egyesült Államokból. Amerikában meglátogatta Hubble-t, aki akkor már a vöröseltolódás-távolság összefüggésen dolgozott. A Lemaître által említett számérték nagyon közel van ahhoz, amit Hubble két évvel később publikált. Olyan közel, hogy Jim Peebles brit kozmológus 1971-ben megjelent Fizikai kozmológia (Physical Cosmology) című könyvében arról ír, hogy „a két tudós között bizonyára folyt valamiféle eszmecsere erről a kérdésről is”.
Természetesen Lemaître Einsteinnel is kapcsolatban állt.
Lemaître később (az 1958-ban megjelent emlékirataiban) beszámolt arról, hogy 1927-ben megmutatta cikkét Einsteinnek, aki azt megalapozottnak találta, de rámutatott, hogy Friedman korábban már ugyanezen következtetésekre jutott. Einstein ugyanakkor hevesen tiltakozott a fizikailag is táguló Világegyetem képe ellen, hozzá a de Sitter-féle értelmezés állt közelebb, mely szerint a vöröseltolódást a téridő szerkezetében a különböző távolságokban fennálló különbségek okozzák. Lehetséges, hogy ez az Einsteinnel folytatott eszmecsere késztette arra Lemaître-t, hogy ne verje nagydobra eredményeit. Mindenesetre, 1927 tavaszán ismét az Egyesült Államokba látogatott, hogy a Harvardon elintézze a PhD-címe megszerzésével kapcsolatos formaságokat, majd visszatérte után elfoglalta professzori katedráját a Leuveni Egyetemen. Valószínűleg elég sok tennivalója akadt tehát abban az időben.
Van azonban a történetnek egy igazán furcsa eleme. Úgy látszik, hogy Hubble-tól Lemaître-hez elegendő információ jutott el ahhoz, hogy Lemaître 1927-es cikkében először jelenjék meg a ma Hubble-állandónak nevezett mennyiség számértéke. Nem tudjuk viszont, miért volt oly elégtelen az információ áramlása az ellenkező irányba, hogy Hubble néhány évvel később még csak említést sem tesz Lemaître munkásságáról. Vajon Lemaître még csak el sem küldte cikkét Hubble-nak? Sohasem fogjuk megtudni. Azt viszont tudjuk, hogy Hubble 1929-ben publikálta azt a cikkét, amelynek hatására a csillagásztársadalom végérvényesen felfigyelt a táguló Világegyetem elképzelésére. Ebben a cikkben mondja ki először azt a következtetést, mely szerint a Világegyetemnek egy meghatározott időpontban kellett születnie, korát pedig ki tudjuk számítani. Amint a Lemaître-rel fennállt kapcsolatából következtethetünk, Hubble-t 1929 előtt már éveken keresztül foglalkoztatta ez a feladat.
Hubble valójában már egyik első, 1926-ban közölt cikkében említést tesz a Világegyetem de Sitter-féle modelljéről. A távolságok problémája azonban még az Andromeda-köd cefeidáinak valódi áttörést jelentő azonosítása után is sokáig foglalkoztatta. A cefeidák fényessége csak ahhoz elegendő, hogy magának az Androméda-ködnek, és néhány további, de hasonlóan közeli galaxisnak kiszámítsuk a távolságát. Hubble azonban mélyebbre akart hatolni a Világegyetemben, ezért különféle másodlagos, időigényes és a cefeidáknál kevésbé megbízható módszerekhez kellett folyamodnia. A nóvák például valamivel messzebbről is láthatók, mint a cefeidák. Minthogy az Andromeda-köd távolságát a cefeidák segítségével korábban már meghatározta, az Androméda-ködben látható nóvák átlagos fényessége kiindulópontként használható a sokkal távolabbi nóvák abszolút fényességének megállapításához. Ezt a nóvák látszó fényességével összehasonlítva kiszámítható a nekik otthont adó galaxisok távolsága. Hubble a galaxisok legfényesebbnek látszó csillagait is felhasználta távolságindikátorokként (e csillagok jóval fényesebbek a cefeidáknál). Feltételezte, hogy léteznie kell valamilyen felső határnak a stabil csillagok fényességére, így az Andromeda-köd legfényesebb csillagainak valódi fényessége hasonló kell legyen a más galaxisokban található legfényesebb csillagokéhoz. Így a sokkal távolabbi galaxisok legfényesebb csillagainak látszó fényességéből következtetni tudott távolságukra. Amint már említettem, hozzávetőleges távolságindikátorként a galaxisok látszó átmérője is felhasználható (minél távolabb van egy galaxis, annál kisebbnek látszik). Végül, az egész galaxis fényessége összehasonlítható mondjuk az Androméda-ködével vagy valamelyik másik, közeli galaxiséval. Feltételezve, hogy minden galaxis összfényessége ugyanakkora, a távolságaik aránya megbecsülhető. (A feltevés sajnos nem igaz, márpedig ha a távoli galaxis valódi fényessége százszorosa a közelinek, akkor valójában tízszer messzebb van, mint ahogy azt eredményül kapjuk.)
Mindezen becslések nyilvánvaló bizonytalanságait figyelembe véve az egyes galaxisok (vagy a galaxisok együtt mozgó halmaza) távolságának megbízható becsléséhez a fenti módszerek közül minél többet kellett ugyanarra a galaxisra (vagy galaxishalmazra) alkalmazni. Ez roppant időigényes vállalkozás volt, ám Hubble fokozatosan hozzálátott a ködök távolságát tartalmazó katalógus összeállításához. Csak ezt követően volt abban a helyzetben, hogy figyelmét a vöröseltolódások felé fordítsa és megpróbáljon összefüggést találni a két mennyiség között. Nyilván munkája kezdetétől fogva ott motoszkált a fejében a gondolat, hogy ha a vöröseltolódás valóban a távolsággal arányosnak bizonyulna, akkor a jövőben nagyon leegyszerűsödne a galaxisok távolságának mérése. Nem kellene mást tenni, mint a színkép alapján meghatározzuk a vöröseltolódás nagyságát és ezt megszorozzuk a megfelelő arányossági tényezővel.
Hubble-nak 1926-ra sikerült tisztáznia a ködök természetét, kimutatva, hogy az Andromeda-köd és más spirálködök a Tejútrendszer határain kívül fekvő galaxisok. Ezzel szinte egy időben Slipher befejezte a vöröseltolódások vizsgálatát, mert a rendelkezésére álló 24 inches (60 cm) lencsés távcső lehetőségeit a műszer teljesítőképessége végső határáig kimerítette. Ha Hubble meg akarta találni a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggést, akkor mindenekelőtt minél több olyan galaxis távolságát kellett meghatároznia, amelyek vöröseltolódását Slipher már megmérte. 1926-ban azonban ráébredt, hogy ha messzebbre akar hatolni a Világegyetem mélységébe, akkor meg kell mérnie a halványabb galaxisok vöröseltolódását is, amire a 100 inches távcső kiválóan alkalmasnak tűnt. Hubble alaposan el volt foglalva a távolságmérési program folytatásával, ráadásul a 100 inchest addig még sohasem használták vöröseltolódás-mérésre, de még csak színképek más célból történő fényképezésére sem. Hubble-nak ezért szüksége volt valakire, aki megerőltető munkával alkalmassá teszi a műszert az újfajta észlelésre, sőt aki lehetőleg a méréseket is elvégzi.
Választása magától értetődően Humasonra esett, nemcsak azért, mert kitűnő észlelő volt, hanem azért is, mert nyilvánvaló különbség volt kettejük obszervatóriumon belüli rangja között. Bár Hubble tisztában volt azzal, hogy legújabb terve végrehajtásához segítségre van szüksége, nem szívesen működött volna együtt egy hozzá hasonló beosztásban dolgozó csillagásszal. Olyan asszisztenst akart segítségül hívni, aki mellett a siker dicsősége minél nagyobb részben (lehetőleg teljes egészében) az övé marad.
Humason elfogadta a kihívást. A technikai lehetőségeket először egy meglehetősen halvány galaxison próbálta ki, amely túlságosan halvány volt ahhoz, hogy Slipher a Lowell Obszervatóriumban meg tudta volna mérni a vöröseltolódását. Miután két éjszakán keresztül kitartó türelemmel követte a távcsővel a halvány galaxist, elég jó minőségű színképet sikerült készítenie ahhoz, hogy (nagyítólencsével) észre lehessen venni a kalciumatomoknak megfelelő színképvonalakat. A vonalak a színkép vörös vége felé eltolódva jelentek meg, ráadásul a Doppler-hatásnak megfelelő sebesség mintegy 3000 kilométer volt másodpercenként, vagyis több mint kétszer annyi, mint a Slipher által kimutatott legnagyobb vöröseltolódás.
A próbálkozás tehát sikeresnek bizonyult, ám egyúttal azt is világossá tette Humason számára, hogy fizikailag milyen megerőltető munka lesz a halvány ködök színképét lefényképezni. Nem volt túlságosan csábító a számára, hogy éjszakáról éjszakára a távcső vezérlőkabinjában fagyoskodjék. Ráadásul mindezt valaki másnak a tudományos programja kedvéért, amely programnak (első lépésben legalábbis) nem lehet más célja, mint a Slipher által már fölfedezett összefüggés igazolása. Ezen véleményét nyíltan kifejezésre is juttatta. Végül mégis sikerült rábeszélni őt a programban való részvételre. Ez részben Hale néhány elismerő megjegyzésének volt köszönhető (Hale egészségi okok miatt a Wilson-hegyi Obszervatórium igazgatói posztjáról már nyugdíjba vonult, azonban továbbra is szoros kapcsolatban maradt a csillagvizsgálóval), továbbá annak az ígéretnek, hogy beszereznek egy, a meglévőnél sokkal érzékenyebb, új spektrográfot (a színképeket fényképező berendezést – a ford. megj.), amellyel a halványabb galaxisok színképét is fel lehet venni egyetlen éjszakai észleléssel. Humason tehát beleegyezett, hogy folytatja a munkát. Természetesen hosszú távon az új spektrográf sem könnyítette meg a munkáját. Igaz, hogy a halvány ködök színképe immár egyetlen éjszaka alatt elkészült, de a nagyon halványakét csak két vagy három éjszakai megfigyeléssel lehetett lefényképezni. A csillagászok mindig megpróbálják a lehetőségek végső határáig kihasználni a műszereiket (és saját magukat). Humason hamarosan már nyakig benne volt az új kutatási programban, és minden addiginál keményebben dolgozott, hogy egyre halványabb objektumok vöröseltolódását is meg tudja mérni.
Munkájában lépésről lépésre haladt. Kezdeti sikere ellenére példamutató elővigyázatosságot és türelmet tanúsított (bizonyára nagyon jó öszvérhajcsár is lehetett). Több hónapot töltött el az új berendezés beállításával és beszabályozásával, majd az új észlelési módszer elsajátításával. Ehhez első lépésként újra megmérte a Slipher által elemzett negyvenöt köd mindegyikének a vöröseltolódását. Eredményül ugyanazokat a vöröseltolódási értékeket kapta, mint Slipher, ami látványosan igazolta a mérési módszer létjogosultságát (emlékezzünk csak vissza van Maanen rotációs méréseinek rejtélyére). Emellett bebizonyosodott, hogy nemcsak az új spektrográffal felszerelt 100 inches távcső, hanem maga Humason is készen áll arra, hogy belépjen a sokkal nagyobb vöröseltolódások birodalmába.
Eközben Hubble ugyanezen ködök közül nagyon sokra elvégzett egy sor távolságmeghatározást (a korábban felsorolt módszerek kombinálásával). Ennek alapján elég világosan kezdett körvonalazódni a távolság és a vöröseltolódás közti lineáris összefüggés. Eszerint, ha valamely galaxis vöröseltolódása kétszer akkora mint egy másiké, akkor kétszerte távolabb is van. Valószínűleg már 1926-ban is lehetett valamilyen hasonló elképzelése, amint az erre utaló adat Lemaître 1927-es cikkében felbukkan. Roppant óvatos volt azonban eredményei publikálását illetően, és csak akkor szánta rá magát a közlésre, amikor úgy érezte, hogy valaki más is hasonló nyomon járhat.
Ez a valaki más személy szerint Lundmark volt, aki 1928 végén azzal a kéréssel fordult Walter Adamshoz, a Wilson-hegyi Obszervatórium igazgatójához, hogy ismét meg szeretné látogatni a hegyet, méghozzá azzal a határozott céllal, hogy megmérje néhány halvány galaxis vöröseltolódását. Még azt is megkérdezte, hogy vajon Milton Humason a segítségére lehetne-e az észlelések végrehajtásában. Lundmark kérését udvariasan, de határozottan visszautasították, Hubble azonban megértette a jelzést, és 1929 elején gyorsan megjelentette első cikkét a vöröseltolódás-távolság összefüggésről. Ebben a mindössze hatoldalas, és az Összefüggés az extragalaktikus ködök távolsága és radiális sebessége között címet viselő cikkében Hubble bejelentette, hogy a 46 jól ismert vöröseltolódású galaxis közül 24-nek a távolságát nagyon pontosan, a többi 22-ét pedig kevésbé pontosan meghatározta. Mérési eredményeit grafikonon mutatta be, a vízszintes tengelyen a távolságot, a függőlegesen pedig az időt ábrázolta. Az eredmények nagy szórást mutattak, ám világosan érezhető volt a diagram jellegéből, hogy a nagyobb távolságokhoz nagyobb vöröseltolódások tartoznak. Hubble a pontokra egyenest fektetett, amelynek meredeksége megadta a vöröseltolódás-távolság reláció keresett arányossági tényezőjét. Hubble számításai szerint ez 525 kilométer/s volt megaparszekenként (tehát mintegy húsz százalékkal kisebb a Lemaître által 1927-ben idézett értéknél).
Önmagában az 1929-es cikk által felsorolt adatok alapján nagyon nehéz igazolni, hogy miért éppen ezt az egyenest fektette Hubble a pontokra (sőt őszintén szólva még azt sem könnyű megérteni, hogy miért éppen egyenest fektetett rájuk). Hubble azonban már tudott valamit, ami viszont nem szerepelt a cikkben. Ismerte legalább egy jóval nagyobb vöröseltolódású és ennek megfelelően jóval távolabbi galaxis adatait. Az 1929-es cikkében felrajzolt egyenes meredekségét nyilván úgy választotta meg, hogy a távoli galaxis is illeszkedjék az egyenesre, jóllehet annak adatait egyelőre nem közölte. Vajon miért volt ilyen óvatos a saját távolságméréseinek és Humason vöröseltolódás-méréseinek összehasonlításából levezethető új eredmények nyilvánosságra hozatalát illetően? Azért, mert be akarta fejezni a munkát, mielőtt a teljes cikket közli. Ha más csillagászok (mint például Lundmark) megneszelik, hogy milyen sikereket ért el Humason a nagyon nagy vöröseltolódások mérésében, akkor esetleg ők is bekapcsolódtak volna a munkába, és ellophatták volna a Wilson-hegyi csapat egynémely ötletét. Ha Humasonnal kellett osztozni a dicsőségen, aki végtére is a tanítványa volt, azt még csak el tudta fogadni Hubble; ha viszont valaki egy másik obszervatóriumból is részese lett volna a sikernek, azt nem viselte volna el.
Mindazonáltal Hubble felfedezését, a vöröseltolódás és a távolság közötti, később Hubble-törvényként ismertté vált lineáris összefüggést gyorsan elfogadta a csillagászok közössége. Végül is, amint említettük, már a levegőben lógott, hogy léteznie kell valamilyen összefüggésnek a két mennyiség között. A Hubble-féle összefüggést az emberek könnyen elhitték (nem kis részben azért, mert a lineáris a lehető legegyszerűbb összefüggés, amellyel egyszerű dolgozni). A bökkenő csak az volt, hogy a Hubble (és a rendszerint meg sem említett Humason) által felismert vöröseltolódás-távolság összefüggés sem a Világegyetem Einstein-féle, sem pedig a de Sitter-féle modelljének nem felelt meg. 1930 januárjában a Királyi Csillagászati Társaság londoni ülésén Eddington az elméleti kollégák számára néhány megjegyzést fűzött a problémához (ám úgy tűnik, teljességgel megfeledkezett Lemaître 1927-es cikkéről, ha egyáltalán elolvasta). Amikor az ülésről kiadott jegyzőkönyvben Lemaître elolvasta ezeket a megjegyzéseket, levelet írt Eddingtonnak. Leveléhez mellékelte cikkének egy újabb példányát, és rámutatott, hogy a Hubble által talált vöröseltolódás-távolság összefüggés valójában magától értetődően adódik az általános relativitáselméletből. Ezúttal azonban Eddington nemcsak hogy elolvasta a cikket, hanem azonnal cikket írt a kor vezető tudományos folyóiratába, a Nature-be, amelyben felhívta a figyelmet Lemaître munkájára. Küldött egy példányt de Sitternek is, aki lelkesen támogatta. Csaknem mindenki egyetértett abban, hogy Lemaître megadta a Hubble-féle vöröseltolódás-távolság összefüggés elméleti magyarázatát, és hogy a Világegyetem egészének az idő múlásával fizikai értelemben is tágulnia kell.
1931 elején Hubble és Humason közösen publikáltak egy cikket A sebesség-távolság összefüggés az extragalaktikus ködök körében címmel, amelyben végre napvilágot látott a legtöbb olyan adat, amelyeket az előző néhány évben Hubble a fiókjában dugdosott. Újabb ötven vöröseltolódással több mint duplájára növelték az adatok mennyiségét Hubble 1929-es cikkéhez képest. Az addigi sebességrekordot is sikerült jócskán felülmúlni, a leggyorsabban száguldó galaxishalmaz tagjai csaknem 20 000 kilométeres másodpercenkénti sebességgel távolodtak tőlünk, ami akkori becsléseik szerint valamivel több mint százmillió fényév távolságnak felelt meg. Az adatokat grafikusan ábrázolva, ismét megjelent a lineáris összefüggést mutató egyenes, méghozzá csaknem pontosan ugyanolyan meredekséggel, mint az 1929-es cikkben. A pontok szórása viszont ezúttal már sokkal kisebb volt, így az adott egyenes választása is sokkal inkább magától értetődőnek tűnt.
De vajon mit jelentett mindez? Ha a galaxisok most mind távolodnak egymástól, akkor ebből az következik, hogy a múltban közelebb kellett lenniük egymáshoz. Ha elég messzire megyünk vissza a múltba, akkor egymás hegyén-hátán kellett lenniük – vagyis bizonyos értelemben a táguló Világegyetemnek valamilyen kezdetének kellett lennie. Ha a tágulás mindvégig azonos ütemben folyt, akkor a vöröseltolódás-távolság összefüggés arányossági tényezőjéből könnyen kiszámítható, mennyi idővel ezelőtt kellett a ma megfigyelhető Világegyetem összes galaxisának egy csomóban lennie. Az állandóra (amit ma Hubble-állandónak nevezünk és H-val jelölünk, bár maga Hubble a K jelölést alkalmazta) a Hubble által megadott 525 km/s/Mpc értéket alapul véve a „Világegyetem korára” mintegy kétmilliárd évet kapunk.
Az 1930-as évekre a radioaktív kormeghatározási módszerekkel már sikerült megállapítani, hogy a Föld és a Naprendszer ennél feltétlenül öregebb. Lehetséges, hogy a radioaktív kormeghatározás hibás (bár ez valószínűtlennek látszott). Elképzelhetőbb volt, hogy a Világegyetem nem tágult kezdettől fogva ugyanilyen sebességgel (a feltevés ésszerűnek tűnt, gondoljunk csak Lemaître elgondolására, mely szerint a Világegyetem a tágulás elkezdődése előtt állandó állapotban „lebegett”). Végül azt sem lehetett kizárni, hogy Hubble valamilyen hibát követett el Humason vöröseltolódás-méréseinek értelmezése során. A lényeg azonban az, hogy ezek a nagyon fontos kérdések az 1930-as évek elején egyáltalán fölvetődtek, nem pedig az, hogy akkor még senki sem tudott rájuk válaszolni. A vöröseltolódás-távolság összefüggés, azaz a Hubble-törvény felfedezése előtt senki sem foglalkozott komolyan azzal a gondolattal, hogy maga a Világegyetem valamikor egy meghatározott pillanatban született, így mérhető kora van. Hubble és Humason 1931-es cikkét követően a Világegyetem korának meghatározása a világ tudományos vizsgálatának részévé vált.
Maga Hubble mindig roppant óvatos volt, amikor felfedezései fizikai jelentése került szóba. Bár magától értetődő volt a vöröseltolódást a galaxisok térbeli mozgása által okozott Doppler-effektusként értelmezni, Hubble sohasem nyilvánította ki ezzel kapcsolatos véleményét. 1936-ban megjelent, A ködök birodalma (The Realm of Nebulae) című klasszikus könyvében így fogalmaz:
A vöröseltolódásokat kényelmi szempontból sebességekkel is kifejezhetjük. Ugyanúgy viselkednek, mint a sebességi eltolódások, ezért ugyanazzal a jól ismert összefüggéssel egyszerűen értelmezhetők is, függetlenül a jelenség végső okától. A „látszó sebesség” kifejezést azonban kijelentéseinkben nagyon elővigyázatosan kell használnunk, és mindig ki kell írnunk a jelzőt, még ha a hétköznapi használat során el is hagyjuk.
Teljesen igaza volt, és valóban, könyvében a vöröseltolódás tárgyalásakor mindig oda is írta a jelzőt. Eszerint, mint láttuk, a vöröseltolódások a látszó sebességgel állnak kapcsolatban, nem pedig a galaxisok tényleges térbeli mozgási sebességével. Az eltolódást nem a Doppler-effektus okozza, hanem – az általános relativitáselmélet nyelvén kifejezve – a Lemaître-egyenlet metrikus skálatényezőjének időbeli változása. Ugyanezt közérthetően megfogalmazva azt mondhatjuk, hogy a vöröseltolódás jelenségének értelmezései az 1930-as években, amikor Hubble a fenti sorokat leírta, nem a hétköznapi értelemben vett sebességekkel foglalkoztak, hanem magának a térnek a megnyúlásával. Márpedig ez az értelmezés minden korábbinál egyértelműbben arra utalt, hogy a Világegyetemnek valóban meghatározott kora van.
A Világegyetem korának kiterjesztése
Két tényező játszott közre abban, hogy az 1930-as évek elejétől kezdődően a táguló Világegyetem vizsgálata a természettudomány egyik kulcskérdésévé vált. Egyrészt az, hogy Hubble és Humason nyilvánosságra hozta a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggést, másrészt az, hogy Lemaître újra kidolgozta a táguló Világegyetem modelljét. Az elmélet és a (kísérletekkel egyenértékű) megfigyelések arra engedtek következtetni, hogy valóságos jelenségről van szó. Az elmélet híján senki sem tudta volna, mit kezdjen a vöröseltolódás-mérések eredményeivel (valójában egyesek még az elmélet létezése ellenére is megpróbáltak más magyarázatot keresni a jelenségre, ám sikertelenül). A megfigyelések nélkül viszont senki sem tudta volna, tulajdonképpen miről is van szó az elméleti modellekben. A kettőt összevetve viszont megbízható alapot kaptunk a valóságos Világegyetem leírásához. Az elmélet és a megfigyelések szerencsés kombinációja által teremtett helyzet olyan szenzációs és izgalmas volt, hogy az ennek eredményeképpen kibontakozó vita még a napilapok hasábjain is helyet kapott. 1932 májusában a The Times cikksorozatot közölt, melyben James Jeans csillagász és tudománynépszerűsítő megpróbálta megmagyarázni az elképedt olvasóknak a görbült és táguló téridő fogalmát.
Az 1930-as és 1940-es évek legfontosabb kozmológiai fejleménye az 1920-as évek két nagy felfedezésének értelmezése és magyarázata volt. Mai szemmel nézve mindkét kutatási irányt egyformán fontosnak tartjuk, kezdetben azonban az egyiket igencsak háttérbe szorították. Ennek az lehetett az oka, hogy a csillagászok és a kozmológusok még nem barátkoztak meg a Világegyetem meghatározott, véges idővel ezelőtti kezdetének gondolatával (rossz érzésük részben abból a felismerésből is táplálkozhatott, hogy ha Hubble saját számértékeit behelyettesítjük a legegyszerűbb kozmológiai modell szerinti vöröseltolódás-távolság összefüggésbe, akkor a Világegyetem korára a Föld koránál rövidebb időtartamot kapunk). A megfigyelések és az elmélet kombinálásával adódó következtetésektől való idegenkedés jól érzékelhető volt például Eddingtonnak a Brit Matematikai Társaságban 1931 januárjában tartott előadásán. A társaság elnökeként tartott bevezető előadásában főként az entrópia fogalmával foglalkozott, amely szerint a Világegyetemben folyamatosan nő a rendezetlenség (a dolgok elhasználódnak), ezért az úgynevezett „hőhalállal” kell szembenézni, amikor is minden egyenetlenség egy azonos hőmérsékletű, homogén állapottá simul ki. Ha azonban elképzeljük a fordított irányú folyamatot, és gondolatban visszafelé pörgetjük le a Világegyetem történetét, akkor felmerül a kérdés, hogy vajon létezett-e a „hőszületés”, vagyis a Világegyetem tökéletes rendezettségű állapotból keletkezett-e. „A kezdet fogalma”, mondta Eddington, „ellenszenves számomra”.
Ez a megjegyzés arra ösztönözte Lemaître-t, hogy továbbfejlessze kozmológiai elgondolásait, és rámutasson, hogy a természettudomány nem függhet valakinek az egyéni ízlésétől, hanem csakis a kísérletek és a megfigyelések eredményeitől. Lehet, hogy valakinek ellenszenves a kezdet gondolata, azonban ha ez következik a megfigyelésekből, akkor komolyan kell venni. Lemaître elfogadta a kihívást, hogy dolgozza ki a lehetséges kezdet tudományos igényű leírását (modelljét), méghozzá a kvantummechanika 1920-as években lefektetett új alapelveinek figyelembevételével. A Nature című tudományos folyóiratnak küldött kis, kifejezetten Eddington megjegyzésére válaszoló cikkecskében Lemaître azt állította, hogy a világ kezdete „elegendően távol van a természet jelenlegi rendjétől ahhoz, hogy egyáltalán ellenszenvről beszélhessünk”. Ezután a következő javaslatot tette: „A Világegyetem kezdetét egyetlen atomként képzelhetjük el, amelynek atomsúlya megegyezik a Világegyetem teljes tömegével. Ez a rendkívüli mértékben instabil atom valamiféle szuperradioaktív bomlási folyamat révén egyre kisebb és kisebb atomokra osztódik.”
Más szavakkal, a Világegyetem egy szuperatom vagy még inkább egy szuperatommag ismételt bomlása során (hatalmas atombombához hasonlóan) nyerhette el mai alakját. Lemaître valójában egyetlen, óriási atommagról beszélt, amely magában foglalta volna a látható Világegyetem egész tömegét, majd az idő kezdetén felrobbant. Egy ilyen égitest csupán harmincszor akkora átmérőjű lenne, mint a Nap, de sűrűsége akkora lenne, mint egy atommagé. Ez némiképp segíthet elképzelni, milyen sok üresség van a csillagok és a galaxisok között (és azt, hogy milyen sok üres tér van a közönséges anyag minden egyes atomjának a belsejében, ahol lényegében az egész tömeget a központi mag tartalmazza, amelyet az elektronfelhő vesz körül, de oly roppant távolságban, mint ahogy a Szent Péter-bazilika padlózatán fekvő porszemet körülöleli a templom kupolája).
Az elképzelés az ősatom hipotéziseként vált közismertté. Bár nem szilárd és biztos egyenleteken, hanem találgatásokon és hasonlatokon alapult, Lemaître egy kozmológiai állandó (lambda tényező) bevezetésével hamarosan összekapcsolta az elképzelést saját kozmológiai modelljével. Az általa kedvelt modellben a Világegyetem története az ősatom felrobbanásával kezdődött, rövid ideig tágult, majd jóval hosszabb ideig többé-kevésbé stabil állapotban maradt (ezzel kivédte azt a problémát, hogy a Világegyetem fiatalabbnak adódott a Földnél), mielőtt ismét kezdetét vette volna a tágulás. Elképzelése szerint mi a Világegyetem második tágulási szakaszában élünk. Elmélete kidolgozásának, valamint tudományos és népszerű cikkekben történő publikálásának köszönhetően Lemaître híres emberré vált. Ezzel kapcsolatos munkásságának összefoglalását és tetőpontját 1946-ban megjelent Az ősatom hipotézise (L'Hypothése de l'Atome Primitif) című könyve jelentette. A kedvező fogadtatás mai szemmel nézve is indokolt. Bár néhány kérdésben tévedett, mégis Lemaître kedvelt kozmológiai modellje volt az első a maga nemében, amely komoly, tudományos megközelítésben próbálta megmagyarázni, mi történt „a kezdet kezdetén”. Ugyanakkor megpróbált a vöröseltolódás-adatok és a Föld korára vonatkozó becslések alapján tudományos magyarázatot adni a Világegyetem korára.
A Lemaître után következő tudósgenerációk azonban alaposan elhanyagolták az ősatom elképzelését. Bár ezt ma már mindenképpen az Ősrobbanás-elmélet előfutárának tekinthetjük, mégis, az Ősrobbanás-kozmológia csak az 1940-es években, George Gamow és kollégái munkássága nyomán terjedt el. Az Ősrobbanás nyomában (In Search of the Big Bang) című könyvemben már megírtam, hogyan alakult a történet Gamow munkásságát követően. E helyütt erre nem térek ki, minthogy ebben a könyvemben a Világegyetem korának problematikájára és az erről folytatott vitára szeretném a figyelmemet összpontosítani. Talán érdemes azonban rámutatni arra, hogy az ősatom-elképzelés Lemaître által végzett népszerűsítésének volt egy árnyoldala is. Sajnos az alapötlet magában hordozta azt az elképzelést, mely szerint az ősatom(mag) valahol az üres térben lebeg, majd belerobban a semmibe. Ez a kép azonban hibás. Amint azzal maga Lemaître is pontosan tisztában volt, bármiként is történt a kezdet, annak egyúttal a tér és az idő, valamint az anyag és az energia születését is kellett jelentenie. Az ősatommaghoz viszonyítva a „kívül” fogalmának nincs értelme, nem létezett tehát semmi, amibe belerobbanhatott volna. Amikor a Világegyetem sűrűsége ténylegesen akkora volt, mint egy atommagé, akkor az egész látható Világegyetem, a ma „érzékelhető” egész tér a Napunknál harmincszorta nagyobb átmérőjű térfogatot töltött ki. Ez volt az az elképzelés, amit a Times olvasói – még Jeans magyarázatai segítségével is – csak oly nehezen voltak képesek felfogni.
Lemaître táguló kozmológiai modelljét az 1930-as években tudós kollégái nagyon komolyan vették (sokkal komolyabban, mint az ősatom-hipotézist). Mindamellett az egészet csupán az általános relativitáselmélet egyenletei számos megoldása közül az egyiknek tekintették, amelynek nincs különösebb jelentősége. A táguló Világegyetem felfedezése nyomán a matematikusok élénken érdeklődni kezdtek az Einstein-egyenletek különféle megoldásai iránt. Elsősorban Howard Robertson amerikai matematikus és brit kollégája, Arthur Walker, akik a matematikai modellek egész családját dolgozták ki, amelyekkel különösen kényelmesen lehetett dolgozni (mármint az egyenleteket átalakítani és megoldásaikat értelmezni). A Robertson-Walker-modelleket nemcsak az 1930-as években tartották fontosaknak, hanem (Lemaître megoldásaival ellentétben) azokat még ma is elemzik és használják. Volt azonban egy bizonyos modell, amely különösen hasznosnak bizonyult a Világegyetem koráról folyó vita kapcsán, és amely már 1932-ben, közvetlenül az ősatom-elképzelés nyomán felbukkant. Ez volt a másik pillér, amelyen később az Ősrobbanás-elmélet nyugodott, és ez az a modell, amely a könyvünk hátralévő részében tárgyalt munkák szempontjából a legfontosabb. Két olyan tudós dolgozta ki, akik mindegyike korábban már egymagában is jelentősen hozzájárult a kozmológia fejlődéséhez – Albert Einstein és Willem de Sitter.
Einstein tulajdonképpen már 1931-ben elvetette a kozmológiai állandót és a táguló Világegyetem elképzelésének hívévé vált. Ekkor ugyanis egy meghosszabbított egyesült államokbeli utazás keretében meglátogatta a Wilson-hegyi csillagvizsgálót és első kézből értesült a vöröseltolódás-mérésekről. Miután visszatért Európába, a rákövetkező évben (1932-ben) de Sitterrel együtt hozzáfogott a Világegyetem egy új, de a korábbiakhoz hasonlóan az általános relativitáselmélet egyenleteinek megoldásán alapuló modelljének kidolgozásához. Ez Einstein-de Sitter-modell néven vált ismertté, tudnunk kell azonban, hogy ez Einstein eredeti, stacionárius kozmológiai modelljétől és de Sitter eredetileg exponenciálisan táguló modelljétől egyaránt alapvetően különbözik. Az Einstein-de Sitter-modell legfőbb jellemzője, hogy majdnem pontosan állandó ütemben tágul és a vöröseltolódás a távolsággal arányos, akárcsak a valódi Világegyetemben megfigyelhető tágulás esetén. Végül, az 1930-as évek sok matematikai indíttatású modelljével ellentétben, az Einstein-de Sitter-modell a megfigyeléseken alapult.
A két elméleti tudós abból a tényből indult ki, hogy abban az időben a Világegyetem nagyléptékű szerkezetére vonatkozóan csupán két mennyiség állt közvetlenül rendelkezésükre az észlelésekből, a tágulás sebessége és a Világegyetem átlagsűrűsége. A tágulás sebességével már megismerkedtünk, ez a vöröseltolódás-távolság összefüggés arányossági tényezője, a Hubble-állandó néven ismert szám. A Világegyetem sűrűsége megállapítható (legalábbis 1932-ben ezt remélték), ha meghatározzuk (megbecsüljük) az egy adott térrészben található galaxisok számát, és figyelembe vesszük, hány csillag található egy átlagos galaxisban. Ezután kiszámíthatjuk a Világegyetem átlagsűrűségét, mintha a csillagok és a galaxisok összes anyaga egyenletesen szét lenne szórva a térben.
Az egyik kulcsfontosságú kérdés, ami iránt a matematikusok különösen érdeklődtek, a tér általános relativitáselmélete által megengedett (vagy éppen megkövetelt) görbülete volt. Két nyilvánvaló lehetőséget kellett figyelembe venni. Az egyik esetben a tér (vagy a téridő) görbülete pozitív, ami három – vagy négy – dimenzióban annak felel meg, ahogy a gömbfelület önmagába záródva görbül. A másik lehetőség az, hogy a görbület negatív, amit valamivel nehezebb szemléltetni, de leginkább nyereghez hasonlítható, amely kifelé és elvben a végtelenségig görbül. Ezen alternatívák mindegyikéből a különböző kozmológiai modellek családja származtatható, amelyek (például) különböző sebességgel tágulnak. Azonban a családok minden egyes tagja minden esetben közös jövő felé tart. A lehetőségek első családja a világegyetemek olyan sokaságának felel meg, amelyek egy ideig tágulnak, azonban idővel a gravitáció végső soron győzedelmeskedik a tágulás fölött, ezért a világegyetem összeomlik, majd esetleg a rendkívül sűrű állapotból „visszalökődik”. A második családba azok a világegyetemek tartoznak, amelyek örökkön-örökké tágulnak, bár a tágulás sebessége az idő múlásával egyre lassúbbodik. Magától értetődő, hogy az első családba tartozó világegyetemeket „zártnak”, a második típusúakat pedig „nyíltnak” nevezzük.
Kínálkozott azonban még egy lehetőség, egy felettébb speciális eset, az Einstein-egyenletek egyedi megoldása. Einstein eredetileg is egyedi megoldást szeretett volna találni, és most, de Sitterrel együtt dolgozva ezt meg is találta. Arra voltak kíváncsiak, hogy ha a kozmológiai állandó nullává tehető, akkor vajon lehet-e a görbület is nulla, ami tovább egyszerűsítené az egyenleteket. Ez a megoldás az úgynevezett sík térnek (téridőnek) felel meg, ami matematikailag az asztal lapján fekvő papírlap sík felületével egyenértékű. A modell azért tűnt (különösen Einstein számára) vonzónak (és tűnik ma is annak), mert ha a tágulás sebességét ismerjük (a vöröseltolódás és a távolság közötti, megmért összefüggésből), akkor csak egyetlenegy Einstein-de Sitter-modell létezhet – vagyis a megoldás egyedi. Ez annak a ténynek felel meg, hogy egy papírlapot végtelenül sokféleképpen hajlíthatunk meg, de a lap csak egyetlenegyféleképpen tud sík lenni. A tágulást illetően ez az egyedi megoldás azt jelenti, hogy az ennek a megoldásnak megfelelő világegyetem folyamatosan csökkenő sebességgel tágul, míg a nagyon messzi jövőben egy nagyon finoman kiegyensúlyozott állapotban megáll a kiterjedés, sem további tágulást, sem összehúzódást nem tapasztalunk. Ez az Einstein-de Sitter-modell. Ez a modell csak akkor valósulhat meg, ha a világegyetem sűrűsége pontosan egy kritikus értéket vesz fel, vagyis a (tágulást megállítani igyekvő) gravitáció pontosan ki tudja egyenlíteni a világegyetem tágulását. Ha a tágulás sebességét ismerjük, akkor az Einstein-de Sitter-modell szerint ki tudjuk számítani az ennek megfelelő sűrűséget. Ezt meg is tették, és a valamivel nagyobb, mint megaparszekenként 500 km/s tágulási sebességgel számolva a Világegyetem átlagsűrűségére köbcentiméterenként 4×10-28 gramm adódott. Ez meglehetősen közel esik ahhoz az értékhez, amit a csillagok és a galaxisok számlálása alapján a valódi Világegyetem tényleges átlagsűrűségére kapunk. A kritikus sűrűség mai becslések szerinti értéke (minthogy a modern becslések szerint a Hubble-állandó később részletezendő okok miatt kisebb) valamivel alacsonyabb, 10-29 és 2×10-29 g/cm3 között van. Ez azt jelenti, hogy ha a Világegyetem anyagát egyenletesen szétkennénk a térben, akkor minden egymillió köbcentiméterben (1 köbméterben) körülbelül egy hidrogénatom fordulna elő.
Az Einstein-de Sitter-modell sok szempontból az általános relativitáselmélet kozmológiai egyenleteinek legegyszerűbb megoldását jelenti (legalábbis a legegyszerűbb azok közül, amelyek valamelyest hasonlítanak a létező Világegyetemre). Ennélfogva ezt tekintik a standard modellnek, amelyhez képest az elméleti elképzeléseket ellenőrizni lehet. Ez nem jelenti azt, hogy elfogadjuk a tényleges Világegyetem végleges leírásaként, sokkal inkább olyan viszonyítási alapnak tekintjük, amellyel össze lehet vetni a való Világegyetem működését. Amikor például az 1950-es évektől kezdve a megfigyelések arra kezdtek utalni, hogy talán a csillagokban és a galaxisokban együttvéve sem látható elegendő anyag ahhoz, hogy a létező Világegyetem ebben az értelemben sík legyen, akkor ezt a jelenséget az Einstein-de Sitter-modellben megjelenő kritikus sűrűséghez viszonyítva szokás leírni. Ahelyett, hogy a gramm/köbcentiméterben vagy atom/köbméterben kifejezett sűrűségértékekkel dolgoznának, a kozmológusok egyszerűen arról beszélnek, hogy a megfigyelhető átlagsűrűség 0,1-szerese, 0,3-szorosa vagy akárhányszorosa a kritikus sűrűségnek.
Egyvalaminek a tárgyalását azonban Einstein és de Sitter gondosan elkerülte az 1932-ben megjelent cikkben, nevezetesen modelljük azon következményét, miszerint a Világegyetem történetének véges idővel ezelőtt meghatározott kezdetének kellett lennie. Természetesen tisztában voltak a kor problémájával, olyannyira, hogy de Sitter aktívan részt is vett az erről folyó vitában és más cikkeiben amellett érvelt, hogy a Világegyetemnek öregebbnek kell lennie annál a néhány milliárd évnél, ami a vöröseltolódás-távolság összefüggés Hubble-féle eredeti értelmezéséből következik. Közös cikkükben azonban nyoma sincs ennek a gondolatnak. Mindamellett, a kozmológusok későbbi generációi számára az Einstein-de Sitter-modell egyik legvonzóbb tulajdonsága éppen az volt, hogy nagyon egyszerű összefüggést adott a Világegyetem életkorának kiszámításához. E modell szerint a Világegyetem kora pontosan kétharmada annak a kornak, amelyet azzal a feltevéssel kaphatunk, miszerint a Világegyetem kezdettől fogva a ma megfigyelhető ütemben tágult (utóbbi a Hubble-időnek nevezett kor, amelyet, mint emlékszünk rá, a Hubble-állandó reciprokaként kaptunk). Az eltérést az okozza, hogy fiatal korában a Világegyetem nyilván gyorsabban tágult (mert a gravitáció hatására természetesen tágulása fokozatosan lassult), ezért rövidebb időre volt szükség a ma megfigyelhető állapot eléréséhez, mintha mindvégig a napjainkban megfigyelt vöröseltolódás-távolság összefüggésnek megfelelő sebességgel tágult volna. Másként fogalmazva azt is mondhatjuk, hogy a Hubble-állandó a múltban nagyobb volt, mint most. Ezért gyakran a Hubble-paraméter fogalmát használjuk, ami egy időben változó arányossági tényezőt jelöl. Ennek ma megfigyelhető értéke a Hubble-állandó.
A különböző kozmológiai modellek tehát meglehetősen szűk tartományon belüli kort engednek meg a Világegyetem számára, feltéve, hogy a kozmológiai állandó nulla. A minimális életkort az Einstein-de Sitter-modell adja, ami kétharmada a maximálisnak, amelyet viszont azzal a feltevéssel kapunk, hogy a tágulás üteme kezdettől fogva változatlan (még rövidebb életkort kapunk, ha sokkal több anyag jelenlétét, vagyis a Világegyetem zártságát tételezzük fel, e feltételezés jogosságát azonban semmi sem támasztja alá). Mindez szép példa az Einstein-de Sitter-modell egyszerűségére és hatékonyságára; ám aligha csodálkozhatunk azon, hogy a két kozmológus feszélyezve érezte volna magát, ha 1932-ben írott cikkükben ezt részletesen kifejtik. Ez ugyanis azt jelentette volna, hogy ha a létező Világegyetem valóban sík, és olyan, amilyennek az Einstein-de Sitter-modell leírja, valamint ha a vöröseltolódás-távolság összefüggés Hubble által megadott formája helyes, akkor a Világegyetem mindössze 1,2 milliárd éves, vagyis alig harmada a Föld kétségbevonhatatlan módszerekkel meghatározott minimális korának.
A rejtély egyik megoldását annak feltételezése jelenthette volna, hogy valami nincs rendben a vöröseltolódás-távolság összefüggés Hubble-féle meghatározásával, abban az időben azonban ez nem volt különösebben népszerű ötlet. Létezett azonban egy további apró érv, amely szerint valami furcsaság tapasztalható a Világegyetem Hubble-féle távolságskálájával kapcsolatban, ráadásul akadt legalább egy olyan csillagász, aki elég biztos volt a dolgában és elég független volt ahhoz, hogy rámutasson erre a zavaró jelenségre. Amikor Hubble és társai megmérték az extragalaxisok távolságát, akkor egyúttal megtudták a méretüket is. Egy a Tejútrendszerhez közeli kis galaxis az égbolton nagyobb kiterjedésűnek látszik, mint nagyobb, de jóval messzebb fekvő társa, mint ahogy a közelünkben álló gyermeket is nagyobbnak látjuk, mint a futballpálya túlsó oldalán tartózkodó felnőttet; a távlat hatását tehát a mindennapi életben is jól ismerjük. A maga Hubble által meghatározott távolságokból úgy látszott, mintha az általa tanulmányozott spirálgalaxisok (ködök) meglehetősen kicsik és hozzánk felettébb közeliek lennének. Ez a tény tükröződött egyébként a Hubble-állandóra kapott meglehetősen magas értékben is. Ha az állandó értéke nagy, mondjuk 500 km/s megaparszekenként, akkor a színképben kimérhető 500 km/s távolodási sebesség 1 Mpc távolságnak felel meg. Ha viszont a Hubble-állandó jóval kisebb, mondjuk csak 100 km/s/Mpc lenne, akkor az említett színképben felismerhető 500 km/s távolodási sebesség 5 Mpc távolságnak felelne meg. A galaxis tehát ötször olyan messze lenne, annak megfelelően tényleges (lineáris) átmérőjének is ötször nagyobbnak kellene lennie ahhoz, hogy az égen megfigyelhető szögátmérőjűnek látsszék.
Hubble a vöröseltolódás-távolság összefüggés kalibrálásához természetesen a cefeidák segítségével és más, közvetett módszerekkel határozta meg a távolságokat. Az egész eljárás lényege az volt, hogy miután sikerült kalibrálni az összefüggést, akkor azt fel lehessen használni a sokkal messzebbi galaxisok távolságának pusztán a vöröseltolódásuk színképi mérése alapján történő meghatározására. A vöröseltolódás és a távolság elválaszthatatlanok egymástól, ha fel akarjuk állítani a Világegyetem távolságskáláját és meg akarjuk mérni a galaxisok lineáris méretét. A Hubble által a nevét viselő állandóra kapott nagy érték szorosan összefügg az úgynevezett „rövid” távolságskálával, valamint azzal a nézettel, mely szerint a galaxisok jóval kisebbek a Tejútrendszernél. Eszerint saját galaxisunk nagy kontinenshez hasonlítható, melyet apróbb, part menti szigetekként vesznek körül az égen megfigyelhető más spirálködök.
Az elképzelés az 1920-as évek végére teljes mértékben elfogadhatónak tűnt, amit a legtöbb csillagász kételkedés nélkül elfogadott. Amint azonban említettem, volt közöttük egy kivétel, Arthur Eddington, az asztrofizika és a relativitáselmélet úttörő kutatója.
Eddington mindvégig kitartott azon nézete mellett, mely szerint az emberiség semmilyen értelemben sem foglal el kitüntetett helyet a Világegyetemben (sokkal később, az 1990-es években az a nézet a „földi középszerűség elve”-ként vált ismertté, eszerint a Világegyetem egy szokványos helyén élünk). Ha van valamilyen alapja ennek az elképzelésnek, érvelt Eddington, akkor a nekünk otthont adó galaxis nem rendelkezhet különleges tulajdonságokkal. Erről már 1933-ban megjelent, A táguló Világegyetem (The Expanding Universe) című könyvében így ír:
A csillagászat oly sokszor int bennünket alázatosságra, hogy szinte magától értetődően elfogadjuk [legalábbis ő maga] azt a nézetet, mely szerint galaxisunk semmilyen szempontból sem kitüntetett helyzetű, semmivel sem jelentékenyebb tagja a természet rendszerének, mint a más galaxisok milliószámra létező szigetei. A csillagászati megfigyelések azonban alig támasztják alá ezt a vélekedést. A spirálködökre vonatkozó jelenlegi mérések szerint, bár általános megjelenésüket tekintve a Tejútrendszerre hasonlítanak, annál határozottan kisebbek. Azt szokták mondani, hogy ha a spirálgalaxisok a szigetek, akkor Tejútrendszerünk a kontinens. Tegyük fel, hogy alázatomat felváltotta a középosztály büszkesége, ám még a gyanú árnyékát sem látnám szívesen, miszerint a Világegyetem arisztokráciájához tartozunk. A Föld közepes bolygó, nem a Jupiterhez hasonló óriás, de nem is a kisbolygók családjával rokon apró törmelékdarab. A Nap ugyancsak közepes csillag, nem a Capellával rokon óriás, de jóval nagyobb a legkisebb csillagoknál. Hibásnak tűnik tehát a feltételezés, mely szerint véletlenül éppen egy minden szempontból kivételes tulajdonságokkal felruházott galaxisban élnénk. Őszintén szólva nem is hiszem ezt; ilyen még ritka véletlenként is aligha fordulhat elő. Úgy gondolom, hogy a Tejútrendszer és a többi galaxis viszonyát további megfigyelésekkel a korábbinál alaposabban meg kell vizsgálni. Végső soron minden bizonnyal felfedezzük, hogy sok olyan galaxis létezik, amelyek mérete eléri, sőt meg is haladja a Tejútrendszerét.
Ezek a félelmetesen előrelátó megjegyzések nem egészen tíz évvel azután láttak napvilágot, hogy Hubble egyszer és mindenkorra megállapította, hogy a spirálködök valójában a Tejútrendszeren kívüli galaxisok, továbbá két évvel azután, hogy klasszikussá vált dolgozatukban Hubble és Humason közreadta a vöröseltolódás és a távolság közötti összefüggést. Eddington azonban nem ment olyan messzire, hogy felvetette volna a Hubble-állandó tízszeres tényezővel történő redukálásának szükségességét (ilyen arányú csökkentésre lett volna ugyanis szükség ahhoz, hogy a Hubble által vizsgált galaxisok elegendően távolra tolódjanak a térben, és így valódi átmérőjük nagyjából akkora legyen, mint a Tejútrendszeré). Szerinte a rejtély megoldásához az vezethetett volna el, ha nagyobb távcsövek segítségével felfedezzük azokat a távoli, a Tejútrendszerhez hasonlóan nagy spirálgalaxisokat, amelyek távolabb vannak a közvetlen közelünkben megfigyelhető kisebb galaxisszigetek rajánál.
Amint Eddington is kifejtette, a Világegyetem nagy léptékű szerkezete alaposabb megismeréséhez a jobb megfigyelések jelentették a kulcsot. Ez azt jelentette, hogy nagyobb távcsövekre van szükség, mint a Hubble által, az áttörést jelentő eredményei eléréséhez használt 100 inches Hooker-távcső. 1933-ban már készültek egy új, a Wilson-hegytől valamivel délre fekvő Palomar-hegyen építendő csillagvizsgáló tervei. Ez az obszervatórium jelentette a csillagászok számára a következő nagy lépést a Világegyetem megismerése felé vezető úton. Ez volt az utolsó nagy távcső, amelyet George Ellery Hale munkássága ihletett (és amelyhez az adományok gyűjtésében mutatott roppant ügyessége nagyban hozzájárult). Bár maga Hale nem érhette meg a távcső 1948-ban történt üzembe helyezését (amit a második világháború jócskán késleltetett), a műszer az ő nevét viseli. A Hale-távcső főtükrének átmérője 200 inch (508 cm). Úgy tervezték, hogy a műszerrel még egymilliárd fényév távolságban lévő galaxisokat is meg lehessen figyelni, ami a Világegyetem csillagászok által belátható részének térfogatát a Hooker-távcsőhöz képest nyolcszorosára növelte. Ha minden más paraméter változatlan, akkor ennek megfelelően a kozmológusok nyolcszor annyi galaxist tanulmányozhatnak (a paraméterek azonban szerencsére nem változatlanok, az 1940-es évek óta a 200 inches távcső érzékenysége és ennek megfelelően hatótávolsága jelentős mértékben megnőtt, elsősorban a főtükör által összegyűjtött fényt felfogó új, elektronikus detektoroknak köszönhetően). Hubble maga is részt vett a nagy távcső elkészítésének utolsó fázisában, majd élete utolsó néhány évében használta is a műszert. Ő azonban már az ötvenes éveiben járt, amikorra az 5 méteres távcső elkészült, ezért utóda, Allan Sandage lett az, aki az új műszer segítségével elvégezhette a kozmikus távolságskála revízióját. Ennek eredménye bizonyára roppant megelégedéssel töltötte volna el Arthur Eddingtont.
Valójában az első lépést a Hubble-féle távolságskála revíziója irányában még a Hale-távcső munkába állítása előtt, a jó öreg Hooker-távcsővel megtették. A lépés megtételének körülményei nem kis mértékben összefüggtek a második világháborúnak a Wilson-hegy csillagászaira gyakorolt hatásával.
A történet főszereplője Walter Baade, egy német származású csillagász, aki 1893-ban született, tehát csak négy évvel volt fiatalabb Hubble-nál. A galaxisok megismerése és a Világegyetem távolságskálájának továbbfejlesztése területén csaknem tíz év leforgása alatt végzett munkája két szakaszra osztható, mert ezalatt két különböző távcsővel, két különböző, bár egymástól csak mintegy nyolcvan kilométerre fekvő hegycsúcson dolgozott. Sajnos a korábbi beszámolókban a munka két része közötti kapcsolat nem volt elég világos (amiben én magam is hibás voltam), de ezúttal megpróbálok a lehető legpontosabban beszámolni a történtekről.
A korábban a Hamburgi Egyetemhez tartozó bergedorfi csillagvizsgálóban dolgozó Baade 1931-ben kivándorolt az Egyesült Államokba, ahol a Wilson-hegyi csillagvizsgáló kutatógárdájához csatlakozott, közvetlenül azután, hogy Humason és Hubble befejezte a vöröseltolódás-távolság összefüggéssel kapcsolatos úttörő munkájuk első szakaszát. Baade kitűnő csillagász volt, de magánélete időnként rendezetlenné vált, ezért egészen 1939-ig nem sikerült megszereznie az amerikai állampolgársághoz szükséges előzetes engedélyeket. A papírokat hamarosan elveszítette, kérelmének megújításával viszont addig késlekedett, mígnem 1941 decemberében a japánok megtámadták Pearl Harbort, az Egyesült Államok pedig hadat üzent Németországnak és Japánnak.
Abban az időben Los Angelesben érthető (bár néha már betegessé fokozódó) félelem uralkodott, attól, hogy a németek esetleg a tenger felől megtámadhatják a várost. Az „ellenséges országból menekült” Baade helyzete a katonai szempontból érzékeny területen kritikussá vált, a kijárási tilalom hatálya alá esett, ezért minden éjjel este 8 és reggel 6 óra között a lakásában kellett tartózkodnia, így nem végezhetett észleléseket. Ugyanebben az időben más csillagászokat, köztük Hubble-t is, behívtak katonának, ezért csak kevesen maradtak a Wilson-hegyen, akik használták volna a távcsöveket. Több hónap alatt sikerült csak meggyőzni a hatóságokat arról, hogy Baade valójában semmiféle veszélyt nem jelent az Egyesült Államokra nézve, és hogy fogadják el eredetileg még Pearl Harbor lerohanása előtt benyújtott, hűségéről tanúskodó állampolgársági kérelmét. Végül visszakerült a hegyre, ahol szinte tetszése szerinti időt tölthetett el a 100 inches távcső mellett. Észlelései szempontjából további előnyt jelentett a város háborús elsötétítése, valamint a nem sokkal korábban elérhetővé vált, a régieknél érzékenyebb fényképezőlemezek.
Kihasználva mindezen előnyöket, Baade még a Hubble által megfigyelteknél halványabb égitesteket is észlelni tudott a távcsővel. Elhatározta, hogy minden addiginál részletesebb felvételeket készít az M31 jelű Androméda-ködről, hogy ott is meg tudja különböztetni egymástól az egyes csillagokat, ahol elődei csak elmosódott fényfoltot láttak. Amit ott talált, az látványos tiszteletadás volt észlelői tehetsége előtt. Baade felfedezte, hogy az Andromeda-köd (és következésképpen minden más spirálgalaxis) két különböző típusú csillagból áll. Az első típus, amelyeket Baade I. populációnak nevezett, a spirálkarokban fordul elő, ezek általában nehéz elemekben gazdag, forró, fiatal, kék csillagok. A másik, általa II. populációnak nevezett csoport tagjai a spirálgalaxisok központi vidékén (magjában) és a gömbhalmazokban fordulnak elő. Ezek általában öreg, hideg, vörös csillagok, amelyek hidrogénen és héliumon kívül csak nagyon kevés egyéb elemet tartalmaznak.
Ezeket a különbségeket ma már, a csillagok és a galaxisok kialakulásának és fejlődésének ismeretében könnyen meg tudjuk magyarázni. A II. populációs csillagok alakulnak ki először, méghozzá az Ősrobbanás során létrejött ősi anyagból. Az I. populációs csillagok viszonylag fiatalok, és olyan anyagból keletkeztek, amelyet előzőleg a korábban született csillagok legalább egy generációja már feldolgozott. Baade azt is felfedezte, hogy mindkét populációban megtalálhatóak a cefeidákhoz hasonló tulajdonságokat mutató változócsillagok. Márpedig a cefeidák periódus-fényesség relációját annak idején a Naprendszer közelében, vagyis a Tejútrendszer egyik spirálkarjában található cefeidák alapján kalibrálták. Ezek mindannyian I. populációs csillagok voltak, amelyeket ma klasszikus cefeidáknak nevezünk. A II. populációs megfelelőik az úgynevezett W Virginis típusú változócsillagok. Természetesen a W Virginis csillagokra éppúgy fennáll egy periódus-abszolút fényesség reláció, mint a klasszikus cefeidákra, ám összességében a W Virginis csillagok halványabbak. Ellentétben azzal, amit Önök másutt olvashattak, ez abban az időben (1944-ben) még semmit nem mondott a csillagászoknak a távolságskálát illetően, minthogy Hubble a fényesebb, klasszikus cefeidákat használta az Andromeda-köd távolságának meghatározásához. Néhány éven belül azonban Baade a Wilson-hegyi 100 inches távcsővel szerzett tapasztalatát és az új fényképezőlemezek nyújtotta lehetőségeket a Palomar-hegyi 200 inches távcső mellett tudta kamatoztatni. Ennek köszönhetően az Andromeda-köd még finomabb részleteit tudta megfigyelni, és még halványabb csillagokat tudott lefényképezni a szomszédos galaxisban.
Baade leginkább az Androméda-ködben fellelhető RR Lyrae típusú változócsillagokra volt kíváncsi, amely csillagokkal történetünk korábbi részében már találkoztunk. Ezek a csillagok sokkal halványabbak a cefeidáknál, azonban megbízhatóbb távolságindikátorok. A Hubble által az Androméda-ködre kiszámított távolságból a 100 inches távcsőről áthozott módszerrel az 5 méteres műszerrel egyértelműen kimutathatóaknak kellett volna lenniük. Ennek ellenére – Baade legnagyobb megrökönyödésére – nem látszottak. Az RR Lyrae csillagok II. populációs objektumok, amelyek különösen gyakoriak a gömbhalmazokban. Az Andromeda-köd gömbhalmazai jól látszottak, ám egyetlen RR Lyrae változót sem sikerült észrevennie bennük. Az Andromeda-köd gömbhalmazaiban csak a gömbhalmazok legfényesebb csillagai voltak egyenként megkülönböztethetőek annak ellenére, hogy az 5 méteres távcsőnél mindazon fogásokat bevetette, amelyeket korábban a Wilson-hegyen elsajátított. Saját Tejútrendszerünk gömbhalmazainak tanulmányozása alapján a csillagászok már tudták, mennyivel fényesebbek a legfényesebb II. populációs vörös óriás csillagok az RR Lyrae változóknál. A csillagászati fényességskála szokásos mértékegységét használva azt mondhatjuk, hogy Baade csak az RR Lyrae-knél legalább 1,5 magnitúdóval fényesebb csillagokat tudta felbontani, holott arra számított, hogy még az RR Lyrae-ket is egyenként kellene látnia. A jelenség egyetlen ésszerű magyarázata az lehetett, hogy az egész távolságskála egy állandó erejéig hibás volt, a klasszikus cefeidák pedig 1,5 magnitúdóval fényesebbek a korábban becsültnél. Ez viszont azt jelentette, hogy az Andromeda-köd az addig feltételezettnél jóval távolabbra tolódik tőlünk a térben.
A kalibrációs hiba felderítéséhez egészen Shapley munkásságáig kell visszanyúlnunk, aki 1919-ben, harminc évvel azelőtt publikálta a cefeida távolságskálával kapcsolatos cikkét, mint ahogy Baade dolgozni kezdett az 5 m-es távcsővel. Kiderült, hogy a Tejút síkjában elhelyezkedő por és a cefeidák két típusának létezése teljesen összezavarta Shapleyt, de nemcsak őt, hanem a többi kortárs csillagászt is. Shapley természetesen mindazokat a cefeidákat felhasználta a periódus-fényesség reláció felállításához, amelyekről megfelelő információval rendelkezett. Ma már tudjuk, hogy ezek egy része a Tejútrendszer korongjában lévő I. populációs cefeida volt, míg a többi a gömbhalmazokban található II. populációs cefeida. Az I. populációs („klasszikus”) cefeidák fényesebbek, amint azt Baade 1944-ben felfedezte. A Tejútrendszer fősíkjában viszont több a fényelnyelő csillagközi por, ezért ezek a csillagok a ténylegesnél halványabbnak látszanak. A II. populációs cefeidák (a W Virginis csillagok) a Tejút síkja fölött vagy alatt helyezkednek el, ezért ezek fényét sokkal kevésbé gyengíti a por. Szerencsétlen véletlen egybeesés folytán a Shapley mintájában előforduló klasszikus cefeidák fénygyengülése éppen elég volt ahhoz, hogy látszó fényességük megegyezzék a halványabb W Virginisekével. Hubble tulajdonképpen klasszikus cefeidákat figyelt meg az Androméda-ködben, de a távolságmeghatározáshoz felhasznált periódus-fényesség reláció többé-kevésbé a halványabb W Virginis csillagokra volt érvényes.
Azok a csillagok tehát, amelyeket Hubble az Androméda-köd távolságának meghatározásához felhasznált, valójában kétszer olyan fényesek voltak, mint amilyeneknek Hubble feltételezte. Ez a mérés volt a kulcs a távolabbi égitestek távolságának Hubble által elvégzett meghatározásához, ezzel kalibrálta ugyanis az egyéb objektumok (mint például a felrobbanó csillagok vagy az egész gömbhalmazok) fényességét. A közvetett módszerekkel megállapított minden távolságot ahhoz viszonyított, amit ő az Andromeda-köd távolságának vélt. Ez azt jelentette, hogy végső soron minden, Hubble által megállapított távolságot meg kellett kétszerezni. Ennek következtében a galaxisok mind nagyobbak voltak annál, amekkorának Hubble a számításai alapján vélte, a Világegyetem pedig kétszer olyan idősnek bizonyult, mint amilyen kor a vöröseltolódás-távolság összefüggés első, Hubble-féle becsléséből következett.
Baade hivatalosan 1952-ben, egy római konferencián jelentette be, hogy az extragalaktikus távolságokat lényegében meg kell kétszerezni. Ezáltal az Andromeda-köd távolsága a Hubble által meghatározott 250 000 parszekről (800 000 fényév) egy csapásra 600 000 parszekre (mintegy kétmillió fényévre) nőtt. Egyúttal természetesen a Hubble-állandó értéke is lecsökkent, méghozzá megaparszekenként 500 km/s-ról 250 km/s-ra (mostantól kezdve a Hubble-állandónak csak a számértékét fogom megadni, az mindig a most említett mértékegységben értendő). Ezáltal a Világegyetem becsült életkora mintegy 1,8 milliárd évről 3,6 milliárd évre nőtt, tehát immár a Világegyetem majdnem ugyanolyan öregnek bizonyult, mint a Föld. A Világegyetem távolságskálájának (és korának) revízióját hamarosan más, az akkor rendelkezésre álló technikai lehetőségeket a végsőkig kihasználó észlelések is megerősítették. Sikerült például RR Lyrae változócsillagokat találni a Kis Magellán felhőben, amelyek látszó fényessége ugyancsak 1,5 magnitúdóval halványabbnak bizonyult a vártnál, ugyancsak távolabbra helyezve őket ahhoz képest, mint amilyennek a Shapley-féle kalibráció alapján ismertük a felhő távolságát. Az újságok címoldalára is felkerült a szenzációs hír, miszerint a Világegyetem mérete „megduplázódott”, hiszen a Hubble-állandó új értéke egyúttal azt is jelentette, hogy a vöröseltolódásokból származtatott távolságértékeket ugyancsak kétszeresükre kellett növelni.
Mai becsléseink szerint a legöregebb csillagok kora jócskán meghaladja a tízmilliárd évet. Hogy lehet akkor az, kérdezheti az olvasó, hogy a kozmológusok 1952-ben felettébb elégedettek voltak, amikor a Világegyetem korára vonatkozó becslések mintegy négymilliárd évet adtak eredményül (tulajdonképpen még mindig valamivel kevesebbet, mint a Nap korára akkoriban elfogadott időtartam)? A Világegyetem korára kapott új érték az 1950-es évek elején sokkal megnyugtatóbbnak tűnt a csillagászok számára, mint ahogyan azt mai tudásunkkal felvértezve elképzeljük, hiszen akkoriban még nem tudták pontosan, milyen idősek a csillagok. Amikor viszont az asztrofizikusok az 1950-es és 1960-as években előálltak az ötmilliárd évnél nagyobb csillagkorokkal, akkor Hubble követője már használta az 5 m-es távcsövet és nagyjából hasonló ütemben tolta egyre távolabbra a Világegyetem kezdetének időpontját. Érdekes módon a technológia és az észlelési kapacitás fejlődésében megtett minden újabb lépés során tovább kellett csökkenteni a Hubble-állandó értékét.
Allan Sandage 1926-ban született. Akkorra Hubble már kimutatta, hogy a spirálködök a Tejútrendszeren kívüli galaxisok, azonban Humasonnal együtt csak később fedezték fel a vöröseltolódás és a távolság közötti kapcsolatot. Sandage kilencéves korában kezdett a csillagászat iránt érdeklődni, amikor belenézett egy barátja távcsövébe. Néhány évvel később elolvasta Hubble könyvét A ködök birodalmá-t (The Realm of Nebulae), amelyben a szerző a kozmológia legújabb, jelentős felfedezéseit a tizenéves számára is érthető nyelven mondta el. Tanulmányait meg kellett szakítania, amikor a második világháború végén tizennyolc hónapra be kellett vonulnia a haditengerészethez, de végül 1948-ban az Illinois Egyetemen megszerezte diplomáját. Illinoisban a csillagászat iránti érdeklődésének köszönhetően kapcsolatba került egy kis, lelkes amatőrcsilagász-csoporttal, amely a Harvard Egyetemen dolgozó Bart Bok irányításával az égbolt átvizsgálását végezte. A munka során lefényképezték az égbolt meghatározott területeit, előhívták a felvételeket, és megállapították a lemezen megörökített összes csillag fényességét. A munka unalmas és hihetetlen precizitást igénylő volt, viszont Sandage számára megnyitotta az utat ahhoz, hogy Hubble örökébe lépjen.
1948-ban Sandage pályázatot nyújtott be a Kaliforniai Műszaki Egyetemhez (Caltech), hogy fizikai kutatásokat végezhessen. A híres Wilson-hegyi 100 inches és az új, 200 inches távcsövek közelében akart lenni, abban a reményben, hogy később bekapcsolódhat a csillagászok munkájába. Legnagyobb örömére abban az évben a Caltech elindította csillagászati doktori képzését (PhD-programját), elsősorban azzal a céllal, hogy kielégítsék a nagy távcsövekkel dolgozó kutatók iránti várható keresletet. Sandage volt az egyike annak az öt fiatalnak, akik az első évben részt vehettek a programban. Miután egy év alatt (főként Jesse Greensteintől) megtanulták az asztrofizika alapjait, 1949 nyarán Sandage-t kiválasztották arra, hogy asszisztálhatott Hubble mellett a legújabb projektjében, melynek során a tér görbületének meghatározásából akart a Világegyetem végső sorsára következtetni.
A munka során Sandage egyelőre nem került kapcsolatba az 5 m-es Hale-távcsővel, mert annak, mint a nagy távcsöveknek általában, nagyon kicsi volt a látómezeje. Az ilyen távcsövek kitűnően alkalmasak az égbolt kicsiny területét elfoglaló, halvány objektumok vizsgálatára, azonban nem lehet velük egyetlen fényképezőlemezen az égbolt nagy területét megörökíteni. Az ilyesfajta átfogó vizsgálatok legmegfelelőbb eszköze egy másik távcsőtípus, az észt Bernhard Schmidt által az 1930-as években feltalált Schmidt-kamera. A Palomar-hegyen egy 48 inches (1,2 méteres) belépő nyílású Schmidt-távcső működött, amellyel egyetlen lemezre az égbolt negyven négyzetfok területű részét lehet lefényképezni. Összehasonlításképpen megjegyezzük, hogy a hagyományos távcsövek látómezeje jellemzően fél fok (harminc szögperc) átmérőjű. A Schmidt-távcsővel galaxisok ezreit lehetett lefényképezni, ráadásul sok korábbi felvétel már eleve rendelkezésre állt. Ehhez a munkához nem kellett az 5 m-es távcsővel elérhető összes galaxis vöröseltolódását megmérni, Hubble ugyanis abból indult ki, hogy a halványabbnak látszó galaxisok nyilván távolabb vannak. Remélte, hogy a Palomar-hegyi Schmidt-távcsővel végzett korábbi kutatások eredményeit is felhasználva ezzel megtalálhatja a kulcsot a Világegyetem sorsának felderítéséhez.
Ha a tér a már korábban leírt módon sík szerkezetű lenne, akkor az észlelőt körülvevő bármekkora térrészben térfogategységenként átlagosan ugyanannyi galaxisnak kellene lennie. Olyan ez, mintha egy sík vidéken lévő erdőben állnánk, és megszámolnánk, hogy a minket körülvevő egyre nagyobb körökön belül hány fa található. Arra számítunk, hogy a 200 négyzetméter területű körben kétszer annyi fát tudunk összeszámlálni, mint a 100 négyzetméter területűben. Ha viszont a téridő görbült (ami a hegytetőn vagy egy völgy fenekén növő erdő megfelelője lehet), akkor a vártnál több vagy kevesebb fát látunk, amint egyre távolabbra nézünk.
Végső soron Hubble azt tervezte, hogy ilyen módon az 5 m-es távcső segítségével megméri a Világegyetem távoli vidékeinek görbületét, amihez nem kellett mást tennie, mint a Világegyetem meghatározott tartományain belül összeszámlálni a galaxisokat, ugyanúgy, ahogy hasonlatunkban megszámoltuk a fákat. A kapott adatokat azonban össze kellett hasonlítania a közeli környezetünkben található galaxisok számával, ennek kellett a kiindulópontnak lennie, amihez minden más adatot viszonyítani tud. Így legelőször környezetünk galaxissűrűségét kellett nagyon pontosan meghatároznia. Ez az a pont, ahol Sandage és a Schmidt-távcső színre léphetett. A Bart Bok-féle kutatásban Sandage már jártasságot szerzett a különböző fényességű csillagok összeszámlálásában, ezért elég magától értetődően rá esett a választás, amikor össze kellett számolni a Palomar-hegyen korábban exponált Schmidt-lemezeken található, különböző fényességű galaxisokat. Ezáltal lehetett megkapni a továbblépés szempontjából kulcsfontosságú adatot, nevezetesen a galaxisok számát a Tejútrendszer környezetében. Sandage éppen csak belelendült a munkába, amikor 1949 júliusában Hubble szívrohamot kapott, ezért orvosa a felépüléséig eltiltotta a hegytől. A projektet addig félretették, Sandage-t pedig (évfolyamtársával, Halton Arppal együtt) átküldték a Wilson-hegyre, hogy az akkor már elismert szaktekintélynek számító Walter Baade-től észlelni tanuljanak. (Véletlenül a Világegyetem szerkezete oly közel áll a síkhoz, hogy sem Sandage, sem más észlelők az elmúlt fél évszázadban tett hősies erőfeszítései ellenére még ma sem lehet pusztán az efféle galaxisszámlálások eredményei alapján eldönteni, hogy a Világegyetem nyílt, zárt vagy pontosan sík-e.)
A Wilson-hegyen Sandage és Arp a gömbhalmazok fényképezésébe és egyes csillagaik fényének elemzésébe kapcsolódott be. A két hallgató először a 60 inches távcsővel kezdett észlelni, amely jó harminc évvel korábban még a világ legjobb távcsöve volt, akkorra azonban már csak a kezdők szárnypróbálgatásaira tartották kiválóan alkalmasnak. Akárhogy is, a távcsővel azért még mindig komoly kutatómunka is folyt (sőt a műszert még napjainkban, az 1990-es évek végén is használják). Később hozzájutottak a 100 incheshez is. Sandage mindkét műszerrel kitűnő megfigyelőnek bizonyult. A gömbhalmazokkal és a csillagok fizikájával kapcsolatban végzett munkája képezte nemsokára doktori értekezése alapjait. Sandage volt az, aki 1952-ben az M3 gömbhalmaz vizsgálata alapján felismerte a fősorozat elfordulásának jelenségét, ami hamarosan kulcsfontosságú módszernek bizonyult a gömbhalmazok korának megállapításához (lásd a második fejezetben).
1950-ben, doktori értekezésének készítésével párhuzamosan Sandage Hubble asszisztense lett, és megkezdte az 5 m-es távcsővel a Hubble által korábban eltervezett, de betegsége miatt félbeszakadt program végrehajtását. Hubble egymaga már nem tudta befejezni a munkát (annak ellenére, hogy ismét feljárhatott a hegyre, sőt 1950 októberétől kezdve észleléseket is végezhetett). Izgalmas időszak volt ez a csillagvizsgáló történetében. Baade akkor végezte azokat az észleléseit, amelyek nyomán eljutott a távolságskála revíziójához. Humason, aki bevezette Sandage-t az 5 m-es használatának rejtelmeibe, 1951-ben már 60 éves volt, és továbbra is a vöröseltolódások mérésével foglalkozott. Minden korábbi rekordot megdöntött, már a fénysebesség egyötödénél gyorsabban száguldó galaxisokat is talált. Végül Sandage, a frissen végzett egyetemi hallgató Hubble munkáját folytatta, és olyan változócsillagokat keresett a távoli galaxisokban, amelyek kapaszkodót jelenthettek a távolságskála kiterjesztéséhez a Világegyetem korábban még senki által sem látott mélységei felé.
1952-ben, amikor Sandage már csaknem teljesen befejezte a disszertációját (a doktori címet 1953-ban kapta meg), segédcsillagászi állásajánlatot kapott az obszervatóriumtól. Elfogadta az ajánlatot, de nyomban egy évet Kaliforniától távol töltött. Princetonban, Martin Schwarzschild mellett dolgozott, ahol azt próbálták kideríteni, hogy a gömbhalmazok fősorozata eltérülésének felfedezése milyen hatással van a csillagfejlődés részletesebb megismerésére. A munkájukhoz használt számológépek a valóságot kissé megszépítő elnevezésük ellenére alig voltak többek egyszerű, mechanikus összeadógépeknél. Mégis nekik sikerült első ízben kiszámítaniuk, hogyan fejlődik egy Naphoz hasonló csillag a fősorozaton töltött élete alatt, sőt még a meghatározott tömegű csillagok vörös óriássá alakulásának részleteit is kidolgozták. Megállapították, hogy az M3 fősorozatában felfedezett elterülés valamivel több mint hárommilliárd éves életkornak felel meg. Amikor azonban egy csillag elhagyja a fősorozatot, helyzete sokkal bonyolultabbá válik, túlságosan bonyolulttá ahhoz, hogy az abban az időben rendelkezésre álló „számológépek” segítségével modellezni lehetett volna a lejátszódó folyamatokat. Idáig lehetett tehát eljutni a munkában, ezért Sandage visszament Kaliforniába és elfoglalta új állását.
Alig tért vissza Kaliforniába (ahol úgy volt, hogy a gömbhalmazokkal és a csillagfejlődéssel kapcsolatban megkezdett munkáját folytatja), amikor 1953 szeptemberében Hubble-t szélütés érte és meghalt. Új programja, a kozmológiai célú galaxisszámlálás éppen csak elkezdődött, és addig még senki sem ért rá arra, hogy az eredményeket a Baade által módosított távolságskála szerint megváltoztassa. A Hubble által megkezdett munka folytatása Sandage öröksége lett, bár ő korábban arra számított, hogy a csillagfejlődést fogja kutatni. Később minderről a következőképpen számolt be Alan Lightman tudománytörténésznek:
Roppant felelősség nehezedett rám, hogy folytassam a távolságskálára vonatkozóan megkezdett munkát. Ezt még ő kezdte el, de én voltam a megfigyelő, így az eljárás általa kidolgozott minden apró részletét ismertem. Walter Baade felfedezte a távolságskála hibáját. Világos volt, hogy ha mindent ennek megfelelően korrigálunk, az 15-20 évbe telik. Abban az időben már tudtam, hogy ehhez tényleg ennyi időre van szükség. Ezért azt mondtam magamban: „Ez az amit tennem kell!” Ha nem lettem volna ott, akkor abban az időszakban senki más nem csinálta volna ezt meg. Nem volt más távcső, és azt pedig csak 12 ember használta, akik közül senki más nem vett részt ebben a programban. Bizonyos mértékig tehát felelősnek éreztem magamat azért, hogy elvégezzem ezt a munkát.
Az 1950-es években Sandage elhatározta, hogy újra kalibrálja Hubble távolságméréseinek minden egyes, egymásra épülő lépését. Emlékezzünk csak vissza, hogy ezek a lépések olyan megfigyeléseken alapultak, mint például a legfényesebb csillagok átlagos fényessége, egy adott galaxistípusban található legfényesebb gömbhalmazok, a galaxishalmazokban található legfényesebb galaxisok átlagos fényessége és így tovább. Ráadásul mindezen észleléseken még további terhet jelentett, hogy a világűrben található por fénygyengítő hatását is figyelembe kellett volna venni (nemcsak a Tejútrendszeren belül, hanem a vizsgált galaxisokban is).
Minden egyes Sandage által végrehajtott korrekció csökkentette a Hubble-állandó értékét. 1958-ban Sandage rábukkant a legnagyobb hibára a Hubble által használt távolságlétrában (jóllehet, ez nem Hubble hibája volt, ő ugyanis a 100 inchessel minden tőle telhetőt megtett, Sandage viszont a 200 inchessel dolgozott). Minden efféle munka kulcsfontosságú lépése a Virgo csillagkép irányában látszó (de annak csillagainál sokkal messzebb fekvő), és ezért Virgo-halmaznak nevezett nagy galaxishalmaz távolságának megállapítása. Az Andromeda-köd és a két Magellán felhő (a Tejútrendszerrel együtt) a Lokális rendszernek nevezett kis galaxiscsoport tagjai. Bár az ide tartozó objektumok távolságának meghatározása a cefeidák és a szupernóvák fényességének kalibrációja szempontjából kritikus jelentőségű, mindez a vöröseltolódás-távolság összefüggést illetően semmit nem jelent, hiszen a Lokális rendszer tagjait a gravitáció tartja össze. (Ennek következménye, hogy az Andromeda-köd, mint láttuk, ténylegesen közeledik felénk, ezért fénye nem vöröseltolódást, hanem kékeltolódást mutat.) A Világegyetem nagy léptékű szerkezetére vonatkozóan csak a Lokális rendszer egészéhez viszonyított vöröseltolódások tudnak bármit is elárulni.
A Virgo-halmaz legalább 2500 azonosított galaxisból áll, melyek kétharmada spirál. Ez a halmaz elég távol van, ugyanakkor elég gazdag a legkülönfélébb objektumokban ahhoz, hogy a halmazra kalibrálni lehessen a hosszabb távon is működő távolságmérési módszereket (például az egyes galaxisok fényességén alapuló becslést). Kiderült azonban, hogy néhány égitest, amelyet Hubble a Virgo-halmaz egyes galaxisaiban lévő fényes csillagokként azonosított, valójában nem csillag, hanem nagy és forró gázfelhő (úgynevezett HII zóna), amelyekbe számos fényes csillag ágyazódik be. A HII zónák sokkal fényesebbek, mint az egyedi csillagok, így a Hubble által feltételezettnél sokkal messzebb kell lenniük ahhoz, hogy olyan halványnak látsszanak, mint amilyeneknek a földi távcsövekben tűnnek. Így tehát a Virgo-halmaz, a Világegyetem távoli vidékei felé vezető út első mérföldköve, sokkal messzebb van, mint azt Hubble feltételezte. Ezért minden más kozmikus távolságot, amelyet a Virgo-halmazhoz viszonyítva határoztunk meg, ennek megfelelően módosítani kell. Mindezt a módosítást természetesen a távolságskála Baade-féle revízióján felül kell elvégezni, hiszen az az Andromeda-ködtől kiindulva minden annál távolabb fekvő objektum távolságát megnövelte, beleértve természetesen a Virgo-halmazt is.
Az 1950-es években a Sandage által elvégzett korrekciók következtében az évtized végére a Hubble-állandó értéke a megszokott mértékegységben kifejezve 75-re csökkent. A korrekciók közül a legjelentősebbet a HII zónák egyedi csillagokként történt téves azonosítása okozta. Sandage aggályosan becsületes észlelő volt, ezért megpróbálta a számításai során használt összes módszer minden megmaradt hibalehetőségét figyelembe venni. Összességében arra a következtetésre jutott, hogy eredménye csak egy kettes faktor erejéig pontos. Más szavakkal ez azt jelenti, hogy a 75-ös érték csak „legjobb becslésnek” tekinthető, valójában a Hubble-állandó értéke 38 és 150 között bármekkora lehet. Virginia Trimble amerikai csillagász, aki alaposan áttanulmányozta a Hubble-állandó vizsgálatának történetét, 1996 végén kijelentette, hogy hosszú ideig az maradt az „utolsó reális hibahatár” és mind a mai napig „az utolsó teljes mértékben vitathatatlan” érték.
A Hubble-állandó értékéről és a Világegyetem koráról hosszú időn keresztül folyó vita csírái már akkor felbukkantak, amikor Sandage publikálta tisztességes becslését. Más csillagászok, akik nem juthattak hozzá az 5 m-es távcsőhöz, viszont élvezhették az 1950-es évek technikai fejlődésének más áldásos hatásait, ugyancsak megpróbáltak bizonyos részleges korrekciókat végrehajtani a Hubble-féle távolságskálán, ők azonban nem tudtak a Sandage által számításba vett összes tényező hatásával számolni. Mindenkinek az volt a meggyőződése, hogy az ő számértéke a legjobb, de a különböző kutatóknak eltérő elképzelésük volt például az extinkció hatásáról. Így aztán az 1960-as évek elejére a Hubble-állandóra Sandage által kapott érték mellett további becslések is léteztek. Az egyik szerint az álladó értéke 143 és 227 között van, míg két további szerző 125±5, illetve 134±6 értéket adott meg. Mai szemmel nézve a két utóbbi becslés hibahatára nevetségesen kicsi (amit a cikkek szerzőin kívül senki nem is vett komolyan már akkor sem). Sandage azonban olyan becsületesen nagy hibahatárt adott meg, hogy úgy tűnhetett, mintha mindezek a becslések átfedésben lennének egymással.
Sandage nagy tekintélye és az 5 m-es távcső teljesítőképessége azonban befolyással volt a vélemények alakulására, és az 1960-as évek elején a legtöbb kozmológus az egyszerűség kedvéért, ökölszabályként a H értékére a kerek 100-at kezdte elfogadni[1]. Ez részben annak a természetes törekvésnek is köszönhető, hogy hajlamosak vagyunk a különböző szerzők által kapott értékeket átlagolni (ami természetes ugyan, de tudományos szempontból kifogásolható, mert ezt csak akkor szabadna megtennünk, ha bizonyosak vagyunk benne, hogy az átlagolt értékek egyformán megbízhatóak). Közrejátszott az érték elfogadásában a „kerek számok” iránt érzett ösztönös vonzódásunk. Számomra azonban mindig úgy tűnt, hogy a 100 valamilyen pszichológiai határt jelentett, hasonlóan ahhoz, ahogy az ésszerűnél nagyobb jelentőséget tulajdonítunk annak, hogy egy árucikk ára 100 forint vagy csak 99. Maga Hubble is egy háromjegyű számmal állt elő, hiszen legelőször 525-öt adott meg H-ra. A Hubble-ra mint mindenhatóra tekintő kozmológusok számára már az is éppen elég aggasztó volt, hogy ezt az értéket egészen 100-ig kellett csökkenteni. A szám kétjegyűvé (akár csak 95-re) redukálása azonban – még Hubble örökségétől függetlenül is – pszichológiailag elviselhetetlen lépés lett volna.
Nagyjából ez volt a helyzet, amikor az 1960-as évek közepén csillagászatot kezdtem tanulni. Abban az időben a legtöbb kozmológus egyszerű ökölszabályként a H=100 értéket használta, jórészt azért, mert a kerek számmal könnyű volt számolni. Akkoriban azonban már nem tekintették ezt az értéket kőbe vésettnek, és akkor sem lettek volna túlságosan boldogtalanok, ha mondjuk kiderül, hogy H=50 (valójában Sandage H=75-ös becslése még érvényben volt, hibahatárát azonban sikerült ±25-re leszorítani). Eltekintve mindennek a Világegyetem korával való kapcsolatától, a Hubble-állandóra elfogadott tartomány különösen érdekes Eddington előrelátó megjegyzésének a fényében, amit a Tejútrendszer méretére vonatkozóan tett. A tartomány alsó határa közelébe eső H érték esetén az extragalaktikus spirálok kellően távolra kerülnének ahhoz, hogy maga a Tejútrendszer csak egy átlagos méretű spirálgalaxis legyen. Ha viszont H a tartomány felső határa közelébe esik, akkor a galaxisok mind közelebb tolódnak hozzánk, ami azt jelenti, hogy szisztematikusan kisebbek a Tejútrendszernél, pontosabban a Tejútrendszer kétszer akkora, mint egy átlagos spirálgalaxis.
Bizonyos szempontból ez a tény sokkal aggasztóbb, mint az Eddingtonnak fejtörést okozó vélekedés, miszerint a Tejútrendszer a kontinens a szigetek között. Ha valóban a Tejútrendszer lenne az egyetlen óriási méretű galaxis a Világegyetemben, akkor meglehetősen valószínű lenne, hogy éppen ebben élünk, hasonlóan ahhoz, hogy ha egy véletlenszerűen kiválasztott skót lakóhelye felől érdeklődünk, akkor valószínűbb, hogy a fő szigeten lakik, mintsem a part menti kis szigetek valamelyikén. Ha viszont a Tejútrendszer a legnagyobb ugyan a környezetében, de csak alig valamivel nagyobb a társainál, akkor meglehetősen különösnek tűnik, hogy éppen ez a galaxis az otthonunk. Lényegében ez a földi középszerűség elveként ismert gondolatmenet, amely szerint semmilyen szempontból sem foglalunk el kitüntetett helyet a Világegyetemben. Ha van ennek az érvelésnek valami alapja, akkor valószínűleg egy többé-kevésbé átlagos méretű galaxisban kell élnünk, amely talán egy kicsit nagyobb vagy valamivel kisebb az átlagosnál, de semmiképpen nem a legnagyobb vagy a legkisebb. Ez a fajta érvelés és a belőle egyszerű logikával levonható kozmikus következtetések számomra, naiv egyetemista számára felettébb szimpatikusak voltak. Ezért – Eddington érvelésével a hátam mögött – gyakran érveltem amellett, ha a kérdés szóba került, hogy „természetesen” H-nak közelebb kell lennie 50-hez, mint 100-hoz. Senki sem törődött ezzel különösebben (legalábbis a csillagászok azon szűk körében, akikkel akkor kapcsolatban álltam), leginkább azért nem, mert nem alakult ki tényleges vita arról, hogy az elfogadott tartományon belül hol helyezkedhet el a H tényleges értéke. Akkoriban (1966 és 1967 körül) az volt az általánosan elfogadott vélekedés, hogy az észleléseknek egyre pontosabbaknak kellene lenniük, és akkor az értéket is pontosabban lehetne meghatározni. Mindez nagyon derék dolog lenne, de nem kell különösebben izgatni magunkat miatta. A dolgok azonban nem így működtek.
Bár az 1960-as évek végén eltávolodtam a csillagászati kutatástól a tudományos újságírás irányába, továbbra is figyelemmel kísértem a kozmológia fejleményeit. Nagyon örültem, amikor Sandage és munkatársai némileg csökkentették saját H értékükre vonatkozó becslésüket, miközben számottevően redukálták a hibahatárt is – pontosan úgy, ahogy arra a nyugodt tempójú fejlődéshez számítani lehetett. Felettébb megzavart viszont, hogy ugyanakkor a csillagászok egy másik csoportja a H sokkal nagyobb (100 körüli) értéke mellett kezdett síkraszállni, miközben ugyancsak azt állították, hogy becslésük hibahatárát csökkenteni tudták. Az 1970-es évek végére két egymással nyilvánvalóan szemben álló iskola alakult ki, az egyik szerint H értéke 50 közelében, a másik szerint 100 közelében volt. Ráadásul mindegyikük olyan hibahatárt adott meg, ami teljességgel kizárta a másik csoport által favorizált érték elfogadhatóságát. Ebből az alapállásból kiindulva a következő jó húsz év alatt a csillagászok új módszereket dolgoztak ki a Hubble-állandó mérésére. Némelyik ezek közül a hagyományos, a cefeidákon alapuló távolságlétrától teljesen függetlenül működik. Mások a legközelebbi galaxisok távolságának meghatározására továbbra is a cefeidamódszert használják, erről viszont egyetlen ugrással térnek át a Világegyetem nagy léptékű szerkezetének tanulmányozására. Eközben a köd fokozatosan felszállt, és ismét divatba jöttek a korrekt hibahatárok. Minden korábbinál világosabbá vált, hogy – a H pontos értékétől függetlenül – az új módszerek egybehangzóan valami igazán fontos dolgot árulnak el Világegyetemünk természetéről.
Az ellentmondástól a megegyezésig
A Világegyetem tényleges tágulási sebességének – tehát a Hubble-állandó értékének – kiszámításával kapcsolatban a legnagyobb problémát az jelenti, hogy ha hozzá akarunk férni a Világegyetem nagy léptékű szerkezetéhez, akkor át kell verekednünk magunkat a helyi hatások ingoványán. Nincs értelme például úgy kiszámítani H értékét, hogy megmérjük az Andromeda-köd távolságát, majd ezt összehasonlítjuk az Andromeda-köd vöröseltolódásával. Ebben az esetben az Andromeda-köd helyi, térbeli mozgása a galaxisok Lokális rendszeréhez tartozó objektumok gravitációs hatására, valamint a mi elmozdulásunk a Tejútrendszer középpontjához viszonyítva, együttesen azt eredményezi, hogy az Andromeda-köd színképében vöröseltolódás helyett kékeltolódást tapasztalunk. Az Andromeda-köd egyetlen haszna a H értékének meghatározása szempontjából, mint láttuk, az, hogy a cefeidák vizsgálata alapján nagyon pontosan ismerjük a távolságát, ezért a benne látható egyéb objektumok, például HII zónák vagy gömbhalmazok fényességét pontosan tudjuk kalibrálni.
Csaknem ugyanilyen rosszul áll a szénánk a Virgo-galaxishalmaz esetében is, amelyik a következő mérföldkő a Világegyetem nagy léptékű jelenségei feltárása felé vezető úton. Az első problémát a halmaz tőlünk mért távolságához viszonyított mérete jelenti – tulajdonképpen olyan nagy, hogy nehéz pontosan megállapítani, milyen messze van. A Virgo-halmaz olyan, mint valami hatalmas méhraj, melynek tagjai mind mozognak egymáshoz képest (és természetesen a raj középpontjához képest). Ahogy a méhraj egésze mozog a levegőben, úgy távolodik tőlünk összességében a Virgo-halmaz a tér tágulása folytán. Ha meg akarjuk mérni a Virgo-halmaz távolságát, akkor nem tudunk mást tenni, mint megmérjük néhány kiszemelt galaxis (méhecske) távolságát. Sajnos nem ez a raj az egyetlen dolog, amivel törődnünk kell, hiszen néhány elkóborolt „méhecske” közöttünk és a raj között röpköd, míg mások jóval messzebb tartózkodnak a rajnál, de pontosan ugyanabban az irányban. Tehát még ha nagyon pontosan meg is tudjuk mérni egy kiszemelt galaxis távolságát, akkor is nagyon nehezen tudunk megbizonyosodni afelől, hogy valóban a rajhoz tartozik-e.
Tovább bonyolítja a helyzetet, hogy a hozzánk közelebbi galaxisoknak könnyebb megmérni a távolságát. Egyszerűbb tehát a Virgo-halmaz hozzánk közelebb oldalán elhelyezkedő galaxisok távolságát megmérni. Ha nem vagyunk elég körültekintőek a mérési eredmények értelmezésekor és az átlagérték kiszámításakor, akkor könnyen előfordulhat, hogy a halmazt a valóságosnál közelebb lévőnek gondoljuk. A ténylegesen a Virgo-halmazhoz tartozó galaxisok távolságai közül a legkisebb értékek 17 megaparszek körüliek. Ezzel szemben a legnagyobb távolság, ahol még bizonyíthatóan a Virgo-halmazhoz tartozó galaxist találtunk, mintegy 25 megaparszek. Ebből és más bizonyítékokból arra következtethetünk, hogy a halmaz középpontja hozzávetőlegesen 21 Mpc távolságra lehet tőlünk (semmi esetre se tekintsük azonban ezt a számot kőbe vésettnek, a kutatók még ma is vitatkoznak rajta).
Ha elfogadjuk a 21 Mpc-et a Virgo-halmaz „távolságaként”, és feltételezzük, hogy pontosan ilyen messze vannak tőlünk a halmaz mindazon tagjai, amelyeknek nem tudjuk közvetlen módszerekkel megmérni a távolságát, akkor számításaink során ±4 Mpc hibát véthetünk. Márpedig 21 Mpc távolságban ez 20 százalékos hibának felel meg. Amikor tehát a Virgo-halmazra vonatkozó statisztikai eljárással kalibrálni akarjuk a nagyobb távolságban is használható távolságindikátorainkat (például a teljes galaxisok összfényességét), akkor egyenleteink hátterében ilyen hatalmas hiba bújik meg.
A nehézséget nem az okozza, hogy a Virgo-halmaz ilyen nagy, hanem az, hogy ilyen közel van. Természetesen közel kell lennie ahhoz, hogy bármely galaxisának távolságát megállapíthassuk az Andromeda-köd tanulmányozása révén kalibrált, viszonylag rövid hatótávolságú módszereink valamelyikével (az eljárást más galaxishalmazok esetében is alkalmazzák, de a méréseket elkerülhetetlenül ilyen jellegű hiba terheli). Ha egy a Virgo-halmazhoz hasonló méretű (8 Mpc átmérőjű) halmaz 100 Mpc távol lenne tőlünk, akkor az egyes galaxisok távolságának megmérésekor fellépő ±4 Mpc bizonytalanság nem 20, hanem csak 4 százalékos hibát jelentene. Sajnos ebben az esetben viszont semmilyen távolságot nem ismernénk, mert a 100 Mpc-re lévő halmaz túlságosan messze lenne ahhoz, hogy az Androméda-ködben kalibrált távolságindikátoraink bármelyikét is fel tudjuk fedezni a halmaz galaxisaiban.
Egy további problémával is szembe kell néznünk, ha H-t a Virgo-halmaz segítségével közvetlenül akarjuk megmérni. A halmazhoz tartozó egyes galaxisok vöröseltolódása csak nagyon megbízhatatlanul feleltethető meg a kozmológiai vöröseltolódásnak. Először is bizonytalanságot okoz, hogy az egyes galaxisok egymáshoz és a halmaz középpontjához képest mozognak, éppúgy, ahogy a Lokális rendszeren belül az Andromeda-köd is viszonylag nagy sebességgel felénk tart. Valójában a Virgo-halmaz galaxisai közül csak néhánynak ismerjük meglehetősen pontosan a távolságát (elsősorban a szupernóvamódszernek köszönhetően). Az egyik ezek közül 25 Mpc távolságban (tehát a halmaz tőlünk távolabbi oldalán) található, vöröseltolódása viszont meglepően alacsony. Feltételezhetően azért, mert a halmaz középpontja felé esik, vagyis a halmazon belül éppen felénk mozog, ami részben kompenzálja a kozmológiai eredetű távolodásából adódó vöröseltolódását. Ha az egész galaxishalmaz hiteles vöröseltolódását akarjuk megállapítani, akkor meg kell mérni a halmaz nagyon sok tagjának vöröseltolódását (ez nem túl nehéz feladat), majd ezeket átlagolni kell. Ha azonban nem ismerjük minden egyes galaxis távolságát, akkor nem lehetünk bizonyosak abban, hogy nem csupán, a halmaz hozzánk közelebbi oldalán lévő galaxis vöröseltolódását mértük meg, ami teljesen eltorzítaná mérésünk eredményét.
És ez még nem minden. Minthogy meglehetősen közel vagyunk a Virgo-halmazhoz, a Tejútrendszer (és az egész Lokális rendszer) mozgását befolyásolja az óriás galaxishalmaz gravitációs vonzása. A tér tágulása miatt folyamatosan távolodunk a Virgo-halmaztól, ezért annak minden galaxisa vöröseltolódást mutat. Ezzel egy időben azonban folyamatosan zuhanunk a Virgo-halmaz felé, annak gravitációs vonzása miatt. A legszemléletesebb hasonlatként gondoljunk egy emberre, aki a fölfelé haladó mozgólépcsőn lefelé akar menni. A Lokális rendszer felel meg a mozgólépcsőn a lépcső aljánál fekvő Virgo-halmaz irányába lépegető embernek. A lépcsőfokokhoz képest tényleg lefelé megyünk. Eközben azonban a mozgólépcső fölfelé visz minket, méghozzá gyorsabban, mint ahogy a lépcsőfokokhoz képest lefelé haladunk, így összességében nő a lépcső aljától mért távolságunk, bár kétségtelenül nem olyan gyorsan, mintha mozdulatlanul állnánk a lépcsőn. A csillagászok még ma is vitatkoznak, mekkora lehet a „Virgo-centrikus zuhanásunk” sebessége, a legtöbben a 200-300 kilométeres másodpercenkénti sebesség környékére eső száguldás mellett érvelnek. A Virgo-halmaz átlagos vöröseltolódására vonatkozó legjobb becslések szerint (a felsorolt figyelmeztetések mellett) a halmaz mintegy 1000 kilométeres másodpercenkénti sebességgel mozog a galaxisok Lokális rendszeréhez képest. Következésképpen a halmaz kozmológiai eredetű vöröseltolódása (ami emlékezzünk csak vissza, nem a Doppler-eltolódás, hanem a tér megnyúlása miatt lép fel) 1200-1300 km másodpercenként, amelyből mintegy 25 százaléknyi részt kiegyenlít a halmaz felé esésünkből következő Doppler-eltolódás. Valóságosan is a Virgo-halmaz felé esünk tehát, a tér gyorsabb tágulása miatt mégis egyre messzebb kerülünk tőle.
Mindezen bizonytalanságok mellett mi lehet a Virgo-halmaz haszna H meghatározásában? Az Androméda-ködhöz hasonlóan azért hasznos, mert a segítségével olyan objektumok fényességét tudjuk kalibrálni, amelyek azután ugródeszkaként használhatók a Világegyetem távolabbi régióinak eléréséhez. A Virgo-halmazt például oly rengeteg galaxis alkotja, hogy segítségükkel fogalmat alkothatunk a galaxisok különböző típusainak átlagos fényességéről. Ezután megkereshetjük a sokkal távolabbi galaxishalmazok ugyanilyen típusú galaxisait, és összehasonlíthatjuk látszó fényességüket a Virgo-halmaz ugyanilyen típusú galaxisainak látszó fényességével. Ezután már továbbléphetünk a Világegyetem mélységei felé, mert távolságindikátorként (legalábbis hozzávetőlegesen) az egész galaxishalmazt fel tudjuk használni.
Az eljárás alkalmazásával a sokkal távolabbi galaxishalmazok távolságát a Virgo-halmazéhoz viszonyítva kapjuk meg. Megállapíthatjuk tehát, hogy a távolabbi halmaz mondjuk ötször vagy tízszer olyan messze van, mint a Virgo-halmaz. Továbbra is bizonytalanságot jelent, hogy nem ismerjük pontosan a Virgo-halmaz középpontjának a távolságát. Most viszont már joggal reménykedhetünk abban, hogy ez a távoli galaxis elegendően messze van ahhoz, hogy kozmológiai eredetű vöröseltolódásához képest elhanyagolhatóan kicsik a halmaz egyes tagjainak térbeli mozgásából (és a mi magunk mozgásából) eredő korrekciók. A másodpercenként néhány száz kilométeres sebességet potenciális hibaforrásként figyelembe kell venni, amikor pár ezer kilométeres másodpercenkénti sebességű kozmológiai vöröseltolódással van dolgunk, hiszen a relatív hiba elérheti a 20 százalékot. A tízszer távolabb lévő halmaz kozmológiai vöröseltolódása viszont már a 10 000 km/s nagyságrendjébe esik, ezért az említett nagyságú véletlenszerű eltérések már legfeljebb csak 2 százalékos, nem pedig 20 százalékos hibát okoznak H meghatározásában.
Nem akarom az olvasót a Hubble-állandó gyakorlatban történő meghatározása minden lépésével részletesen megismertetni, csupán érzékeltetni szerettem volna azokat a nehézségeket, amelyekkel a munka folyamán még ma is meg kell küzdenünk. E nehézségek folytán alakulhatott ki az 1970-es évek végére két tábor, melyek egyike a H 100 körüli értéke mellett érvelt, míg a másik társaság az 50-hez közel eső érték mellett kardoskodott. Minthogy ma már világosan látjuk, melyik tábornak volt igaza, nem fogom részletesen ismertetni az érveket, amelyek a vita résztvevői számára roppant fontosak voltak, de valószínűleg a csillagászat történetével foglalkozó könyvekben nem érdemes rájuk túl sok szót vesztegetni. Ehelyett inkább azt szeretném valamivel részletesebben megvilágítani, miért merültek fel ezek az érvek, ez ugyanis jól rámutat azokra a nehézségekre, amelyekkel a kozmológusok szembekerültek, amikor megpróbálták a korábbinál pontosabban megmérni a Világegyetem különböző tulajdonságait.
Az 1950-es évek végére Humason és Baade egyaránt visszavonult (de az utókorra hagyták a távoli galaxisokat ábrázoló fotólemezek százait). Allan Sandage volt a Palomar-hegyen az egyetlen csillagász, aki kitartóan üldözte a tünékeny Hubble-állandót. Az összes lemez végigbogarászása és a cefeidák keresése túlságosan nagy munka volt egyetlen ember számára, ráadásul Sandage más kutatási témák iránt is érdeklődött (például a Világegyetem görbületének meghatározása, ami legalább ilyen megfoghatatlannak bizonyult). 1962-ben segítőtársként maga mellé vette Gustav Tammann svájci csillagászt, aki akkor 30 éves volt, de még nem fejezte be a PhD-disszertációját (mert fiatalabb korában érdeklődése egy ideig a jog felé fordult). Tammann 1963 februárjában érkezett a Caltechre. Elhatározta, hogy vállalva az unalmas munkát, összehasonlítja az ugyanazon galaxisokról különböző időpontokban készített felvételeket és megpróbál azokon változócsillagokat, mindenekelőtt cefeidákat és nóvákat találni.
Nagy halom adatot használtak, a fényképezőlemezeken alig észrevehető, halvány csillagokat tanulmányoztak, minden rendelkezésükre álló kalibrációs lehetőséget igénybe vettek, a lehető legjobb becslést próbálták adni a csillagközi fénygyengítésre. Sandage és Tammann lassan lopakodva kievezett a Világegyetem mindaddig ismeretlen vizeire. Egyik kulcsfontosságú mérésük a hozzánk legközelebbi, valóban nagyméretű spirálgalaxis, az M101 jelzésűként ismert óriás távolságának meghatározása volt (az M101 véletlenül éppen a Nagy Medve csillagkép, azaz a Göncölszekér irányában látszik, ám annak csillagainál jóval messzebb található). Arra gyanakodtak, hogy minden, az M101-hez hasonló, óriási spirálgalaxis ugyanolyan fényes lehet. Ha tehát meghatároznák az M101 távolságát és valódi fényességét, akkor a hasonló óriásspirálok látszó fényességéből – azonos abszolút fényességet feltételezve – következtetni tudnának azok távolságára. Minden lehetséges égitesttípust megfigyeltek magában az M101-ben is, és az óriás körül keringő, kisebb kísérőgalaxisokban is. Mindezen bizonyítékok alapján az 1960-as évek végére a Hubble-állandóra 50-hez nagyon közeli értéket kaptak.
Ennek a munkának a gyökerei Hubble-ig és az 1920-as évek közepéig nyúltak vissza. Az első támadást az egész módszer ellen az 1970-es évek közepén Gérard de Vaucouleurs intézte, aki 1918-ban Franciaországban született, a hetvenes években azonban már Austinban, a Texas Egyetemen dolgozott. Valójában de Vaucouleurs az első lövéseket már valamivel korábban, még a teljes konfrontáció előtt leadta Sandage munkájára. Fő érdeklődési területe a galaxisok térbeli eloszlása volt. Ő volt az első csillagászok egyike, aki felismerte, hogy a galaxisok nem egyenletesen oszlanak el a Világegyetemben, hanem szuperhalmazokba és hatalmas, galaxisoktól mentes tartományokat körülölelő leplekbe tömörülnek. Az egész Világegyetem szerkezetét tehát leginkább valamilyen, óriásbuborékokból álló habhoz hasonlíthatjuk. Ennek egyik következménye az, hogy a galaxisok különleges eloszlása nagy léptékű hatást gyakorolhat mozgásukra. A nagy szuperhalmazok gravitációs hatása némely galaxisokat egyirányú áramlásra késztethet. A bizonyítékok ezen értelmezése szerint ezek az egyirányú, áramló mozgások eltorzítják a kozmológiai eredetű tágulás megnyilvánulását, és a Hubble-állandó értékének hibás becslését okozzák. De Vaucouleurs konkrétan azt is felvetette, hogy a Virgo-halmaz gravitációs hatása jelentős mértékű, ami megtévesztette Sandage-t és Tammannt, akik ezért sokkal kisebb H értéket kaptak ahhoz képest, ami valójában a Világegyetem egészére, vagyis a Virgo-halmaz befolyásán túli területekre fennáll.
De Vaucouleurs-t azonban nem csak az egyirányú áramlások aggasztották. Ahogy egyre jobban elmélyedt a kozmológia ezzel kapcsolatos kérdéseiben, egyre inkább arról győzte meg saját magát, hogy a Sandage és Tammann által a nyers adatokon a Hubble-állandó kiszámítása érdekében elvégzett korrekciók csaknem mindegyike hibás volt. Nemcsak az áramlásokat nem vették helyesen figyelembe, hanem például a csillagközi fénygyengítést vagy egyéb további tényezőket sem, amelyekre ugyancsak tekintettel kellett volna lenni. 1976 szeptemberében mindezt ki is fejtette egy a franciaországi Grenoble-ban tartott konferencián. De Vaucouleurs a konferencián kijelentette, hogy a Hubble-állandó helyes értéke 100, ezért a Világegyetem (egyebek között) csupán fele olyan öreg, mint ahogy az Sandage és Tammann becsléseiből adódott.
A sokszor elkeseredetté váló, szenvedélyes vita húsz éven keresztül tartott. Ma már tudjuk, hogy Sandage-nek és Tammann-nak mindvégig igaza volt, ez azonban nem csökkenti a vita jelentőségét. Nevezetesen, hogy maga a vita ténye arra ösztönözte az észlelőket, hogy újabb és újabb módszereket dolgozzanak ki a H mérésére. Nem kis mértékben ezeknek az új módszereknek (amelyek de Vaucouleurs kötekedése nélkül nem jöttek volna ilyen gyorsan létre) köszönhetően tudjuk ma már eldönteni, kinek volt igaza. De vajon miért tévedett de Vaucouleurs? 1995 tavaszán feltettem ezt a kérdést Tammann-nak, akinek a magyarázata szerint az egész ügy jobbára a Malmquist-féle torzulásnak nevezett jelenségre vezethető vissza. (A jelenség Gunnar Malmquist svéd csillagászról kapta a nevét, aki az 1920-as években asztrofizikai kutatásai közben figyelt fel rá.) Eszerint a távoli égitestek (például galaxisok) egy csoportjának átlagfényessége nagyobbnak látszik, ha a csoport messzebb van, mert ebben az esetben a csoport leghalványabb tagjai már nem látszanak, ezért figyelembe sem vehetőek. Tammann rámutatott, hogy hasonló érvelés igaz a Világegyetem nagyon távoli objektumainak fizikai méretére is, hiszen a legkisebbeket észre sem vesszük, így az átlagos méretet csak a nagyobbak alapján számítjuk, tehát az a ténylegesnél nagyobbnak adódik.
Tammann szavaival élve a Hubble-állandó értékére vonatkozó becslések eredményeiben az 1970-es évek közepe és az 1990-es évek közepe között megmutatkozó kettősség jól nyomon követhető az „optimisták” és a „pesszimisták” által használt kifejezésekben is. Az optimisták azt hiszik, állítja Tammann, hogy távolságindikátoraik csaknem tökéletesek, és csak nagyon kis „szórást” mutatnak (a szórás valamely tulajdonság, például a fényesség vagy a méret átlagostól való eltéréseit jellemző adat). Ez azt jelenti, hogy nem érzik szükségét annak, hogy figyelembe vegyék a Malmquist-torzulás hatását. „Vakon hisznek távolságadataikban, amelyeket valamilyen lokálisan kalibrált összefüggésből vezettek le. Ennek az az ára, hogy az általuk kapott H értékek általában a távolsággal nőnek.”
Másrészről a pesszimisták azt tartják, hogy „a legtöbb távolságindikátor meglehetősen vacak, vagyis jelentős belső szórást mutat”. Ennék értelmében minél távolabbra tekintünk a Világegyetemben, annál jobban eltorzítja katalógusainkat a nagyobb és fényesebb égitestek túlsúlya, tehát a kisebb és halványabb objektumok alulreprezentáltak. Ennek nyilvánvaló hatásaként a katalógusainkban szereplő égitestek közepes valódi fényessége a távolsággal arányosan nő. Az optimista, aki tagadja a szórás jelenlétét, nem fogadja el ezt a növekedést, ezért szisztematikusan kisebb távolságokat (és ennek megfelelően nagyobb H értékeket) vezet le. A történet végső csavarásaként Tammann rámutatott, hogy az évek során használt különböző távolságindikátorok mindegyike nagyjából ugyanakkora szórást mutatott, vagyis mindegyiket azonos mértékben torzította a Malmquist-jelenség. A válaszok tehát egymással összhangban voltak hibásak. Jól jegyezzük tehát meg (aminek már a cefeida távolságskála eredeti, Shapley-féle kalibrációjánál is tanúi lehettünk), hogy ha valami „konzisztens”, az még nem jelenti szükségszerűen azt, hogy „igaz” is. Végül, ami zene volt füleimnek, Tammann azt is hangsúlyozta (mintha legalábbis nem tudtam volna!), hogy „ha H 70-nél nagyobb, akkor tudomásul kell vennünk, hogy Tejútrendszerünk, és szomszédja az M31 (az Andromeda-köd) nagyobbak, mint bármely spirálgalaxis a Virgo-halmazban”.
Az alacsonyabb H érték másik következménye, hogy szükségtelen a nagy áramlási sebességeket segítségül hívni. A probléma egyáltalán nem is jelenik meg, mert sok bizonyíték szól amellett (lásd Az Ősrobbanás nyomában című könyvemben), hogy bár a fényes galaxisok buborékszerű térbeli eloszlást mutatnak, nagy mennyiségű láthatatlan, úgynevezett sötét anyag van jelen, ami a galaxisok közötti nagy üregeket is kitölti. Eszerint a tömeg eloszlása a Világegyetemben sokkal egyenletesebb, mint ahogy arra a fényes galaxisok eloszlása alapján következtetni tudunk. Ez egyúttal azt jelenti, hogy a gravitációs gradiensek nem olyan szélsőségesek, így az áramló mozgás nem olyan jelentős, amint azt csupán a fényes galaxisok megfigyelése alapján hihetnénk. A kérdés pesszimista megközelítésének elfogadása tehát semmilyen ellentmondást nem tartalmaz.
Ha így járunk el, akkor a vizsgált objektumok fényességének vagy méretének eloszlására vonatkozó mérések elemzésén alapuló statisztikus módszerekkel elvégezhetjük a Malmquist-féle torzulás kiküszöböléséhez szükséges korrekciót is. Csaknem pontosan húsz évvel azután, hogy de Vaucouleurs kiugrasztotta a nyulat a bokorból, 1996 májusában egy Baltimore-ban (Maryland, USA) tartott tudományos konferencián Tammann összefoglalta a pesszimisták álláspontját. A Virgo-halmazhoz viszonyított távolságmérés módszerével (ezáltal kiküszöbölve a Virgo-halmaz felé történő esésünk bárminemű hatását) a H értékére 54 ±4 km/s/ Mpc értéket kapott. Ugyanazon a konferencián azonban más csillagászok a H 70 fölötti értéke mellett álltak ki, részben a Virgo-halmaz néhány galaxisában a Hubble-űrtávcsővel végzett megfigyelésekkel talált cefeidák vizsgálatának fényében. (A Hubble-űrtávcsőről – a HST-ről – itt annyit kell megjegyezni, hogy főtükrének átmérője nagyjából akkora, mint a Hooker-távcsőé, azonban a korszerű, elektronikus detektoroknak és a földi légkör zavaró hatásától mentes észlelési körülményeknek köszönhetően teljesítőképessége sokszorosan felülmúlja amazét.)
Amint a következő fejezetben elmagyarázom, a Virgo-halmaznak a HST-vel végzett ez a korai megfigyelése indította el személyes részvételemet a vitában. Mindenesetre, ne felejtsük el az előbb említett számot, 54 ±4, amely lényegében a Hubble által elkezdett munka betetőzése. A kutatás során Hubble elképzelése nyomán lépésről lépésre építettük fel a kozmikus távolságlétrát, a Hyádoktól kiindulva a Tejútrendszerünkön keresztül a gömbhalmazok, a Magellán felhők, az Andromeda-köd és a Virgo-halmaz irányába, majd azon is túlra. Mielőtt részletesen beszámolnék annak a kutatócsoportnak a munkájáról, amelynek én is tagja lettem, megismertetem önöket néhány újabb módszerrel, amelyek ráébresztették a kozmológusokat, milyen jól írja le a Világegyetemet az Einstein-de Sitter-modell.
E módszerek egyike továbbra is a cefeida változócsillagokat használja, de az egész ügyet leegyszerűsítve egy lépéssel közelebb jut a Világegyetem nagyléptékű szerkezetéhez. Két további, ugyancsak nagyon jó (azaz stabil fizikai alapokon nyugvó) módszer mindegyike a H közvetlen meghatározását teszi lehetővé anélkül, hogy a cefeidaváltozókkal végzett bármiféle kalibrációra szükség lenne. Mostanáig mindkét módszer bizonytalannak számított, abban az értelemben, hogy a becslések során csak nagy hibával terhelten tudtuk megkapni az eredményt. Mindamellett a módszerek működtek. A negyedik módszert illetően, amelyről röviden említést teszek, nekem is kétségeim vannak, főként azért, mert az nem a fizika részleteiben is értett alapelveire támaszkodik.
Az első módszer, amelyet futólag már említettem, a távoli galaxisokban bekövetkező szupernóva-robbanásokat használja távolságindikátorként. A módszer kulcsa természetesen az, hogy kijelenthetjük-e teljes meggyőződésünkkel, hogy a módszer alkalmazásához felhasznált szupernóvák mindegyikének ugyanakkora a valódi fényessége. Ezenkívül, ha ez így van, ismernünk kell azt is, mekkora ez az abszolút fényesség. Ezután már gyerekjáték a távolságmérés, nem nehezebb, mintha az utca végén világító 100 wattos izzó távolságát látszó fényessége alapján akarnánk kiszámítani. Egészen a közelmúltig volt azonban ennek a megközelítésnek egy vágyakon és sejtéseken alapuló eleme. Először azonban a csillagászok azonosítani tudták a szupernóvák egy meghatározott osztályát (az úgynevezett 1a típusú szupernóvákat), amelyeknek tényleg pontosan egyforma a maximumbeli fényessége. Ezután a cefeidamódszerrel meg tudták határozni (nem kis mértékben a Hubble-űrtávcső használatával) jó néhány olyan galaxis távolságát, amelyekben a szupernóva-robbanásoknak ezt a típusát sikerült megfigyelni. Ezzel párhuzamosan kidolgozták az 1a típusú szupernóvákban a robbanás során végbemenő folyamatok részletes fizikai alapjait (a szupernóvarobbanásokat aszerint különböztetjük meg, milyen gyorsan fényesednek ki és halványodnak el, de az osztályozásnál figyelembe vesszük színüket, színképvonalaikat és más tulajdonságaikat is).
Minden szupernóva-robbanás akkor következik be, amikor egy többé-kevésbé közönséges csillag összeomlik és neutroncsillaggá alakul, vagyis olyan, csupán mintegy tíz kilométer átmérőjű anyaggömbbé, amelyben valamivel több anyag zsúfolódik össze, mint amennyi a Napot alkotja. Ez az anyag szó szerint olyan sűrű, mint az atommag. Egygyűszűnyi ilyen anyag (ha valamilyen csodás szerkezettel a Földre lehetne szállítani anélkül, hogy felrobbanna) annyit nyomna, mint a bolygónkon élő összes ember együttesen.
A szupernóva-robbanás során lényegében gravitációs energia szabadul fel. Ha egy a térben szabadon lebegő gázfelhő a saját súlya alatt összehúzódhat, akkor a felszabaduló gravitációs energia hatására belseje felforrósodik. Ez a csillagok születését eredményező folyamat. A gázfelhő belseje olyan forróvá válik, hogy beindulnak az atommag-reakciók. Az ezek által termelt hő stabilizálja a gáztömeget és ellenáll a további összehúzódásnak. Amint korábban már láttuk, a csillag élettartama során szinte pontosan ugyanakkora marad, miközben elégeti nukleáris tüzelőanyagát, vagyis a hidrogénkészletét héliummá és nehezebb elemekké alakítja. Amikor azonban kifogy a nukleáris tüzelőanyag, folytatódik az összeomlás. Ha elég nagy a csillag tömege (még élete végén is legalább néhányszor akkora, mint a Napé), akkor a magjának összeomlása egészen addig folytatódik, amíg neutroncsillaggá (sőt esetleg fekete lyukká) nem válik. Ez a szupernóva-robbanás, melynek során a felszabaduló energia szétszórja a csillag anyagának külső rétegeit a térben, miközben a csillag rövid ideig olyan vakító fénnyel világít, mint egy egész galaxis összes fősorozati csillaga együttvéve. Ez azonban nem az a fajta szupernóva-robbanás, ami a történetünk szempontjából érdekes a számunkra.
Ha egy csillag tömege élete végén csak körülbelül akkora, mint a Napé, akkor összeomlása nem tud egészen a neutroncsillag állapotig folytatódni. Ehelyett életét fehér törpeként fejezi be, vagyis olyan csillagként, amelynek tömege nagyjából ugyanakkora, mint a Napé, de a gömb hozzávetőlegesen csak Föld méretű. Önmagában egy ilyen csillaggal ettől kezdve már semmi érdekes nem történik, örökre megmarad ezen állapotában, bár sugárzása folytán energiát veszít és ezért lassanként kihűl. A csillagok többsége azonban nem magányos, hanem párosával vagy többes rendszerek tagjaiként léteznek. A kettős rendszerben létrejövő fehér törpe az árapályerők közreműködésével folyamatosan anyagot szív el kísérőcsillagától (különösen akkor, ha a kísérőcsillag fejlődése vége felé közeledve már elhagyta a fősorozatot és vörös óriássá vált). A kísérőcsillagról a fehér törpe felszíne irányába folyó anyagáramlás hatására a fehér törpe tömege folyamatosan nő, egészen addig, amíg egy bizonyos határon túllépve valaminek történnie kell.
Ez a kritikus pont az úgynevezett Chandrasekhar-határ (vagy Chandrasekhar-tömeg). Ez a fehér törpék által elérhető maximális tömeg, ha ennél nagyobb lenne a fehér törpe tömege, akkor saját súlya alatt összeomlana és neutroncsillaggá válna. A nagyon pontosan kiszámítható határ 1,4 naptömegnél van. Ami ennél nagyobb tömegek esetén történik, azt a kvantummechanika törvényei alapján nagyon pontosan ismerjük. Éppen ez az 1a típusú szupernóva-robbanás. A Chandrasekhar-határnál kisebb tömegű fehér törpe fokozatosan magába gyűjti a kísérőcsillagától elszívott anyagot. Tömege folyamatosan nő, egészen addig, amíg eléri a kritikus határt. Ekkor hirtelen bekövetkezik az összeomlás és az óriási mennyiségű energia felszabadulásával járó szupernóva-robbanás.
Az egészben az a gyönyörű, hogy a jelenség lefolyása független a kiinduló tömegtől. Egy dolog biztos, hogy a robbanás bekövetkeztekor a csillag tömege pontosan a Chandrasekhar-határnak megfelelő. Ezek szerint tehát az összes 1a típusú szupernóva pontosan ugyanúgy robban fel, és eközben ugyanannyi energia szabadul fel. Minden robbanásnak azonos az abszolút fényessége. Erre gondoltam, amikor azt állítottam, hogy ez a módszer nagyon szilárd fizikai alapokon nyugszik.
A HST áldásos tevékenysége előtt azonban – bár sok, távoli galaxisban felvillanó szupernóva látszó fényességét meg tudtuk mérni –, a nekik otthont adó galaxisok közül csak nagyon kevésnek tudtuk a cefeidamódszerrel közvetlenül megállapítani a távolságát. (A HST-t 1990-ben állították Föld körüli pályára, az ilyen jellegű vizsgálatokra azonban csak az optikai hibája 1993 decemberi kijavítását követően vált alkalmassá.) És – bármit állít is az elmélet – a módszert csak akkor lehetett megbízhatónak tekinteni és elfogadni, ha sok ilyen galaxis távolságát meghatározzuk, és bebizonyítjuk, hogy az 1a típusú szupernóvák csúcsfényessége valóban minden esetben azonos.
Egy kis kitérővel arra szeretnék rávilágítani, hogy milyen fontos lehet a kutatás szempontjából a legcsekélyebb információmorzsa is (ami egyúttal az észlelések pontos dokumentálásának és archiválásának fontosságát is hangsúlyozza). Egészen a közelmúltban, 1995-ben fontos adalékkal szolgált a Hubble-állandó meghatározásához egy kutató, aki átvizsgált egy felvételsorozatot, amely pontosan száz évvel korábban, 1895-ben készült, amikor még maga Hubble is csupán hatéves volt.
A lemezeken követhető volt egy szupernóva felvillanása és elhalványodása az NGC 5253 jelű galaxisban. A lemezek által szolgáltatott bizonyítékok alapján a csillag a szupernóvák 1a osztályába volt sorolható. A felfedezés az 1990-es évek közepén vált fontossá, mert 1994-ben Allan Sandage és munkatársai bejelentették, hogy a HST adatainak felhasználásával cefeidákat tudtak azonosítani az NGC 5253-ban. Ennek alapján a galaxis távolságát is meghatározták. Ekkor a Yale Egyetemen dolgozó Bradley Schaefer visszanyúlt az eredeti, tehát csaknem százéves felvételekhez. A legkorszerűbb kiértékelő műszerekkel vizsgálta meg a lemezeket. Pontosan megmérte a szupernóva látszó fényességét a lemezen látható többi csillaghoz képest, amelyek (a szupernóvával ellentétben) még ma is láthatóak és elemezhetőek. Ebből az egyetlen szupernóvából a Schaefer által kapott legjobb (legvalószínűbb) érték a Hubble-állandóra 51 ±7 volt. Minthogy az 1895-ös szupernóváról csak néhány felvétel készült, és nem álltak rendelkezésre részletesebb feljegyzések a kifényesedés és az elhalványodás menetére nézve, ezért nem lehetett teljesen kizárni a valamivel alacsonyabb vagy magasabb értékeket sem. Schaefer pontosan 100 évvel a szupernóva felvillanását követően publikálta eredményeit.
Egy fecske persze nem csinál nyarat, és senki sem hagyatkozna egyedül egy száz évvel ezelőtt exponált fényképezőlemezre, ha a Világegyetem korát kell megmondania. A Schaefer elemzését követő néhány év alatt azonban szépen gyarapodott a szupernóvákra vonatkozó észlelési anyag, az eredmények pedig mind ugyanabba az irányba mutattak. A módszer egyik óriási előnye, hogy ezek a szupernóva-robbanások nemcsak néhány megaparszek távolságból láthatóak, hanem egymilliárd parszeknél (azaz ezer megaparszeknél – a ford. megj.) messzebbről is. Ha tehát egyszer sikerült a fényességüket kalibrálni, akkor segítségükkel a Világegyetem legtávolabbi zugaiba is behatolhatunk. Ezzel ismét megnyílik a lehetőség a tér görbületének mérésére (az ez irányú kutatások előzetes eredményei arra utalnak, hogy a Világegyetem éppen csak nyílt, de a végleges ítélet még várat magára).
Az 1995 óta szerzett, szupernóvákra vonatkozó mérési eredmények mind ugyanazon következtetés felé tartanak. 1996-ban Sandage csoportja beszámolt egy újabb elemzésről, amely szerint a H értéke 57 ±4. Ugyanabban az évben Dávid Branch és munkatársai az Oklahoma Egyetemen a HST adatainak felhasználásával, a cefeidamódszerrel megmérték az la típusú szupernóváknak otthont adó galaxisok távolságát. Így kalibrálva a szupernóva-távolságskálát 57 ±5 nagyságú Hubble-állandót kaptak. Branch elmondta nekem, hogy „a szupernóvák világában a 70 fölötti értékek ki vannak zárva”, majd hozzátette, hogy „legfeljebb az aggaszt, hogy egy 60 körüli szám túl magasnak tűnik, nem pedig túl alacsonynak”. Schaefer átvizsgált tíz 1a típusú eseményt, aminek alapján 1996-ban H=55 ±3 értéket publikált.
Abban az időben (és még most is) azért érdekeltek különösen Branch eredményei, mert egy évvel korábban részt vett a probléma megoldására tett másik kísérletben is, amely meg akarta kerülni a cefeidák, mint távolságindikátorok használatát. Az elméleti asztrofizikusok kidolgoztak egy egyenletet, amelyik kapcsolatot teremtett a szupernóva maximális fényessége és az ennek eléréséhez szükséges idő, illetve a robbanás során felszabaduló energia között. Amint arra számítani lehetett, a kis robbanásokban a csillag hamarabb ér el egy alacsonyabb maximumot, míg a nagyobb robbanások fényessége nagyobb, de ennek eléréséhez hosszabb időre van szükség. Az egyenletet négy 1a típusú szupernóva „kifényesedési idejére” alkalmazva az Oklahoma Egyetem kutatócsoportja a H értékére 50-et kapott, meglehetősen nagy bizonytalansággal (+12, -10), ami azt jelenti, hogy a 40 és 62 közötti H értékeket nem lehet kizárni (a bizonytalanság a megfigyelésekből ered, nem az elméletből; nagyon ritkán lehet ugyanis lefényképezni a felfénylés kezdetét, ezért nem lehet pontosan meghatározni a kifényesedéshez szükséges időt). Az eredmény egyrészt megegyezik a más szupernóvamódszerekkel kapott adatokkal (valamint Sandage és Tammann hagyományos módszerrel kapott értékével), legfontosabb jellemzője viszont, hogy használatához egyáltalán nem volt szükség a cefeidák igénybevételére.
Világos következtetésekre jutottunk tehát, ám a teljesség kedvéért megemlítem a hozzám eljutott legújabb eredményeket is, amelyeket a Lyoni Obszervatórium kutatóinak 1998 tavaszán sikerült elérniük. Ez a vizsgálat azért volt fontos, mert a Hipparcos műhold adatait használták (erről a következő fejezetben részletesen lesz szó). A Hipparcos a Tejútrendszer csillagaira minden korábbinál pontosabb geometriai parallaxismérésen alapuló távolságadatokat kapott, ami lehetővé tette a cefeida-távolságskála valamivel pontosabb kalibrálását. Ezt a javított távolságskálát használva kiszámították négy olyan galaxis távolságát, amelyekben korábban 1a típusú szupernóvát figyeltek meg (köztük volt az NGC 5253 is). A francia kutatók a Hubble-állandó értékére 50 ±3-at kaptak. Jóllehet a megadott hibahatár kissé optimistának tűnik, a nyolcadik fejezetben látni fogjuk, miért volt számomra olyan fontos, hogy a szupernóva-távolságskálára vonatkozó legújabb becslésről is beszámoljak.
Mielőtt rátérek saját munkám ismertetésére, szeretnék valamit kiemelni az oklahomai csoport 1995-ös felfedezéséből, nevezetesen azt, hogy immár lehetségessé vált a kozmológiai távolságok mérése a cefeidák használata nélkül. Ezek a módszerek ma még csak gyerekcipőben járnak, részben ez az oka a hozzájuk tartozó nagy hibahatárnak. De ezek a hibahatárok legalább átfedésben vannak egymással, és a ma már klasszikusnak nevezhető eljárással kapott eredményekkel. Ez valami roppant alapvető dolgot mond számunkra a Világegyetemről és jelenségei megértéséről.
Az általános relativitáselmélet egyik kulcsfontosságú jóslata a nagy tömegű testek mellett elhaladó fénysugár elhajlásának előrejelzése volt. Isaac Newton gravitációelmélete ugyancsak megjósolja a fénysugarak elhajlását, de nem olyan mértékben, mint ahogy az Einstein elmélete szerint várható. Valójában az 1919-es napfogyatkozás idején éppen távoli csillagok fényének a Nap melletti elhajlása kimutatásával sikerült először igazolni az általános relativitáselmélet pontosságát és híressé tenni Einsteint. Einstein maga is felismerte, hogy megfelelő körülmények közt a fény elgörbülésének jelensége gravitációs lencseként működhet. Nevezetesen, ha egy nagy tömeg pontosan egy nagyon távoli égitest látóirányában helyezkedik el, akkor ez a távoli égitestről érkező fénysugarakat fókuszálni tudja, miáltal a földi távcsövek számára láthatóvá teszi.
Einstein az 1930-as években elméleti lehetőségként tárgyalta a gravitációslencse-jelenséget. A csillagászok az 1960-as évek közepén jöttek rá arra, hogyha valaha sikerülne bárhol a Világegyetemben észrevenni a gravitációslencse-hatás működését, akkor a létrejövő képek megfigyeléséből következtetni lehetne a Hubble-állandó nagyságára. Ennek ellenére csak 1979-ben sikerült először egyértelműen azonosítani az égbolton egy kettős képet, amelyet bizonyíthatóan gravitációs lencse hozott létre. Ezután tizenhét évig tartó megfigyeléssorozatra és azzal párhuzamosan folyó elméleti munkára volt szükség ahhoz, hogy a 0957+561 jelű kvazárról gyűjtött adatok alapján megbízható becslést adjanak a H-ra.
Az eljárás, amellyel a többszörös kép megfigyeléséből ki lehet hámozni H értékét, matematikai szempontból roppant lényegre törő, azonban sok olyan algebrai és geometriai részletet tartalmaz, amelyekbe itt nem akarok belebonyolódni. A lényeg az, hogy az erőteljes gravitációs lencsék esetében a távoli objektumról rendszerint két vagy négy kép keletkezik, mert a távoli égitest (éppen itt fókuszálódó) fénye a közénk eső, és a lencsehatást okozó égitest mellett két- vagy négyféleképpen tud elhaladni. Minthogy a két különböző útvonalon érkező fénysugár más-más, eltérő hosszúságú utat jár be, ezért nem ugyanannyi idő alatt érkeznek ide. A fény futási ideje a konkrét geometriai elrendezésen kívül a lencsehatást okozó objektum tömegétől és belső tömegeloszlásától, valamint a messzebbi objektumtól való tényleges távolságától függ.
Az egyik képet alkotó objektum meghatározott idő alatt ér el bennünket, míg a másik képet alkotó, más úton érkező fénysugaraknak ettől eltérő időtartamra van ehhez szükségük. Mindkét időtartam a neki megfelelő útvonal mentén mért távolságtól függ, ami a lencse tulajdonságaival, valamint a távoli objektum vöröseltolódásával (ami mérhető) és a Hubble-állandóval (ami kis mértékben bár, de függ a Világegyetem görbületétől) van összefüggésben. Ismernünk kell a lencsehatást okozó, tehát a közelebbi égitest vöröseltolódását. Ez általában egy galaxis, amely a távolabbi égitestről létrejövő képek között látszik a felvételen, de jóval közelebb van hozzánk, csak pontosan ugyanabban az irányban. A távoli objektumról alkotott két kép fényességét (ami a lencse tulajdonságaitól is függ), vöröseltolódását és az időkülönbséget összehasonlítva, a Hubble-állandón kívül minden más tényezőt kiiktathatunk az egyenleteinkből.
A módszert illetően két probléma merül fel. Az egész eljárás alapvető, első lépése a gravitációs lencse mellett két különböző útvonalon elhaladó fénysugarak által befutott utak megtételéhez szükséges idők különbségének mérése. Ehhez a megfigyelőnek észre kell vennie valamilyen hirtelen és egyértelműen azonosítható változást a képen, például valamilyen rövid élettartamú fellángolást, felvillanást vagy hirtelen elhalványodást. Ezután el kell kezdeni számlálni a napokat, mindaddig, amíg a másik képen is bekövetkezik ugyanez a kifényesedés (vagy elhalványodás). A további számításokhoz ez az időkülönbség kulcsfontosságú (az időkülönbség rendszerint néhányszor tíz vagy néhány száz nap szokott lenni). Sajnos az ilyen kutatások szempontjából legígéretesebb jelöltek általában kvazárok, amelyek rengeteg energiát kisugárzó, nagyon távoli, ezért nagy vöröseltolódású égitestek, amelyek azonban roppant kis térrészbe koncentrálódnak, így az égbolton csillagszerű pontnak látszanak (a kvazárok valószínűleg a fiatal galaxisok nagyon aktív központi magjai, melyek energiaforrása a belsejükben rejtőző, szupernagy tömegű fekete lyuk).
A gyakorlatban a gravitációs lencse azonosításához mindenekelőtt keresni kell az égbolton két (vagy több) kvazárt, amelyek az égbolton nagyon közel látszanak egymáshoz, pontosan megegyezik a színképük és a vöröseltolódásuk, ami azt jelenti, hogy ugyanazon objektum különböző képeiről van szó. Szerencsétlen körülmény, hogy a kvazárok vadállati erejű sugárzásuk ellenére meglehetősen békés természetű égitestek, ezért nem jellemző rájuk a hirtelen, drámai fényességváltozás. A 0957+561 kvazár esetében például a sok téves riasztást követően végül csak 1995-96-ban sikerült megfigyelni az egyik képben egy hirtelen fényességváltozást, amit 417 nappal később követett a másik képben bekövetkező, egyértelműen ugyanolyan változás (a két esemény között tehát több mint egy év telt el, ez az általában hasonlóan hosszú időtartam is közrejátszik e vizsgálatok időigényességében). Végül az időkülönbség elfogadott értéke ebben az esetben 417 ±3 nap volt.
Ez az a pont, ahol az elméleti kutatók munkája kezdődik. Nagyon egyszerű lenne az időkülönbségből kiszámítani H értékét, ha pontosan ismernénk a lencsehatást okozó égitest tömegeloszlását (előfordulhat, hogy a lencsehatást egy egész galaxishalmaz együttesen hozza létre, bár azon belül általában egyetlen galaxis hatása szokott dominálni). Ha a lencse egész tömege egyetlen csomóba koncentrálódik, akkor nem ugyanazt a H értéket kapjuk, mintha ugyanez a tömeg két vagy több központ köré tömörülne. Az elméleti kutatók több különböző, de az optikai megfigyeléseknek egyaránt megfelelő tömegeloszlásra végigszámolják a képek kialakulását. Ezután viszont a rádiócsillagászok is feladatot kapnak. A 0957+561 kvazárról készített rádiótérkép tanúsága szerint például az égitest erőteljes gázkilövellést mutat, a kidobott gáznyúlványban öt különálló „csomó” figyelhető meg. Ez az öt csomó felismerhető a lencse által létrehozott mindkét képen. Az egyes csomók fényességét a két képen összehasonlítva, az elméletiek ki tudták választani a lencsehatást létrehozó objektum belső tömegeloszlásának a legjobb, az észleléseknek legpontosabban megfelelő modelljét. Ezután persze még mindig marad némi bizonytalanság a tömegeloszlást illetően, ami számottevően hozzájárul a kapott eredmény tág hibahatárához. Több különböző kutatócsoport is foglalkozott 1997-ben a megfigyelések elméleti feldolgozásával, jellemző, hogy mindegyikük kissé más eredményt kapott, bár megnyugtató, hogy az értékek – messze a hibahatáron belül – meglehetősen közel esnek egymáshoz. Az egyik csoport szerint H értéke 64 ±15, a másik társaság 63 ±12 értéket kapott, míg a harmadik csoport szerint H=62 ±7. Mindhárom csoport sík Világegyetemet tételezett fel (ha a Világegyetem nem sík, hanem kissé nyílt, akkor a megadott értékek valamivel kisebbek). A harmadik érték valamivel pontosabbnak tűnik, mert ők a Hawaii-szigeteken működő Keck-távcsővel végzett színképi vizsgálatok eredményeit is figyelembe vették (10 méteres tükörátmérőjével jelenleg ez a legnagyobb teljesítőképességű földi, optikai távcső). Újabban tovább sikerült csökkenteniük a hibahatárt, így legújabb becsléseik szerint a Hubble-állandó értéke 59 ±3,5.
A gravitációs lencsék módszerével kapott eredmény lenyűgöző, hiszen első a maga nemében, ráadásul (a megadott hibahatárokon belül) kellemes egyezést mutat a más módszerekkel kapott H értékekkel. A módszer működésében azonban akkor lehetünk egészen biztosak, ha további hasonló rendszereket is sikerül megvizsgálni. A csillagászok ezért legalább négy rendszer alapján szeretnének hasonló számításokat végezni. Mindeddig azonban csak két ilyen objektumot ismerünk az égen, a 0957+561 mellett a másik jelölt a PG 1115+080 jelű négyes rendszer (a jelölésekben szereplő számok egyébként az objektumok égbolton elfoglalt helyére, égi szélességükre és hosszúságukra utalnak; a PG 1115+080 volt a másodikként felfedezett gravitációs lencse, amelyet 1980-ban azonosítottak).
Bizonyos szempontból a négyes rendszer jobban megfelel a kozmológusok céljaira. Itt ugyanis nem csak egyetlen képpár alapján tudják a fényességeket összehasonlítani és a futási idők különbségét megmérni, hanem mindegyik képet össze tudják hasonlítani a többi hárommal. A négyes rendszer megfigyeléséből levezetett H érték azonban még érzékenyebb a lencse belső tömegeloszlására, ezért ilyenkor a minél pontosabb modell készítésének még nagyobb a jelentősége. 1996 végén a csillagászoknak sikerült fényességváltozást megfigyelni a négy kép egyikében, amit két másik képben kilenc, az utolsóban pedig 24 nappal később követett a megfelelő változás. Mint említettük, a mérés értelmezésének kritikus lépése a modellkészítés. Amikor azonban az eredményt bejelentették, az nem kis derültséget keltett némely újságcikkben, mert a legegyszerűbb modellel végzett számítás eredményeként H-ra 42 jött ki (±6 hibahatárral). Ellenállhatatlan volt a csábítás, hogy felüssük az Autóstoposok útikalauza a Tejútrendszerhez (Galaxis útikalauz stopposoknak – a korrektor megj.) című munkát és bejelentsük: „azt üzenjük a Világegyetemnek, hogy 42”. Mindamellett, a kutatók cikkét figyelmesebben elolvasva kiderül, hogy egy sokkal reálisabbnak tűnő tömegeloszlás esetén H értéke 64 ±9, de a szerzők szerint még a 84 ±12 sem zárható ki teljesen (a nagyobb H értékek hibája is nagyobb, mert ebben az esetben a relatív hiba állandó, nevezetesen mindhárom lehetőség esetén 14 százalék).
A rendszer kutatását a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ (Cambridge, Massachusetts, USA) kutatócsoportja folytatta, akik először 60 ±17 értéket javasoltak a Hubble-állandóra, majd valamivel később, 1997 nyarán (ugyanazon négyes rendszer javított modellje alapján) 51 ±13-at, ami e könyv megírásakor (1998 tavaszán) a legjobb és legtisztességesebb becslésnek tűnik, ami a PG 1115+080 rendszer megfigyelése alapján levezethető. Meg kell említeni azt is, hogy egy kissé különböző modellel számolva az eredmény 53 ±9.
A tárgyaltakon kívül csak két olyan rendszert ismerünk, amelyek esetében legalább előzetes beszámolók napvilágot láttak időkülönbség-mérésekről. Bár mintegy negyven többszörös képet mutató kvazárt ismerünk, legtöbbjük túlságosan halvány ahhoz, hogy az ilyesfajta vizsgálatot el lehessen végezni (vagy túlságosan halvány ahhoz, hogy az összetevők vöröseltolódását meg lehessen mérni, vagy túl halvány ahhoz, hogy a kvazár képében esetleg fellépő villogást észrevegyük, vagy mindkettő együtt). Mindenesetre úgy látszik, hogy küszöbön áll ennek az új módszernek a használatbavétele, mert a hagyományos eljárásokkal és a szupernóvamódszerrel H-ra kapott adatokat jól ki lehet ezekkel egészíteni. A következő módszer, amivel meg akarom ismertetni Önöket, jelenleg csak elkeserítően nehezen hajtható végre. Mindamellett az összes bemutatott módszer közül ez a legreményteljesebb, mert ez kínálja a legnagyszerűbb, valóban kozmikus perspektívát a Világegyetem tágulási sebességének felderítéséhez.
A Világegyetem tágulásának felfedezése óta az egyik legfontosabb kozmológiai felfedezés az 1960-as években történt. Ekkor találtak rá az egész Világegyetemet kitöltő, sustorogásszerű rádiózajra, az úgynevezett kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásra.
A felfedezés jelentőségét részletesen bemutattam Az Ősrobbanás nyomában (In Search of the Big Bang) című könyvemben. Számunkra mindebből most csak annyi az érdekes, hogy ez a sugárzás a kutatók szerint annak a kozmikus tűzgömbnek a visszamaradt hője, amelyből a Világegyetem született, vagyis magának az Ősrobbanásnak a maradványát sikerült az antennákkal felfogni. Ahogy a Világegyetem tágult, a teret kitöltő sugárzás hőmérséklete folyamatosan csökkent, azaz maga a háttérsugárzás is vöröseltolódást mutatott. Jelenlegi hőmérséklete mindössze 2,7 fok az abszolút nulla fölött (2,7 K), ami a jól ismert Celsius-skálán mínusz 270,3 foknak felel meg. A sugárzás az égbolt minden részéről érkezik, amint azt az Ősrobbanás-modellek megjósolták. Felfedezése volt az a döntő érv, amely nagyon sok fizikust és csillagászt meggyőzött arról, hogy tényleg bekövetkezett az Ősrobbanás. Ennek a rádiósugárzásnak a megfigyelése elismerésre méltó teljesítmény volt (a sugárzás olyan, mintha egy nagyon alacsony hőmérsékleten működő mikrohullámú sütőből érkezne), ma már azonban ott tartanak a rádiócsillagászok, hogy az égbolt egyes részeiről érkező sugárzás erősségében mutatkozó parányi eltéréseket (azaz a roppant kicsiny hőmérséklet-különbségeket) is ki tudják mutatni. Ezt kihasználva meg tudják határozni a Hubble-állandó értékét és ezen keresztül a Világegyetem korát.
A módszer a Szunyajev-Zeldovics-effektuson alapul, amely jelenség arról a Rasid Szunyajevről és Jakov Zeldovicsról kapta a nevét, akik az 1970-es évek elején megjósolták a létezését, jóval azelőtt, hogy a rádiócsillagászati berendezések érzékenysége lehetővé tette volna annak kimutatását. A jelenséget általában csak rövidítve, S-Z-effektusként szokták emlegetni. Az történik, hogy amikor a háttérsugárzás keresztülhatol egy galaxishalmazon, a halmazban (a galaxisok között) lévő forró gáz kölcsönhatásba lép a háttérsugárzás fotonjaival, és kicsiny energialökést ad át azoknak. A gáz hőmérséklete sok százmillió fok. A fotonnak átadott energialökés következtében a foton hullámhossza kismértékben eltolódik a rövidebb hullámhosszak irányába. Ez összességében azt jelenti, hogy a halmazon áthaladó sugárzás valamivel forróbbá válik. Ez a kis energialökés azonban véletlenül pontosan elég ahhoz, hogy a foton energiája kicsússzon a színkép azon tartományából, amelyre a rádiótávcsöveink érzékenyek, vagyis a rádiócsillagászati megfigyelések számára ezek a fotonok elvesznek, észlelhetetlenné válnak. Emiatt viszont a színkép rádiócsillagászati eszközökkel elérhető részében a sugárzás nem forróbbnak, hanem éppen ellenkezőleg, valamivel hűvösebbnek tűnik. Az effektus roppant csekély, nagyjából egy tízezred résznyi, azaz 0,01 százalék változást jelent az amúgy is igen alacsony hőmérsékletű, az abszolút skálán is alig háromfokos sugárzás hőmérsékletében. Ennek ellenére néhány halmazban már sikerült kimutatni a jelenséget. Megállapították, hogy a rádiótartományban a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hőmérséklete a galaxishalmazok irányában valóban valamivel alacsonyabb, mint az égbolt többi részén.
Ez a felfedezés önmagában is nagyjelentőségű, mert megerősíti – ha esetleg bárki is kételkedett volna benne –, hogy a háttérsugárzás tényleg az, aminek gondoltuk, tehát a Világegyetem nagyon távoli részein lévő, messze a galaxishalmazokon túli háttér sugárzása. Mindez ismételten megerősíti, hogy a háttérsugárzást valóban nagyon messziről, az Ősrobbanásból érkező vendégként üdvözölhetjük. De vajon hogyan árulja ez az S-Z-effektus H értékét?
Az S-Z-hatás erőssége egy adott galaxishalmaz esetében (vagyis az, hogy a halmazon való áthaladás során mennyivel csökken a háttérsugárzás hőmérséklete) elárulja, mennyi a háttérsugárzás fotonjait megzavaró, forró gázt tartalmaz látóirányunk mentén az illető halmaz. A halmazban található forró gáz azonban bizonyos esetekben a Föld légköre fölött keringő csillagászati műholdak műszereivel röntgenhullámhosszakon is kimutatható (azért csak onnan, mert a Föld légköre nem ereszti át a röntgensugárzást). A galaxishalmazból érkező röntgensugárzás mennyiségéből és a halmaz égbolton látszó kiterjedéséből együttesen következtethetünk arra, hogy milyen erős S-Z-hatás léphet fel az adott halmazban. Ez a becslés H értékétől függ, mert valamilyen feltevés alapján meg kell feleltetnünk a látszó szögátmérőt a halmaz valódi, lineáris méretének. A ténylegesen fellépő S-Z-effektust megmérve és összehasonlítva az előrejelzéseinkkel, kiszámíthatjuk H értékét.
Természetesen a gyakorlatban mindez nem ilyen egyszerű. Ismét szerephez jut a jelenségek modellezése. Minden nagyon szép, ha a szóban forgó galaxishalmaz gömb alakú, és a forró gáz eloszlása is gömbszimmetrikus. Ebben az esetben a halmaz átmérője a látóirányunkban ugyanakkora, mint arra merőlegesen, vagyis az égbolton látható átmérője, így a számítások egyszerűek. Ha azonban a halmaz például szivar alakú, és hossztengelye pontosan felénk mutat, akkor az égen ugyan kereknek látszik, a rajta áthaladó és felénk tartó háttérsugárzásnak azonban sokkal nagyobb utat kell megtennie a halmazban, mint amire látszó átmérője alapján számítunk. Valószínűleg a legtöbb halmaz nagyjából gömb alakú, de előfordulhat, hogy kissé csomós szerkezetű, vagy elliptikus formájú (esetleg mindkettő). A felhasználható modellek kiválasztásához nemcsak megfigyelésekre, hanem a modellt készítő kutató jó megérzésére is szükség van. A tényleges mérések roppant bonyolultak és többek közt sokórányi rádiótávcső-időt igényelnek. Egyelőre az S-Z-effektus alapján kapott eredmények hibája meglehetősen nagy. Ennek ellenére megdöbbentően megerősítik mindannak a helyességét, amit eddig ebben a könyvben elmondtam.
Az S-Z-módszer legélesebb bírálói most, 1998 elején azt tartják, hogy ezzel az eljárással 30 és 100 között tetszés szerinti H értéket kaphatunk (tudom, mert megkérdeztem a bírálóktól a véleményüket). Ezt vádnak szánják, mert szerintük ez a módszer olyan használhatatlan, hogy még az egykori, a de Vaucouleurs-féle és a Sandage-Tammann-féle iskolák nézeteltérésének vitapartnerei között sem lehetne a segítségével igazságot tenni. Ez a vélemény azonban figyelmen kívül hagyja azt a tényt, hogy az S-Z-jelenség a Hubble-állandó mérésének teljesen független módját kínálja, hiszen csak a nagyon távoli galaxishalmazokra és a közvetlenül az Ősrobbanásból kiinduló sugárzásra hagyatkozik. Egyszerűen átugorja tehát a kozmikus távolságlétra összes fokát, olyannyira, hogy még a cefeidákon alapuló távolságmeghatározásra sem kell támaszkodnia. A gravitációs lencsékkel dolgozó módszerhez hasonlóan ez az eljárás is egy lépéssel visz el a Világegyetem legmélyebb régióiba, egyetlen lépésben lehetővé téve H valóban kozmikus léptékű meghatározását.
Az egészben az a káprázatos, hogy az így kapott válasz szinte tökéletesen összecseng a más módszerekkel kapott válaszokkal. Nagyon kerek számokkal azt mondhatjuk, hogy az S-Z-effektus révén H értékére 50-et kaptunk, tehát nem 5-öt vagy éppen 500-at. Az eredmény mindenképpen ugyanabba a nagyságrendbe esik, mint a cefeidákon alapuló távolságlétrával vagy a gravitációs lencsék vizsgálatával kapott értékek. Az egyezés éppoly fontos és drámai, mint a legöregebb csillagok korára és az egész Világegyetem életkorára kapott becslések egyezése, aminek a jelentőségét korábban már méltattam. A lényeg ismét csak annyi, hogy szó sincs 50 százalékos vagy hasonlóan elfogadhatatlan eltérésekről az adatok között, hanem éppen ellenkezőleg, oly szoros az egyezés, mintha nem is gyökeresen eltérő fizikai alapokon nyugvó eljárásokkal vezettük volna le a különböző H értékeket. Ha az egész Ősrobbanás-elmélet hibás lenne, akkor figyelemre méltó egybeesésnek kellene tekintenünk az ebben az esetben három teljesen független módszerrel kapott eredmények közötti összhangot. Ha semmit sem tudnánk a Hubble-állandó kutatásának történetéről vagy a csillagok koráról, és kizárólag az S-Z-módszer állna rendelkezésünkre, akkor természetesen azon sem lepődnénk meg, ha H-ra valamilyen egészen kicsiny értéket kapnánk, például 5-öt (vagy 0,5-öt), de éppígy el kellene fogadnunk a nagyon nagy értékeket, mondjuk az 500-at (vagy az 5000-et). Semmilyen más magyarázat nem lehet arra, hogy miért esnek a különböző módszerekkel kapott eredmények egymás közvetlen közelébe, csakis az, hogy ezek az adatok valamilyen nagyon alapvető és mély igazságot árulnak el a Világegyetemről. Lewis Carrol egyik hőse, a kisbíró azt tartotta, hogy „amit háromszor dobolok ki, az igaz”. Nos a Világegyetem háromszor, három teljesen független úton üzente meg nekünk, hogy a Hubble-állandó értéke valahol 50 körül van. A hír tehát igaz.
De vajon milyen közel esik H tényleges értéke 50-hez? Az S-Z-módszer bírálói nem akarják elfogadni, hogy ezzel a módszerrel is szűkebb határokat lehet megadni H-ra az említett 30 és 100 közötti tartománynál. Azok a kutatók ugyanis, akik ezzel a módszerrel dolgoznak, egészen bizonyosak abban, hogy az eljárás hibahatárát még jócskán lejjebb lehet szorítani.
Egyesek azért idegenkednek az S-Z-módszerrel kapott eredmények szó szerinti elfogadásától mert az eljárás röntgencsillagászati módszerekkel történő kombinálásáról szóló egyik legelső publikáció még 1990-ben nemcsak meglepően alacsony értéket adott H-ra (24), hanem rendkívül optimistán jelölte meg a mérés hibahatárát (±10). Valójában a további vizsgálatok bebizonyították, hogy az említett munka során használt modell nem volt megfelelő, ezért az akkor kapott számot legalább meg kell kétszerezni. Ez az eredmény világított rá a modellezés jelentőségére, és indította meg ezen a területen is az alapos kutatást. Ennek nyomán az 1990-es évek közepén publikált eredmények már sokkal korrektebb hibahatárokkal dolgoznak. Ennek alátámasztására hadd idézzünk néhány eredményt 1995-96-ból, melyek mindegyike egyetlen halmaz vizsgálatán alapul. A Cambridge Egyetem kutatói szerint H=38, de a hibahatárokat figyelembe véve az érték 24 és 54 között bármekkora lehet. A Caltech adatai szerint H 46 és 91 között lehet, de a legvalószínűbb értékként a 71-et jelölték meg. Nagyjából ugyanez a csoport, de immár három halmaz vizsgálata alapján 54 ±14-et adott meg H-ra, míg a Cambridge Egyetemen végzett másik mérés eredményeképpen 32 és 67 közötti H-t kaptak, az ehhez tartozó „legjobb” érték 47.
Mialatt az észlelők egyre finomították módszereiket, az elméleti kutatók megpróbálták megragadni a modellszámítások lehetséges hibaforrásait. Az egyik vizsgálatban arra voltak kíváncsiak, hogyan módosítják a vetületi hatások (például az említett, a megfigyelő felé néző hossztengelyű, szivar alakú galaxishalmaz esetében) az S-Z-módszerrel kapott eredményeket. Egy másik kutatócsoport eredményei szerint bizonyos esetekben maga az S-Z-effektust okozó galaxishalmaz gravitációs lencseként működve eltérítheti a háttérsugárzást, ami a H helytelen becsléséhez vezethet (a magam részéről különösen szeretem ezt a példát, mert rávilágít, milyen nehéz a kozmológiai típusú információkat bármiféle észlelési adatból kihámozni). Léteznek olyan korrekciók is, amelyek szerint csak az általános relativitáselmélettel írható le megfelelően, mi történik a halmazt kitöltő, a röntgensugárzást kibocsátó forró gázban. Ezenfelül a korábbiakból már tudjuk, hogy a távolabbi halmazok esetében az S-Z-effektus mért nagyságát a tér görbülete is befolyásolja. Ez azért jó hír, mert így még abban is reménykedhetünk, hogy egyszer majd az S-Z-effektus pontos mérése alapján eldönthetjük, hogy nyílt vagy zárt-e a Világegyetem.
Könyvünk célját szem előtt tartva azt mondhatjuk, hogy mindez a sok korrekció csak hab a tortán. A különféle korrekciók jellemzően csak néhány (legfeljebb 10) százalékkal módosítják a végeredményt, ráadásul nem is mind ugyanabban az irányban, tehát némelyek hatása éppen kiegyenlítheti egymást. Számunkra elég, ha tudomásul vesszük, hogy amikor az S-Z-effektus segítségével határozzuk meg H értékét, akkor mérésünk pontossága valamivel jobb, mint 10 százalék. Eddig ugyan még nem értük egészen el ezt a szintet, de errefelé tartunk. 1996-ban a Bristoli Egyetemen Mark Birkinshaw átvizsgálta a rendelkezésre álló összes, S-Z-módszerrel kapott adatot, és arra a következtetésre jutott, hogy a több különböző kutatócsoport által megfigyelt kilenc galaxishalmazra vonatkozó adatok alapján H legjobb értéke 60, az adat hibája pedig ±20.
A Hubble-állandóra az S-Z-módszerrel kapott legjobb értékek azonban csak 1997-98-ban láttak napvilágot, amikor már javában dolgoztam ezen a könyvön. Ezek a munkák már az említett korrekciók közül legalább néhányat figyelembe vesznek. A Cambridge Egyetem kutatói három különböző halmaz vizsgálata alapján H-ra a következő értékeket kapták: 38(+17, -12), 47(+18, -12) és 56(+18, -13). Az eredmények legfontosabb jellemzője, hogy valahol az 50 közelében a három tartomány átfedi egymást. Véleményem szerint H legtisztább és legjobb becslését az S-Z-jelenség egyetlen halmaz esetén történő megfigyelése alapján (a CL 0016+16 halmazról van szó, ez a cambridge-i csoport által vizsgált harmadik halmaz) John Hughes a Rutgers Egyetemen és a már említett Mark Birkinshaw adta egy 1998-ban megjelent cikkükben. A halmaz egyszerű modelljével számolva 47(+23, -15) értéket kaptak H-ra, de amikor figyelembe vették a halmaz geometriájából és orientációjából adódó esetleges hibákat, akkor már 42 és 61 közé tudták beszorítani H értékét, míg a további, véletlenszerű hiba nagyságát ±16 százalékra becsülték. Legjobb becslésüket nyílt kozmológiai modell esetére kapták, de munkájuk során megvizsgáltak más, az észlelésekkel összhangban álló, bár szélsőséges kozmológiai helyzeteket is.
Figyelembe véve az 1997 folyamán mások és saját maguk által elért újabb eredményeket, Hughes és Birkinshaw előálltak az általuk „társulati átlag”-nak nevezett H-val. Munkájukat ugyanarra a kilenc galaxishalmazra (köztük a CL 0016+16-ra) alapozták, amelyeket Birkinshaw egy évvel korábban is tárgyalt, eredményül H=47,l ±6,8 km/s/Mpc jött ki. A tizedek által sugallt pontosságot nem kell túlságosan komolyan venni, amint azt maguk a szerzők is elismerik. Ugyanez a helyzet a hibahatárral is, bár tény, hogy a korábbinál közelebb jutottak a bűvös 10 százalékhoz. Mégis, ha az 1998 tavaszi helyzetnek megfelelően egyetlen adattal akarnánk jellemezni a Hubble-állandó S-Z-módszerrel származtatott értékét, akkor erre az adatra szavaznék.
Úgy tűnik, hogy az 1970-es évek ellentéteitől eljutottunk a békés egyetértésig, bár két apróság révén azért egy kis üröm vegyül az örömünkbe. Ezek azonban valóban jelentéktelen apróságok, amelyek az 1990-es évek második felében tovább látszottak zsugorodni, valószínűvé téve, hogy hamarosan teljesen eltűnhetnek (talán mire Önök ezeket a sorokat olvassák, már el is tűntek). Az egyik zavaró tényező két évtizeden keresztül roppant rejtélyes dolognak látszott. Amikor elkezdtem tervezni ezt a könyvet, egyik legnagyobb gondom az volt, hogyan fogom kimagyarázni a Tully-Fisher-reláció (vagy röviden T-F) néven ismert módszerrel kapott eredményeket. Amikor azonban a Hubble-űrtávcső adataira támaszkodva újra elemezték a módszer alapjait, kiderült, hogy helytelenül kalibrálták az eljárást, így a korrigált eredmények csaknem tökéletes összhangba kerültek a korábban idézettekkel. A második zavaró tényező, amint látni fogjuk az, ami miatt elsősorban megírtam ezt a könyvet.
Ha egészen pontosak akarunk lenni, akkor nem Brent Tully és Richard Fisher fedezte fel a most a nevüket viselő módszert, ám ők voltak azok, akik 1977-től felkarolták az ötletet, matematikai formába öntötték, és a Hubble-állandó meghatározásához alkalmas eszközként hirdették a létezését. A módszer alapja az a tapasztalati (megfigyelési) tény, miszerint a nagyobb, fényesebb spirálgalaxisok gyorsabban látszanak forogni, mint a kisebb, halványabb társaik. A jelenség magától értetődő, hiszen a nagyobb és fényesebb galaxisnak nagyobb a tömege, ezért erősebb gravitációs tér uralkodik a belsejében, így gyorsabban képes forogni anélkül, hogy szétszakadna. Az azonban, hogy gyorsabban képes forogni, nem feltétlenül jelenti azt, hogy gyorsabban is kell forognia. A T-F-reláció csak akkor működne a fényesség (és ennek megfelelően a távolság) megbízható indikátoraként, ha lenne a fizikának egy olyan törvénye, amely szerint egy galaxisnak mindig a lehető leggyorsabban kell forognia, egészen a szétszakadás határáig. Ha ez így lenne, akkor megmérve a forgási sebességet, meg tudnánk mondani, mekkora a galaxis tömege, és ennek megfelelően a fényessége. A valódi fényesség ismeretében, mint minden más hasonló távolságmérési módszer esetében, azt a látszó fényességgel összehasonlítva kiszámíthatjuk a távolságot. Sajnos azonban a fizikának nincs ilyen törvénye (vagy legalábbis eddig még nem fedeztük fel), márpedig enélkül a T-F-relációnak nincs stabil fizikai alapja, mint ahogy egyes csillagászok becsmérlően megjegyzik, az nem egyéb boszorkányságnál.
Mindamellett úgy tűnik, hogy a boszorkányság működik. A spirálgalaxisok forgási sebességét viszonylag könnyű megmérni, ehhez csak a galaxis 21 centiméteres hullámhosszú rádiósugárzását kell megfigyelni. Ezt a sugárzást a (semleges, azaz ionizálatlan – a ford. megj.) hidrogéngáz bocsátja ki, ami nagy bőségben fordul elő a spirálgalaxisok csillagai közötti térben. A földi laboratóriumokban a hidrogén rádiósugárzása nagyon éles színképvonalat hoz létre a 21 cm-es hullámhosszon. Minthogy azonban a spirálgalaxis forog a tengelye körül, ha éléről látjuk, akkor az egyik oldala közeledik felénk, a másik oldala viszont távolodik tőlünk. A hidrogén egy részének sugárzása tehát kékeltolódást, más részének sugárzása vöröseltolódást mutat, vagyis bizonyos atomok sugárzásának hullámhossza lecsökkenni látszik, másoké látszólag megnő. Az egész eredményeképpen a 21 cm-es színképvonal elmosódottá válik (kiszélesedik). A vonal rádiócsillagászati eszközökkel könnyen mérhető szélessége elárulja, milyen gyorsan forog a galaxis.
A bökkenő az, hogy még ha a T-F-reláció a forgási sebesség és a fényesség között több is lenne hozzávetőleges közelítésnél (ami kétséges), a HST áldásos tevékenysége előtt egyszerűen lehetetlen volt kalibrálni. Csak fél tucat olyan közeli spirálgalaxist ismertünk, amelyek pontos távolságát a cefeidamódszerrel, földi távcsövekkel meg lehetett határozni. Ráadásul ezek közül csak kettő (az M31 és az M33) elegendően nagy és fényes ahhoz, hogy olyan nagy legyen a forgási sebessége, mint azoknak a távoli galaxisoknak, amelyekre egyáltalán alkalmazni lehet a T-F-módszert. Nehézséget jelent továbbá, hogy nem tudjuk, pontosan milyen mértékben kell figyelembe venni a távoli galaxisokban lévő, a galaxis saját fényét eltakaró por hatását. Sajnos a módszer az éléről látszó spirálok esetében működik a legjobban, mert itt a legkönnyebb megmérni a sebességet, azonban a galaxis fősíkjába koncentrálódó por éppen itt zavarja legjobban a fényesség megfigyelését. Végül, valamit kezdeni kell a Malmquist-féle torzulással is. A módszer kétségtelen előnye viszont, hogy (ha egyszer a környező spirálgalaxisok segítségével sikerülne a lehető legpontosabban kalibrálni) nagyon sok távoli galaxisra lehetne alkalmazni – az összefüggés kidolgozása során Tully és Fisher több mint ezer spirálgalaxist vizsgált meg.
A módszerrel kapott első eredmények meglehetősen magas értékeket adtak H-ra, előfordult 90-es eredmény is, ami kellemes érzéssel töltötte el a de Vaucouleurs-féle „rövid” távolságskála szószólóit. Ha immár történelmi távlatba ágyazva kívánjuk szemlélni a történteket, akkor tudnunk kell, hogy 1985-ben, amikor Michael Rowan-Robinson összefoglalta a Hubble-állandó meghatározására alkalmas módszereket, ő ebben a dolgozatában H legjobb értékére 67 ±15-öt adott meg. Ez az átlagérték tartalmazta a saját, szubjektív (de részletes tájékozódáson alapuló) meggyőződését az egyes módszerek megbízhatóságáról, a kétesebb eljárásokat ugyanis az átlagérték képzésekor kisebb súllyal szerepeltette. Abban az időben, a HST működése előtt csak korlátozott számban álltak rendelkezésre az alacsonyabb H értékeket szolgáltató szupernóvaadatok, a 80-as évek közepén viszont a T-F-módszer adta a legnagyobb eredményeket. A kétféle érték egyidejűleg nem lehetett helyes. A szupernóvaadatokat teljesen figyelmen kívül hagyva Rowan-Robinson becslése egészen 78-ig felnő, ha viszont a Tully-Fisher-eredményeket dobta ki, akkor H értéke 56-ra csökkent (a hibahatár mindkét esetben nagyjából ±15 maradt). „Ez”, állította Rowan-Robinson, „jelzi azt a tartományt, amerre a H-ra vonatkozó becsléseim a jövőben eltolódhatnak”. Amint korábban már láttuk, több mint tíz évvel Rowan-Robinson átfogó vizsgálata után a más módszerekkel kapott csaknem minden adat a szupernóvamódszer eredményei felé tolódott el, az S-Z-hatás megfigyelésén alapuló adatok (amelyek Rowan-Robinson dolgozatának készítése idején még egyáltalán nem álltak rendelkezésre), ugyanebbe az irányba mutattak. Egyedül a T-F-eljárás szorult a peremvidékre.
1996-ra azonban a dolgok változni kezdtek. A földi megfigyelési technika jelentős fejlődésen ment keresztül (elsősorban annak köszönhetően, hogy az elektronikus fénydetektorok, a CCD-k, átvették a fotólemezek helyét), ami megnövelte az egyes galaxisokra vonatkozó észlelések részletgazdagságát, valamint a cefeida-módszerrel megmért galaxistávolságok számát. Riccardo Giovanelli a Cornell Egyetemen tizenkét, a cefeidamódszerrel meghatározott távolságú spirálgalaxis felhasználásával újrakalibrálta a T-F-távolságskálát. Ez a skála még mindig kényelmetlenül erőteljesen rá volt utalva az M31-re és az M33-ra vonatkozó adatokra, amelyek a szerző véleménye szerint is a korongjuk – valószínűleg árapályhatás következtében fellépő – torzulására utaló nyilvánvaló jelek miatt kevésbé alkalmasak a kalibrálásra. Ennek ellenére Giovanellinek sikerült az új kalibrációnak köszönhetően a T-F-eljárással a H-ra kapott értéket 70 ±5-re leszorítania.
Az áttörés azonban (nagy megkönnyebbülésemre) 1997-ben következett be, amikor már elkezdtem írni ezt a könyvet. A Hubble-űrtávcső létrehozásának egyik legfontosabb indítéka és működése kezdetétől fogva egyik kulcsfontosságú projektje a Világegyetem távolságskálájának pontos kalibrációja. Ehhez a HST-vel a lehető legtöbb galaxis távolságát meg kell határozni a cefeidamódszerrel, valamint e távolságadatok felhasználásával egységes keretbe kell foglalni a könyvemben bemutatott különböző módszereket. 1997-ben Tom Shanks a Durham Egyetemen félredobta az összes, földi megfigyelésekből származó cefeida adatot. A HST-vel tizenegy galaxisra végzett cefeida-észlelések alapján, valamint tizenkét olyan galaxis figyelembevételével, amelyek távolságát 1a típusú szupernóvák megfigyelése alapján határozták meg, teljes egészében újra kalibrálta a Tully-Fisher-relációt. Az új távolságadatokat összehasonlította az eredetileg a földi távcsöves cefeidaészlelések alapján hat spirálgalaxisra kalibrált adatokkal. Megállapította, hogy a T-F-módszerrel kapott távolságokat meg kell növelni csaknem 25 százalékkal. Ennek megfelelően az eljárással H-ra levezetett érték 84 ±10-ről 68 ±8-ra csökkent. Egyebek mellett munkája eredményeképpen a Virgo-halmaz középpontjának korábban a T-F-eljárással meghatározott távolsága 15,6 ±1,5 megaparszekről 19,3 ±1,9 megaparszekre nőtt, így összhangba került a könyvem korábbi részében hivatkozott más mérések eredményeivel.
Később, de még szintén 1997-ben, Giovanelli és munkatársai elvégezték a T-F-módszer még átfogóbb és statisztikailag hatásosabb újraértékelését. Huszonnégy különböző galaxishalmazt vizsgáltak meg, és felhasználták a legújabb HST-adatokat is. Így korábbi eredményeikhez nagyon hasonló végkövetkeztetésre jutottak, cikkükben a Hubble-állandó legjobb értékeként 69 ±5-öt jelölnek meg. Ezután, 1998 elején a Tokyo Egyetem kutatói 441 spirálgalaxis adatai alapján újabb átfogó vizsgálatot végeztek. Felhasználták a cefeida-távolságskála HST-vel történt kalibrálását, statisztikailag megfelelő mintát választottak, valamint figyelembe vették a Malmquist-torzulást. Így szinte teljesen ugyanakkora H-t kaptak, mint Shanks és Giovanelli, de valamivel reálisabb hibahatárral. Szerintük H legjobb értéke 65, az adat hibája pedig +20 és -14. Nyilatkozatuk szerint „jó egyezés áll fenn” a Tully-Fisher-módszerrel most megállapított H, valamint a hagyományos cefeida alapú eljárásokkal, a szupernóvák vizsgálatával és (bár ezt név szerint nem említik) az S-Z-effektus révén újabban kapott eredményekkel.
A magam részéről továbbra is kételkedem annak az eljárásnak a megbízhatóságában, amely 25 százalékkal eltérő eredményt ad, ha kalibrációs bázisát hatról tizenegy spirálgalaxisra terjesztjük ki. Ráadásul valószínűleg még nem értesültünk a Tully-Fisher-eljárással meghatározott távolságskála legújabb változásairól. Ez továbbra is a leggyengébb módszer az e fejezetben leírtak közül. De legalább mostanra már a hibahatáron belül összhangba került a többi módszer eredményeivel. A Hubble-űrtávcső alapvető projektje keretében végzett munkának köszönhetően mindez tényleg csak apróság, szemben azzal a riadalommal, amelyet ezek az adatok 1994-ben a csillagászok körében keltettek, és ami arra indított, hogy magam is bekapcsolódjak a Hubble-állandó kutatásába.
Hogyan mértük meg a Világegyetem korát?
Ha az előző fejezetben leírt konszenzus már 1994-ben vagy 1995-ben olyan egyértelműen kialakult volna, mint ahogy létrejött 1998 elején, akkor valószínűleg sohasem kapcsolódtam volna be a Hubble-állandó mérésébe, ez a könyv pedig (ha egyáltalán megszületett volna), a hetedik fejezettel véget ért volna. Az 1990-es évek közepén azonban sokkal zűrzavarosabb volt a helyzet, mint néhány évvel később.
Abban az időben sok jel mutatott arra, hogy a H értéke valószínűleg az előző húsz év alatt kirajzolódott tartomány alsó határa közelében fekszik. Ahhoz azonban nem volt elég alacsony ez az érték (a legtöbb esetben), hogy feloldhatta volna az ellentmondást a Világegyetem ezen adatból származtatott kora és a legöregebb csillagok korára vonatkozó legpontosabb becslések eredménye között. Sok csillagász a kijavított Hubble-űrtávcső első adataira várt, mert azt remélték, hogy a cefeidák HST-vel megmért távolságából 60 körüli H-t lehet levezetni. Ez megfelelt volna az újabb módszerekkel kapott eredményeknek, ha a korok problémáját nem is oldotta volna meg teljesen. Néhányan (magamat is beleértve) még ennél is alacsonyabb H-ban reménykedtünk.
Mindannyian tisztában voltunk vele, hogy a HST meg tud birkózni a feladattal, mert a távcső már optikájának (1993 decemberében végrehajtott) javítása előtt is elég jól működött ahhoz, hogy a közeli (valamivel több mint 3,6 megaparszekre lévő) M81 jelű galaxis cefeidáit felbontsa. Mielőtt a HST-t az M81 irányába fordították volna, a galaxisban a földi távcsövekkel csak két cefeidát sikerült azonosítani. A hibás főtükrű HST ezzel szemben már a javítás előtt harminc „új” cefeidát azonosított az M81-ben.
Bebizonyosodott tehát, hogy az optikán kívül minden más kifogástalanul működik a műszerben, ami csak fokozta az igazi adatokra váró csillagászok étvágyát. Később a HST kulcsfontosságú programján dolgozó munkacsoport bombaként robbanó felfedezéssel szolgált.
Tudnunk kell, hogy a kijavított űrtávcsővel sem lehetett a cefeidák vizsgálatát rohammunkában elvégezni, az ilyesfajta megfigyeléshez nem elég egyetlen éjszaka. Bár a távcső sok előnyt kínál földi társaival szemben, mégis hosszú ideig kell vizsgálni minden egyes galaxist. Minden megfigyelést kétszer kell elvégezni, két különböző hullámhosszon, hogy figyelembe vehessük a kozmikus por hatását. Minden egyes megfigyelés a távcső két Föld körüli keringésén keresztül folyik (keringési ideje 90 perc), ennyi idő alatt lehet észrevenni a távoli galaxisokban az egyes cefeidákat. Végül az egész megfigyelést néhány hetes vagy hónapos időközönként többször meg kell ismételni, hogy meg tudjuk állapítani a felfedezett cefeidák periódusát. A Virgo-halmaznál sokkal távolabb fekvő galaxisokban még a HST sem képes észrevenni az olyan halvány csillagokat, mint a cefeidák. A kulcsfontosságú program megfigyelési szakasza 1998 januárjában fejeződött be. Ezalatt a kutatók három a Virgo-halmazhoz tartozó, három Fornax-halmazbeli és tizennyolc (egyetlen halmazhoz sem tartozó) úgynevezett „mező”-galaxis cefeidáit vizsgálták meg. A program kifejezett célja az volt, hogy a Hubble-állandó ± 10 százaléknál pontosabb meghatározása érdekében mintegy húsz galaxisról gyűjtsenek adatokat. Az összegyűjtött adattömeg elemzése könyvünk megírásakor még tartott.
A Hubble kulcsfontosságú program kutatói tehát továbbra is a távolságlétra elve szerint dolgoznak. Megmérik a viszonylag közeli galaxisok távolságát, amit fel tudnak használni különféle távolságindikátorok (például szupernóvák vagy a Tully-Fisher-módszer esetében a galaxisok tulajdonságai) kalibrálására. Ezekből az adatokból kiindulva tudnak továbblépni a Világegyetem távolabbi vidékei felé. Amint azt maguk a kutatók is elismerték, az a tény, hogy a Virgo-halmaztól függenek a további technikák, a korábban leírt okok miatt már a kezdet kezdetén ±20 százalék hiba lehetőségét hozza be. Mindennek ellenére a csillagászok többsége nagy meglepetéssel vette tudomásul a Hubble kulcsfontosságú program kutatóinak 1994 októberi bejelentését, miszerint a Virgo-halmazhoz tartozó M100 jelű galaxis tizenkét cefeidájának első megfigyeléseiből levezették H értékét és 80 ±17-et kaptak eredményül.
Minthogy ez volt a Hubble-állandó első, a Hubble-űrtávcső mérései alapján végzett meghatározása, az adat az újságok címoldalára került. Ezzel együtt felelevenítette a legöregebb csillagok kora és a Világegyetem életkora közötti ellentmondást. A szalagcímekhez tartozó cikkek szerzői azonban elmulasztották végigolvasni a publikációt, így elkerülte a figyelmüket az abban rejlő intés. A kulcsfontosságú program kutatói ugyanis elismerték, hogy az M100 távolsága feltehetően nem azonos a Virgo-halmaz középpontjának távolságával, ami nagy hibát okoz a számításaikban (azért választották mégis ezt a galaxist, mert viszonylag könnyű megfigyelni). Emellett önkényes értéket választottak a Virgo-halmaz felé történő gravitációs esésünk sebességére, amivel a kozmológiai eredetű távolodás sebessége 1400 km/s-nak adódott. Rámutattak, hogy ha a más csillagászok által inkább elfogadott 1180 km/s távoldási sebességgel számolnak, akkor H-ra vonatkozó becslésük 69 ±14-re csökken, feltéve, hogy a Virgo-halmaz távolsága (az M100 távolságának meghatározása alapján) 17 Mpc. Sok csillagász álláspontja szerint azonban a Virgo-halmaz középpontja 20 Mpc-nél messzebb van (szerintük ugyanis az M100 a halmaz hozzánk legközelebbi részén helyezkedik el), ami tovább csökkenti a H értékét.
Emlékezzünk vissza, hogy még akkor sem a ténylegesen vizsgált galaxis (esetünkben az M100) vöröseltolódását vesszük alapul, ha H-t a Virgo-halmaz adataiból csak hozzávetőlegesen akarjuk kiszámítani. Az egyes galaxisok ugyanis véletlenszerűen mozognak a halmaz középpontjához képest, ami befolyásolja látszó radiális sebességüket. Ezért a halmaz középpontjának távolságát a halmazhoz tartozó nagyon sok galaxis átlagos vöröseltolódásával vetjük össze, feltételezve, hogy a halmazon belüli sebességek véletlenszerű eloszlása miatt utóbbiak átlaga nulla. Ha viszont a halmaz középpontjának távolságát 20 százalékkal megnöveljük, akkor ennek következtében H-ra vonatkozó becslésünk 20 százalékkal csökken.
Miért publikálta mégis a kulcsfontosságú program kutatócsoportja ezt a meglehetősen nagy H értéket a Virgo-halmaz cefeidáinak első elemzése alapján? Valószínűleg ebben az a fajta csillagászati optimizmus is közrejátszhatott, amely oly hosszú időn keresztül beárnyékolta de Vaucouleurs munkáját, valamint a Virgo-halmaz alapvető tulajdonságainak meghatározására irányuló kutatásokat. A kulcsprogramnak ez a korai eredménye tulajdonképpen teljes összhangban van a H=55 értékkel, jóllehet nem ez az üzenet sugárzott ki az eredeti cikkből. Egy 1995 augusztusában publikált, sokkal inkább technikai szemléletű cikkükben még mindig kitartanak a H=80 ±17 érték mellett, azonban ezúttal szigorú statisztikai kritériumokat is közölnek. Ezek szerint a mérési eredmények kiértékelésének statisztikai módszereit alkalmazva azt mondhatjuk, hogy a Hubble-állandó 95 százalékos valószínűséggel az 50 és 100 közötti tartományba esik. Ezt az állítást megfordítva, ez azt jelenti, hogy 1:20-nál kisebb az esélye annak, hogy H 50-nél kisebb vagy 100-nál nagyobb, és 19:20 a valószínűsége annak, hogy az 50 és 100 közötti tartományba esik. Ez már egészen másképp hangzik, mint az 1994-ben nagy vihart kavart cikk szalagcímekbe került állítása.
1994 óta a HST-vel apránként sikerült sok más galaxis cefeidáiról is adatokat gyűjteni. Ezzel párhuzamosan a kulcsprogramon dolgozó kutatók által publikált H értékek egyre kisebbek lettek, ez azonban már nem került a lapok címoldalára. A munka olyan időigényes, hogy minden „új” galaxis átvizsgálása megér egy önálló tudományos publikációt. 1997 nyarán a kulcsprogram gárdája összefoglalta az addigi eredményeket. Akkor már H legjobb értékére 73-at adtak meg, ±14 hibahatárral. Ezzel azonban túlságosan előreszaladtunk a történetben.
Nem történt más, mint hogy az 1990-es évek közepén a „rövid” és a „hosszú” távolságskála szószólói közötti vita kitolódott a világűrbe. Onnan azonban egy erőteljes lépéssel visszarántották a földre, amikor 1996 elején Sandage, Tammann és öt munkatársuk kilenc galaxis, a HST cefeida adataiból meghatározott távolságával újra kalibrálták a Tully-Fisher-relációt és a szupernóva távolságskálát. A Virgo-halmaz távolságára 22 Mpc-et kaptak, a halmaz kozmológiai eredetű távolodási sebességét 1178 km/s-nak vették. Ezt a szupernóvaadatokkal kombinálva arra a következtetésre jutottak, hogy H=55 ±10. „A szisztematikus hibák jellegéből adódóan”, jelentették ki, „ez felső határnak tekinthető, tehát a 70-nél nagyobb H értékek kizárhatóak”.
Két különböző kutatócsoport, akik (sok esetben) ugyanazokra a galaxisokra vonatkozó, ugyanazokkal a távcsövekkel gyűjtött adatokra támaszkodva H-ra olyannyira eltérő becsléseket ad, hogy a hibahatárok széle éppen csak átfedi egymást: 55 + 10 = 65 és 80 - 17 = 63. Az ellentét naiv feloldása az lehetne, ha megfelezzük az eltérést és a mindkét hibahatáron belülre eső 64-et kiáltjuk ki helyes eredménynek (ám ezzel egyik kutatócsoport sem lenne elégedett). A Hubble-űrtávcső kulcsfontosságú programja már csak a megnevezése folytán is olyan titokzatos aurával övezte a benne résztvevőket, hogy az ő adataik hitelesebbeknek tűntek.
Már amikor a kulcsprogram első, az M100-ra vonatkozó eredményeit publikálták, azzal untattam kollégáimat a Sussex Egyetemen, hogy a munkáról folyó vita során rámutattam, valószínűleg miért nem lehet igazuk a szerzőknek. Eredményüket elfogadva az derülne ugyanis ki, hogy a Tejútrendszerünk óriási és szokatlanul nagyméretű spirálgalaxis. Senki sem tulajdonított ennek különösebb jelentőséget, legfeljebb megjegyezték, hogy „nem általánosíthatsz egyetlen példából”, ami csak annyit jelentett, hogy a Tejútrendszerünkről semmi mást nem tudunk, csak azt, hogy rendkívüli, a többi galaxis méretére vonatkozóan viszont semmilyen információnk nincs, ezért a kijelentés nem megalapozott. Amikor azonban Sandage csoportja 1996 márciusára végzett az elemzéssel, örömmel lobogtattam a saját véleményemet alátámasztó érveiket, és vártam a reakciókat. Mire azonban Sandage csoportjának cikke napvilágot látott, már egy csokorra való galaxis távolságát ismertük a HST cefeidamérései alapján. Kiderült, ez már elég ahhoz, hogy merőben újszerű módon próbáljuk meghatározni H-t.
Néhány hónappal Sandage és Tammann HST-adatokra vonatkozó értelmezésének megjelenése után leesett a tantusz. Éppen szemináriumot tartottunk a Sussex Egyetemen, ahol az előadó a Virgo-halmaz cefeidáinak észleléséből származó bizonyítékokat sorakoztatott fel a rövid távolságskála és a Hubble-állandó nagy értéke mellett. Ez egyszer csöndben végighallgattam az előadást. Utána azonban az egyetemi hallgatók egy csoportjával a folyosón sétálgatva megragadtam az alkalmat, és ennek a viszonylag új közönségnek is kifejtettem ismert nézeteimet a hosszú távolságskálával kapcsolatban. Rámutattam, hogy mindabból, amit az előadó elmondott, az következik, hogy a Tejútrendszer szokatlanul nagy galaxis. „Nos”, szólalt meg egyikük, „ezt éppen el tudjuk dönteni”.
„Hogy érti ezt?”
„A HST-adatoknak és a földi vackoknak köszönhetően mostanra már elég sok spirál cefeidatávolságát ismerjük. Ebből kiszámíthatjuk a méretüket, és összehasonlíthatjuk a Tejútrendszerével.”
Az eset klasszikus példája volt annak, amikor nem látjuk a fától az erdőt. Minden figyelmemet a galaxisok mérete és a Hubble-állandó közötti összefüggésre fordítottam, ezért elsiklottam azon lehetőség fölött, hogy a közelünkben lévő spirálok átmérőjét meg lehet mérni. Ehhez nem kellett mást tennünk, mint összeszedni az összes közeli galaxisra vonatkozó cefeida adatot. Ezeket összehasonlítottuk ugyanazon spirálgalaxisok látszó átmérőjével így egyszerű háromszögeléssel ki tudtuk fejezni azok lineáris, kiloparszekekben mért átmérőjét. Ezek után már egyértelműen el lehetett dönteni, átlagos galaxis-e a Tejútrendszer, vagy sem. Márpedig ha bebizonyosodik, hogy igenis átlagos (vagy éppen az ellenkezője), akkor ez azonnal elárul valamit a Hubble-állandó nagyságáról.
Az ötlet olyan nagyszerű volt, hogy az volt a csodálatos, hogy korábban senkinek sem jutott az eszébe. Tény azonban, hogy (1996 nyarán) csak néhány hónapja voltunk abban a helyzetben, hogy egy ilyen becslésnek értelme legyen, ekkorra gyűlt ugyanis össze a munkához elegendő cefeidaadat, egyrészt a HST-nek, másrészt a földi méréseknek köszönhetően. Simon Goodwin, a hallgató, akinek ez a remek ötlete támadt, egyetértett azzal, hogy érdemes a feladatot végrehajtani, feltéve, hogy más nem végezte még el. A csillagászati adatbázisokban végzett keresés során nem akadtunk a nyomára egyetlen tudományos publikációnak sem, amelyikkel valaki egy ilyen vizsgálat jogát biztosította volna magának. Simon azonban éppen a PhD-disszertációján dolgozott, ezért érthetően vonakodott attól, hogy mindent félredobva azonnal belekezdjen egy új munkába. Simon felettébb járatos volt a csillagászati adatbázisok használatában és a korszerű számítástechnikában, de azért valamennyire a magam erejéből is előrejutottam a munkában. Simonnak mindenképpen be kellett fejeznie a disszertációját, így nem tehettem mást, mint hogy türelmesen vártam. Ami Simont illeti, nem kapkodta el a dolgokat. Szemmel láthatóan örült, hogy segíthet egy idős kollégájának, de egyáltalán nem tartotta sürgősnek ezt a munkát.
Nyáron alig haladtak előre az ügyek, de Simon lelkesedése fellángolt, amikor csoportunk harmadik tagja is színre lépett. Martin Hendry bár nem sokkal volt idősebb Simonnál, már nem kis tekintélyre tett szert a szakmában, különösen jól értesült volt a Hubble-állandó mérésére tett korábbi próbálkozások területén. Egy elővigyázatos skót, aki azokban a statisztikai módszerekben is járatos, amelyekre a csillagászoknak az adataik megbízhatóságára vonatkozó becslések készítésekor van nagy szükségük (valójában ezen eljárások egy részét ő maga fedezte fel). Simon ötlete volt, hogy ha valóban végre akarjuk hajtani a projektet, akkor vonjuk be Martint is, ha kedve lenne hozzá. Martin lelkesen beleegyezett, hogy csatlakozik hozzánk, annál is inkább, mert tudta, milyen nagy szükség van egy új, a korábbiaktól független eljárásra a H mérésére, ami segítene kiigazodni a kozmikus távolságlétrával és a Világegyetem korával kapcsolatban kialakult zavaros helyzetben. Simon lelkesedését fellobbantotta, hogy saját generációja egyik kiemelkedő elméje is támogatja a tervet, ami arra sarkallta őt, hogy a disszertációja megírása után nyomban a spirálgalaxisokra vonatkozó adatokkal kezdjen foglalkozni.
Kiderült, hogy éppen elég olyan spirálgalaxis van, amelyekről elegendő információ áll rendelkezésre ahhoz, hogy végérvényesen megállapítsuk a Tejútrendszer más galaxisokhoz viszonyított méretét. Összegyűjtöttünk minden cefeida-adatot, mind a földi távcsövek, mind a HST észlelési anyagából. Csak azokat a spirálgalaxisokat vettük figyelembe, amelyek fizikai felépítésüket tekintve a Tejútrendszerre hasonlítottak (összehasonlítottuk például, mennyire szorosan tekerednek föl a spirálkarok, és más, hasonló tulajdonságokat). Végső soron tizenhét alkalmasnak látszó galaxist találtunk, melyek mindegyikének nagyon pontosan ismert volt a távolsága. Amint az a csillagászatban lenni szokott, a gyakorlatban a dolgok nem olyan egyszerűek, mint a projekt tervezése közben. A legnagyobb problémát annak eldöntése jelentette, hogyan határozzuk meg a fotólemezen vagy a CCD-képen a spirálgalaxis peremét, és hogyan hasonlítsuk ezt össze a Tejútrendszerre vonatkozó hasonló mérésekkel. Szerencsére létezik egy általánosan elfogadott módszer a galaxisok szögátmérőjének mérésére, amely arra alapul, hogyan csökken a galaxis képének felületi fényessége a középponttól távolodva. Lényegében a galaxist körberajzoljuk az annak megfelelő kontúrvonallal, ahol a fényesség egy meghatározott szint alá csökken, és ezt a vonalat nevezzük a galaxis peremének. Az így lemérhető távolságot nevezzük a galaxis izofotális átmérőjének. Munkánk során a katalógusokból ki kellett keresnünk minden egyes galaxisunk izofotális átmérőjét.
Az első nagy izgalom után kiderült, hogy a legnehezebb feladat magának a Tejútrendszernek az ilyen módon származtatott átmérőjét meghatározni. Minthogy mi a Tejútrendszer belsejében csücsülünk, valamilyen más eljárást kell kitalálni mérete megállapítására, jóllehet a csillagászok még ma is vitatkoznak azon, hogy mekkora is valójában a Tejútrendszer (sőt még azon is, mit takar „a Tejútrendszer pontos átmérője” fogalma). Nekünk mindenképpen a Tejútrendszer ekvivalens, izofotális átmérőjével kellett törődnünk, ezért a csillagok galaxisunkon belüli eloszlását alapul véve, ki kellett találnunk, milyennek látszana a Tejútrendszer kívülről nézve. Végül is számításaink szerint a Tejútrendszer izofotális átmérője 26,8 ±1,1 kiloparszek.
Hogyan ellenőrizhetjük, vajon helyes-e a Tejútrendszer izofotális átmérőjének megállapítására felállított összefüggésünk? Szerencsére két spirálgalaxis elég közel van hozzánk, így meg tudjuk állapítani a belsejükben a csillagok eloszlását. Ebből levezetünk egy formulát az izofotális átmérőre, majd az így kapott értéket, összehasonlítva a galaxisok megfigyelt izofotális átmérőjével, ellenőrizni tudjuk, mennyire pontos a formula. Kedves, öreg barátunk, az M31 esetében formulánk 5 százalékot tévedett, az M100-nál viszont csak 0,3 százalékot. Figyelembe véve a H értékében bármely módszerrel megmaradó hiba nagyságát (és a legtöbb egyéb csillagászati mérés szokásos hibáját), ezt tökéletesen megfelelőnek ítéltük.
Amikor ezen túl voltunk, nyilvánvalóan az következett, hogy a mintánkban szereplő tizenhét spirálgalaxis mindegyikére a távolságukból és az izofotális átmérőjükből kiszámítottuk a tényleges lineáris átmérőiket, és az eredményeket átlagoltuk. Így 28,3 kpc jött ki, ami egy hajszállal (de nem perdöntően) nagyobb a Tejútrendszer átmérőjénél. Legnagyobb megelégedésemre a Tejútrendszer átlagos spirálgalaxisnak bizonyult. Amikor kissé továbbfejlesztettük a módszerünket, és csak azt a tizenkét galaxist vettük figyelembe, amelyek külső megjelenésüket tekintve legjobban hasonlítanak a Tejútrendszerre, akkor az átlag 33,6 kpc-re nőtt. A felhasznált galaxisok kis száma miatt ennek nem szabad túlzott jelentőséget tulajdonítani, minthogy a Tejútrendszer 26,8 kpc-es izofotális átmérője így is éppen csak szignifikánsan kisebb az átlagnál.
Ez a figyelmeztetés főként azért fontos, mert Martin Hendry-nek köszönhetően munkánk annak ellenére alapos statisztikai elemzésen nyugodott, hogy a vizsgált minta nagyon kisszámú galaxist tartalmazott. A statisztikai elemzés megerősítette, hogy a mintánkban előforduló összes galaxis az objektumok ugyanazon családjába tartozik (ugyanabba a statisztikai populációba). Ez nagyon jelentős volt az átlagos átmérő meghatározása szempontjából.
Az eredmények fölött érzett örömöm némileg csillapodott azonban, amikor felfedeztük, hogy bírálóimnak egy dologban biztosan igazuk volt – egyetlen esetből nem szabad általánosítani. Márpedig egy 1993-ban megjelent cikkében Sandage pontosan ezt tette. Kiválasztott egyetlen galaxist (az M101-et), amely „tipikus” spirálgalaxisnak látszik, és amelynek a távolságát a cefeida-módszernek köszönhetően ismerjük. Ezután feltételezte, hogy az M101 átmérője pontosan megegyezik a spirálgalaxisok átlagos átmérőjével, az általam is sokszor hangoztatott érvet használta fel a Hubble-állandó legjobb értékének meghatározásához, amire így 43 ±11-et kapott. Ehhez csupán azt kellett feltételeznie, hogy „a korlátozott mintán belül nem az M101 a legnagyobb galaxis”. Elemzésünk kimutatta – amint azt nyilván már sejtik –, hogy véletlenül éppen az M101 a legnagyobb galaxis a környezetünkben (vagyis egy távolsági értelemben korlátozott mintán belül). Átmérője meghökkentően nagy, nem kevesebb, mint 61,8 kpc.
Eredményeinkből azonnal arra lehetett következtetni, hogy H tényleges értékének valahol 50 „környékén” kell lennie. Az M101 kapcsán szerzett hasznos tanulságok nyomán azonban még én is beleegyeztem, hogy az adatokat amilyen sok galaxisnál csak lehet, alapos statisztikai elemzésnek vessük alá, mielőtt nyomtatásban megjelennének. A Tejútrendszer méretére vonatkozó munkánk ettől függetlenül, önmagában is megállt a lábán. 1996 karácsonyára készültünk el vele, az eredményekről tudósító cikket el is küldtük egy folyóiratnak[2], még mielőtt figyelmünket a standard katalógusokból jól ismert vöröseltolódású és szögátmérőjű spirálgalaxisok ezrei felé fordítottuk volna. Eközben híreket kaptunk a Hipparcos műhold küldetéséről, aminek közvetlen következményei voltak a Világegyetem életkorára vonatkozó kutatásainkra nézve.
A Hipparcost, az Európai Űrügynökség pozíciós csillagászati műholdját 1989. augusztus 8-án indították útnak, azonban a műhold nem érte el a számára kijelölt geostacionárius pályát. A hordozórakéta utolsó fokozata hajtóművének hibája miatt erősen elnyúlt, ellipszis alakú pályán maradt, amelyen néha 35 000 km-re eltávolodott a Földtől, máskor pedig 500 km-re megközelítette azt. Egyebek mellett ez azt is jelentette, hogy a műhold naponta kétszer keresztülszelte a Földet körülölelő van Allen-öveket. Emiatt napelemtábláira és elektronikus berendezéseire minden alkalommal nagy erővel záporoztak az elektromosan töltött elemi részecskék. Eleinte úgy tűnt, hogy a küldetés teljes kudarcra ítéltetett. A programot irányító csillagászok és mérnökök azonban hamarosan megtalálták a módját, hogyan lehet megkerülni a problémákat, így a műholdat négy éven keresztül (eredetileg tervezett hasznos élettartamánál hosszabb ideig) működésben sikerült tartani. Ezalatt csaknem 120 000 csillag parallaxisát mérte meg 0,002 ívmásodperc pontossággal, amihez az optikailag mérsékeltnek mondható, mindössze 29 cm átmérőjű távcsövét használta. (A Hipparcosnak nem is volt szüksége nagy távcsőre, mert nem túl halvány égitesteket kellett vizsgálnia, fő feladata a parallaxismérés, és ezen keresztül a távolságmeghatározás volt, minden korábbinál nagyobb pontossággal, a Föld légkörének zavaró hatásától mentes körülmények közt.)
A Hipparcos több mint ezer gigabyte adatot küldött a Földre. A csillagászoknak azonban rendkívül türelmeseknek kellett lenniük, mert az adatokat úgy tömörítették, hogy csak egyetlen egységként voltak kezelhetőek. Nem lehetett egyetlen adatot kiragadni a hatalmas adattömegből mindaddig, amíg az adatfeldolgozás folyamata be nem fejeződött. Akkor viszont egyszerre a nyakukba ömlött a rengeteg mérési eredmény. Az adatfeldolgozás csaknem ugyanannyi időt vett igénybe, mint maga az észlelés, ezért csak 1997-ben hozták nyilvánosságra a Hipparcos-adatokat. Ekkor mi már javában dolgoztunk a Hubble-állandó meghatározásán. A Hipparcos eredményeiből lényegében egy háromdimenziós térkép állt össze, amelyen a csillagok égbolton elfoglalt helyét egyezred ívmásodperc pontossággal adták meg. Ez a programot irányító kutatók egyikének hasonlata szerint olyan hihetetlen pontosság, mintha egy az Eiffel-tornyon elhelyezett távcsővel észrevennénk egy a New York-i Empire State Building tetején elhelyezett golflabdát.
Pontosan tükrözi a kozmikus távolságlétra megalapozására irányuló korábbi próbálkozások irdatlan nehézségeit, hogy a Hipparcos szolgáltatta az első, közvetlen, parallaxismérésből származtatott távolságadatokat a cefeidákra. Korábban a néhány ismert cefeidatávolság mindegyike közvetett, statisztikus módszereken alapult, amint arról a harmadik fejezetben szó volt. Az egész csak néhány kulcsfontosságú csillag – nem több mint tizennyolc cefeida – távolságának mérésén alapult. A Hipparcos ezzel szemben nemcsak néhány, hanem nem kevesebb, mint 220 cefeida távolságát mérte meg közvetlenül, miközben a részletesebb elemzés azon huszonhat cefeidára támaszkodott, amelyek parallaxisát a legpontosabban sikerült meghatározni. Ezáltal a cefeida távolságskála nagyon biztos kalibrációját sikerült elvégezni. (Mellesleg, a cefeidák nagyon csekély részaránya, nevezetesen 220 darab a 120 000 csillag közül, pontosan jelzi, milyen ritkák a cefeidák. Ez a másik oka annak, hogy a korábbi csillagászgenerációk csak oly kevés adattal rendelkeztek róluk.)
Kiderült, hogy a cefeidák valamivel fényesebbek és valamivel messzebb vannak, mint ahogyan azt korábban gondoltuk. Ezáltal mintegy 10 százalékkal megnyúlt az egész kozmikus távolságskála, és vele együtt természetesen a Világegyetem kora is. Nagyjából akkor, amikor ezeket az eredményeket nyilvánosságra hozták, egy másik vizsgálat során ellenőrizték a Nagy Magellán felhő cefeidáit, amelyeket korábban mérőlécként használtak a messzebbi galaxisok távolságának mérésére. Eszerint a standard cefeida-távolságskálát redukálni kell, valószínűleg mintegy 5 százalékkal. Nagyban és egészében a kétféle korrekció kiegyenlíti egymást. Azt azonban érdemes észben tartani, hogy a Hipparcos-mérések egyik következménye értelmében az előző és ebben a fejezetben idézett összes H értéket némileg csökkenteni kell (és természetesen ennek megfelelően megnő a Világegyetem becsült kora), bár a változás mértéke nem éri el a 10 százalékot.
A Hipparcos legizgalmasabb eredményét mégis a Tejútrendszer gömbhalmazainak korára vonatkozó következtetések jelentik. A Hipparcos adataival dolgozó csillagászok a közeli csillagokra vonatkozó nagyon pontos parallaxismérések felhasználásával újra kalibrálták a fősorozati csillagok fényességét. Megállapították, hogy a gömbhalmazok lényegesen távolabb vannak, mint ahogyan azt korábban gondoltuk. Ez az 1997 elején közölt eredmény azt jelenti, hogy a gömbhalmazok csillagainak a korábban feltételezettnél fényesebbeknek kell lenniük ahhoz, hogy olyan fényesnek látszódjanak az égen, amilyennek látjuk őket. Minthogy a nagyobb valódi fényességű csillagok gyorsabban égetik el nukleáris üzemanyagukat, mint a halványabbak, úgy tűnik, hogy a Tejútrendszer legöregebb csillagai mégsem olyan öregek, mint amilyennek korábban hittük őket. A fiatalabb és forróbb csillag (vagy halmaz) ugyanolyannak látszik az égen, mint az öregebb és halványabb csillag (vagy halmaz), mert a fényesebb hevesebben dolgozza fel nukleáris üzemanyagát.
A Hipparcos eredményeinek köszönhetően a legöregebb gömbhalmazok csillagainak kora 16 milliárdról 11 milliárd évre csökkent, ami egy csapásra könnyebbé tette azoknak a kozmológusoknak az életét, akik megpróbálták összhangba hozni egymással a Világegyetem korát (az Ősrobbanás óta eltelt időtartamot) és a legöregebb csillagok becsült korát. Pontosabban szólva, figyelembe véve a csillagok korára vonatkozó becslések eredendő bizonytalanságát, úgy fogalmazhatunk, hogy a legöregebb csillagok kora a 16-18 milliárd év közti tartományról 11-13 milliárd évre csökkent. Három különböző kutatócsoport mindegyike, köztük egy olyan is, akik a Hipparcos adatait két különböző módszerrel, három különböző csillagcsoportra alkalmazták, pontosan ugyanerre a végkövetkeztetésre jutott. Mellesleg ezek a számítások új becslést adtak a Naprendszer távolságára a Tejútrendszer középpontjától, ami eszerint 8,5 ±0,5 kiloparszek.
A Hipparcos-kutatássorozatnak voltak (és még ma is vannak) rejtélyes mozzanatai. Néhány közeli csillagcsoportra (melyek közül legfigyelemreméltóbb a Bika csillagképben látható Plejádok nevű nyílt halmaz, vagy közismertebb nevén a Fiastyúk) a Hipparcos-adatokból levezetett távolságadatok olyan mértékben változtatják meg a csillagok becsült életkorát, hogy azt már nem lehet kényelmesen beilleszteni a csillagfejlődés elfogadott modelljébe. Az viszont már az elméleti asztrofizikusok feladata, hogy olyan modellel rukkoljanak ki, ami jól illeszkedik a megfigyelésekhez. Semmiképpen sem az észlelőknek kell a megfigyelési eredményeket addig korrigálni, amíg csak hozzá nem igazíthatók a modell elvárásaihoz. Akármi is a helyzet, a nyílt halmazok vizsgálata által kiváltott vita alig vagy egyáltalán nincs hatással a gömbhalmazok korára vonatkozó történetünkre.
A gömbhalmazokra vonatkozó összes addigi megfigyelési tény alapos átvizsgálásáról szóló tanulmány 1997 nyarán jelent meg, pontosan akkor, amikor befejeztük a Hubble-állandóra vonatkozó számításainkat. A feladatot végrehajtó kutatócsoportot Brian Chaboyer vezette az Arizona Egyetemen. Kutatásaik során nemcsak a Hipparcos által mért parallaxisokat használták, hanem négy független eljárást is, amelyekkel a megfelelő korok legjobb becslését kapták. Kiderült, hogy a Hipparcos-adatok tulajdonképpen csak az utolsó cseppet jelentették a pohárban, mert a földi távcsövek, az elektronikus detektorok és a statisztikai adatokat kezelő és a modelleket végigszámoló számítógépek fejlődése következtében számos olyan érv gyűlt össze, hogy az 1990-es évek közepén már a Hipparcos-adatoktól függetlenül is felmerült az igény a gömbhalmazok távolságának megnövelésére és koruk csökkentésére. A lényeg az, hogy minden bizonyíték azonos irányba mutatott, és ami a legfontosabb, mindez akkor történt, amikor a Hipparcos adatai ugyancsak alátámasztották a földi mérésekből levont következtetéseket.
Chaboyer és kollégái szerint a Tejútrendszer legöregebb gömbhalmazainak korára kapott legjobb becslésük 11,5 ±1,3 milliárd év, és csak egy a húszhoz annak a valószínűsége, hogy ez a kor 9,5 milliárd évnél rövidebb. (Ez egyúttal értelemszerűen a Tejútrendszer korának alsó határa – a ford. megj.) Hangsúlyozták, hogy még a Tejútrendszer korára kapott alsó hibahatár által megengedett legmagasabb értéke is kényelmesen összhangba hozható az Ősrobbanás óta eltelt idővel, még a Világegyetem sík Einstein-de Sitter-modellje esetén is, feltéve, hogy a Hubble-állandó kisebb, mint 67 km/s megaparszekenként. Márpedig ennek semmi akadálya, amint az számunkra már világos volt, amikor 1997 júniusában a cikküket olvastuk.
Meglehetősen hosszú idő elteltével tudtuk csak nyilvánosságra hozni H általunk véglegesnek tekintett értékét, mert eltökélt szándékunk volt (különösen miután láttuk, mi történt, amikor Sandage mindent egy lapra, nevezetesen az M101-re tett fel), hogy csak a rendelkezésre álló legjobb adatokon alapuló, valóban gondos statisztikai elemzésnek alávetett értéket közöljük. Mindehhez nem lett volna szükség hat hónapra, azonban sajnos a csapat statisztikusmágusa, Martin Hendry a Glasgow Egyetemen szakmai előrelépést jelentő állást kapott (így az eset valójában csak jómagam és Simon Goodwin számára volt sajnálatos), ezért heteken keresztül képtelen volt elég időt szentelni közös munkánknak.
A részletes statisztikai elemzéstől függetlenül is jól látszott, hogy merről fúj a szél. A „tipikusnak” tekintett M101 spirálgalaxisra alapozott elemzésében Sandage csak 86 mezőgalaxist használt, amelyek távolságát az M101 átmérőjével végzett összehasonlítás alapján becsülte meg. Ezután az így kapott távolságokat az egyes galaxisok vöröseltolódásával egybevetve megállapította a Hubble-állandó értékét. Mi újrakalibráltuk Sandage adatait. Ugyanazt a 86 mezőgalaxist használtuk, de átmérőjüket nem az M101-hez, hanem a spirálgalaxisok általunk meghatározott átlagos átmérőjéhez hasonlítottuk, miáltal a H-ra vonatkozó becslés 43-ról 57-re nőtt (nekem tetszett ez a gyorsan és egyszerűen végigszámolható közelítés, kollégáimra azonban nem volt túl nagy hatással). Mindamellett jóval több galaxissal akartunk dolgozni, ezért elmélyedtünk a Fényes galaxisok harmadik referenciakatalógusa vagy RC3 néven ismert összeállításban. (A sors fintora – ismerve saját végkövetkeztetéseinket –, hogy a katalógus a Gérard de Vaucouleurs által vezetett kutatócsoport észlelésein alapult, ám ő vitán felül kiváló megfigyelő hírében állott, ezért a katalógus is a legjobb volt a maga nemében.) Így nem kevesebb, mint 3827 spirálgalaxissal játszadozhattunk, melyek mindegyikének ismertük a vöröseltolódását (ezek legnagyobbika 20 000 km/s körüli távolodási sebességnek felelt meg). Ugyancsak ismert volt az összes galaxisnak a korábban leírt eljárás szerint meghatározott átmérője. Ekkor lépett színre a statisztika tudománya.
Először is rendet teremtettünk a saját házunk táján, és ismételten megbecsültük a Tejútrendszerhez hasonló spirálgalaxisok átlagos átmérőjét. Magán a Tejútrendszeren kívül tizenhét további galaxis adatai álltak a rendelkezésünkre, így az átlagértékünket tizennyolc galaxis megfigyelésére alapozhattuk. Merő véletlenségből pontosan ugyanannyi galaxisból indulhattunk tehát ki, mint ahány ismert távolságú cefeidára alapozták annak idején a kozmikus távolságskálát (lásd a harmadik fejezetben). A végletekig precízek akartunk azonban lenni, ezért mintánkból később hat galaxist elhagytunk, és csak a Tejútrendszerre látványukat tekintve leginkább hasonlító tizenkettőt (természetesen köztük magát a Tejútrendszert) tartottuk meg. Elemzésünk alapelve volt, hogy csak hasonlót a hasonlóval vetettünk össze. A spirálgalaxisok különböző osztályait még maga Hubble definiálta az 1920-as években, elsősorban annak alapján, hogy milyen szorosan tekerednek fel a mag köré a spirálkarjaik. Vizsgálatunkban csak a Hubble-féle osztályozás szerinti 2-es és 6-os közötti típusokat használtuk.
Amikor a környékbeli galaxisokból létrehozott mintánk átlagos galaxisátmérőjét összehasonlítottuk az RC3 katalógus galaxisainak átlagos méretével, akkor valójában nemcsak a H értékét kaptuk meg, hanem arra is rájöttünk, miért alakulhatott ki korábban két ellentétes nézeteket valló tábor, a Hubble-állandó nagyságát illetően. Sok ezer galaxis látszó szögátmérője állt a rendelkezésünkre (az izofotális átmérőjükről van szó, amit mások ugyanúgy határoztak meg, mint ahogy mi a helyi mintánkhoz tartozó galaxisok esetében). Emellett ismertük az egyes galaxisok vöröseltolódását is, (még) nem tudtuk viszont, mekkora a Hubble-állandó. Minden egyes galaxis szögátmérőjéből kiszámítható a valódi, lineáris átmérője, ha megszorozzuk a távolságával, ami az ismert vöröseltolódása és H egyelőre ismeretlen értéke szorzataként állítható elő. Ha tehát H-ra különböző, tetszés szerinti értékeket veszünk fel, akkor bármely H esetében megállapíthatjuk az összes galaxis valódi átmérőjét, majd kiszámítjuk ennek az egész mintára vett átlagértékét. Ezek után nem kell mást tennünk, mint megkeresni H-nak azon értékét, amely mellett ez az átlagos átmérő ugyanakkorának adódik, mint amekkora a cefeidamódszerrel meghatározott távolságú, ugyanolyan típusú galaxisok átlagos mérete. Unalmas, de egyáltalán nem nehéz munkával – csak papír és ceruza használatával – mindezt Hubble és Humason is megtehette volna, feltéve, hogy az 1930-as években rendelkezésükre állt volna az RC3 katalógus. Számunkra a munka még csak megerőltető sem volt, hiszen az oroszlánrészét a számítógépek végezték. Csupán arra kellett nagyon gondosan ügyelnünk, hogy csakis azonos típusú objektumokat hasonítsunk össze egymással.
Ha vak optimizmussal viseltettünk volna az RC3 katalógus iránt, és szó szerint elhisszük az abban fellelhető összes adatot, feltételezve, hogy a katalógusban semmiféle torzítás nem lép fel (itt az észlelések módszertana által okozott torzításokra gondolunk, nem pedig magának az észlelőnek a bármiféle előítéletéből fakadóakra), és ennek megfelelően kiszámítjuk az átlagot, akkor H=80-nál nagyon szép egyezést kaptunk volna a helyi minta átlagos átmérőjével. Tudtuk azonban, hogy ez az érték nem lehet helyes, a rendelkezésre álló minta ugyanis távcsöveink korlátozott teljesítőképessége folytán szükségképpen torzított.
A legnagyobb problémát, mint mindig, ezúttal is a Malmquist-torzulás jelentette (ebben az esetben valamiféle geometriai Malmquist-torzulásról van szó). Az RC3 katalógus csak olyan galaxisokat tartalmaz, amelyeknek az égbolton látszó szögátmérője egy ívpercnél nagyobb. A katalógus tehát szükségszerűen torzult a nagyobb galaxisok irányában, hiszen a nagy távolságban lévő kis galaxisok nem találhatók meg a katalógusban. Maga a Tejútrendszer például mintegy 5000 km/s vöröseltolódásnak megfelelő távolságból nem kerülne be a katalógusba. Első lépésként tehát kiszórtuk a mintánkból az összes nagyon nagy vöröseltolódású galaxist, hiszen ez a probléma azok esetében jelentkezik a legélesebben. Ugyancsak kidobtuk a nagyon kis vöröseltolódást mutató galaxisokat, mert az ilyen közeli galaxisok esetében a helyi hatásokra végbemenő, véletlenszerű mozgásukból adódó Doppler-eltolódás hasonló nagyságrendű, mint a vizsgálni kívánt kozmológiai eredetű vöröseltolódás, ami csak zavart okozna. Részletes számításainkhoz végül az RC3 katalógus galaxisai közül az 500 és 1500 km/s közötti vöröseltolódásúakat használtuk (tehát nagyjából olyan messzire mentünk el, amilyen távolságból a Tejútrendszer még kimutatható lenne). H=50 esetén ez 100 megaparszek távolságnak felel meg, ami mintegy ötszöröse a Virgo-halmaz közepe tőlünk mért távolságának. Statisztikusunknak még e megszorítások mellett is 1388 galaxisa maradt (melyek mindegyike a Hubble szerinti 2-es és 6-os osztályok közötti típust képviselt). Ez elegendő volt ahhoz, hogy a statisztikai módszerek egész arzenálját felvonultatva igazolni tudja, hogy a minta a szabályos, Gauss-féle eloszlást követi (az eloszlás a híres német matematikusról, Carl Friedrich Gaussról kapta a nevét).
Ezzel azonban még mindig nem jutottunk ki a dzsungelből. Az optimista, aki azt hitte, hogy elég ha a katalógusbeli minta galaxisainak átmérőit összehasonlítjuk a lokális mintára jellemző átlagos átmérővel, 60-at kapott H-ra. Ennél azonban többre voltunk képesek, ugyanis bizonyos mértékig korrigálni tudtuk a Malmquist-torzulást. (Lényegében megvizsgáltuk, hogy milyen mértékben látszik csökkenni a kis galaxisok száma, ha egyre messzebbre tekintünk a térben, majd ezt az összefüggést figyelembe véve statisztikus úton próbáltuk pótolni a hiányzó galaxisokat.) Munkánk végeztével a H-ra kapott legjobb becslésünk 52 ±6 km/s volt megaparszekenként. Megmértük tehát a Hubble-állandó nagyságát. El kell mondanom, hogy a magam részéről különösen azért éreztem roppant örömöt, mert az eredményt csaknem azon a 10 százalékos hibahatáron belül sikerült megkapnunk, ami a Hubble-űrtávcső kulcsfontosságú programjának a célkitűzése is volt. Az általuk kapott cefeidatávolságokat használtuk, de az eredményt hamarabb kaptuk meg, mint ahogy ők elérték volna ugyanezt a pontosságot.
Egy sereg további statisztikai próba segítségével Martin Hendry azt is kimutatta, hogy csupán egy a húszhoz annak az esélye, hogy H nagyobb 75-nél (és ennek megfelelően ugyancsak 1/20 valószínűséggel lehet 35-nél kisebb). Talán ezúttal kevesebb okunk van az örvendezésre, ám eredményünk jó egyezést mutat a hetedik fejezetben leírt megegyezéssel, sőt magával a Hubble-kulcsprogrammal is. Utóbbi esetében a kutatók a 95 százalékos megbízhatósági határt a szokásos mértékegységekben 55 és 85 között jelölték meg.
Ne feledkezzünk meg azonban az általánosabb összefüggésekről sem. A Hubble-állandó meghatározásával párhuzamosan megállapítottuk, hogy a Tejútrendszer valamivel kisebb az átlagos spirálgalaxisoknál, de előfordulnak a Tejútrendszernél négyszerte nagyobb spirálgalaxisok is. Hatvannégy évbe telt tehát, mire a csillagászat igazolni tudta Eddington józan ésszel elfogadhatónak tűnő feltételezését. A H-ra kapott pontos értéktől függetlenül munkánk eredményének figyelemre méltó következménye, hogy a Világegyetem minden szempontból átlagosnak tekinthető részében élünk. Beigazolódott tehát a földi középszerűség elve, ami megerősít abban, hogy érdemes a rendelkezésünkre álló adatokból általános érvényű következtetéseket levonni – vagyis kozmológiát csinálni.
Amikorra befejeztük a munkánkat (ellentétben azzal, amikor elkezdtük), már látványos összhang alakult ki a H-ra különböző módszerekkel kapott értékek között, miszerint H értéke valahol 50 és 60 között lehet. Mindamellett szívesen gondoltunk arra, hogy a mi megközelítésünk valamilyen szempontból mégiscsak különleges. Először is, természetesen a cefeidák távolságán alapul, márpedig abban mindenki egyetért, hogy a cefeidák a legjobb és legkevésbé ellentmondásos távolságindikátorok. Ez a kozmikus távolságlétra legmegalapozottabb, hagyományos foka, legfeljebb néhány százalék hibával. Amikor azonban messzebbre akartunk hatolni a Világegyetem mélységeibe, mint ahová a cefeidák egymagukban képesek elkalauzolni, akkor az egyéb, néha „boszorkányságnak” tűnő módszerekkel ellentétben mi tisztán geometriai eljárást alkalmaztunk, amely oly biztonságos, mint maga a parallaxismérés. Amint arra (többek között) Virginia Trimble rámutatott, kizárólag a geometriai módszerek alkalmasak a kozmikus távolságok megmérésére, az összes többi eljárás csupán „tájékoztató jellegű”, ugyanis alkalmazásukhoz mindig szükség van valamilyen okoskodásra, következtetésre, vagy legalább bizonyos fizikai törvények alkalmazására. A mi módszerünk megértéséhez a földmérők által évezredek óta és még ma is használt háromszögelésen kívül semmi másnak az ismeretére nincs szükség. Nekünk semmi mást nem kellett csinálnunk, mint a Hubble-állandóra kapott, biztos alapokon nyugvó mérési eredményünket átalakítottuk a Világegyetem korává.
Ha a Világegyetem az Ősrobbanás óta azonos ütemben tágult volna (vagyis ha a Hubble-állandó tényleg állandó lenne, nem pedig a Világegyetem öregedésével arányosan csökkenő pillanatnyi értékű paraméter), akkor a H=50 km/s/Mpc azt jelentené, hogy a Világegyetem húszmilliárd éves. Ez elegendően hosszú idő ahhoz, hogy otthont adhasson az ismert legöregebb csillagászati objektumoknak is. Valójában ez az életkor túlságosan is megfelelő, ugyanis eszerint a Világegyetem történetének első ötmilliárd évében – vagyis a máig eltelt idő 25 százalékában – semmi olyan esemény nem történt, amely máig ható nyomot hagyott volna. Amint azonban korábban már kifejtettem, a gravitáció hatására a tágulás üteme fokozatosan lassul, azaz H a múltban nagyobb volt, mint ma. Ennek megfelelően a Világegyetem fiatalabb a gravitáció fékező hatásának figyelembevétele nélkül kapott életkorán. Régebben ugyanis a mainál gyorsabban tágult, így rövidebb időre volt szüksége a ma megfigyelhető állapot eléréséhez, mintha mindvégig a ma megmérhető H-nak megfelelő sebességgel tágult volna.
Kérdés az, milyen mértékben csökkenti a gravitáció hatása a Világegyetem számított életkorát. A legegyszerűbb Einstein-de Sitter-modell szerint a Világegyetem sík, az anyag sűrűsége pontosan megegyezik a kritikus sűrűséggel. Ebben az esetben az imént említett életkort 30 százalékkal kell csökkenteni, vagyis végeredményben a Világmindenség valamivel öregebb 13 milliárd évesnél. Sok kozmológus felettébb elégedett lenne, ha ez lenne a Világegyetem helytálló matematikai leírása, mert a kép egyszerű, ráadásul az Ősrobbanás napjainkban legelfogadottabb leírása, a felfúvódó Világegyetem modellje (lásd részletesen Az Ősrobbanás nyomában című könyvemben) szerint a Világegyetem szerkezetének nagyon közel kell lennie a síkhoz. A megfigyelések azonban mindeddig nem igazolták ezt az elképzelést, azok alapján csupán annyit állíthatunk, hogy a kritikus sűrűség eléréséhez szükséges anyagmennyiség legalább egyharmadának jelen kell lennie a Világegyetem egészében. Ha viszont a Világegyetem sűrűsége csak egyharmada a kritikusnak, akkor szerkezete nem sík, hanem nyílt. A kevesebb anyag csekélyebb gravitációja hatására nem lassult volna az Ősrobbanás óta a korábban feltételezett mértékben, így a H ma mérhető értéke sokkal jobban közelítené a Világegyetem egész élettartamára vonatkozó átlagos tágulási ütemet. Valójában a redukciós tényező ez esetben 20 százalék körüli, nem pedig 30 százalék. Eszerint a Világegyetem kikövetkeztetett korát húszmilliárd évről nem tizenhárom-, hanem tizenhatmilliárdra kell csökkenteni.
Ha nem akarunk bevezetni valamilyen kozmológiai állandót, akkor a Hubble-állandó 50-es értéke határok közé szorítja a Világegyetem lehetséges életkorát. (A kozmológiai állandó bevezetésével és értékének megfelelő megválasztásával viszont tetszés szerinti életkort kaphatunk a Világegyetemre.) Eszerint a Világegyetem legalább tizenhárommilliárd éves, de kora akár a tizenhatmilliárd évet is elérheti. Emlékezzünk vissza, hogy részben a Hipparcos műholdnak köszönhetően, részben pedig Chaboyer és kutatócsoportja eredményei szerint milyen életkort kaptunk a Világegyetem legöregebb égitestjeire. A gömbhalmazok kora valahol tíz- és tizenhárommilliárd év között lehet, a legvalószínűbb érték 11,5 milliárd év. Figyeljük meg, hogy a két tartomány immár nem fedi át egymást. 1997-ben tehát, először a csillagászat történetében, ez a két fontos szám, a Világegyetem legöregebb égitestjeinek a kora és magának a Világegyetemnek a kora, helyes viszonyba került egymással. Még akkor sincs ellentmondás, ha megengedjük, hogy az első csillagrendszerek csak az Ősrobbanás után egymilliárd évvel jöjjenek létre (a számítógépes modellek szerint ez a becslés nagyjából helytálló), és feltételezzük, hogy a Világegyetem szerkezetét a lehető legegyszerűbb modell írja le, így a lehető legfiatalabb. Nemcsak hogy ellentmondás nincs, de a leglenyűgözőbb egyezést kaptuk két olyan számérték között, amelyeket egymástól teljesen független módszerekkel származtattunk, teljesen különböző jelenségekre – a Világegyetem tágulására és a csillagok fejlődésére – vonatkozó, alapvetően eltérő megfigyelések révén.
Nehéz túlbecsülni a felfedezés jelentőségét. Hacsak nem vagyunk a lehető legkörmönfontabb, véletlen egybeesések áldozatai, akkor ez két dolgot jelent. Egyrészt, valóban értjük a csillagok működését, másrészt a Világegyetem története tényleg egy meghatározott időpontban vette kezdetét, vagy pontosabban fogalmazva, ekkor kezdett létezni maga az idő is. Hetven évvel ezelőtt – egy emberi élet hossza – a csillagok működése még a megoldatlan rejtélyek egyike volt, az idő születésének ötlete pedig még tudományos körökben is alig-alig merült fel. Bármely korábbi generáció mágusnak tekintette volna azt, aki azt állította volna, hogy tisztában van akár a csillagok működési mechanizmusával, akár az idő születésével. Ma már mindkét folyamatot értjük, és a varázslat mindkét része ugyanazt a történetet mondja el a Világegyetem koráról.
Egy korábbi könyvemben[3] arról írtam, hogyan tárják fel a részecskefizikusok az anyag belső szerkezetének titkait. A természet erőinek és részecskéinek működési módjára vonatkozó felfedezéseiket egyetlen matematikai formulába próbálják sűríteni, a mindenség elméletébe. Legtöbbünk számára ez az elképzelés azonban túlságosan elvont, csak a beavatottak számára érthető. Soha, senki nem látott még kvarkot. Ezzel szemben mindenki látott már csillagokat, legtöbbünk bizonyára elámult fontosságukon. A természettudomány valószínűleg akkor kezdődött, amikor őseink először emelték tekintetüket az égboltra, és először lettek kíváncsiak arra, mik azok a csillagok és hogy kerültek oda. Ha létezik a tudományban a mélyen gyökerező igazság, akkor a csillagok fizikája és a kozmológia közötti harmónia, és az idő kezdetének felfedezése minden bizonnyal ezt fejezi ki. Még ma is elámulok azon, hogy elég szerencsés voltam, és részesévé válhattam a Világegyetemről szóló igazság egy kicsiny szelete feltárásának. Legnagyobb örömömre pedig az szolgál, hogy mindezt Önökkel is megoszthattam.
Az alább felsorolt könyvekből az olvasó részletesebben is tájékozódhat a Világegyetem korával kapcsolatban kialakult vitáról és a kozmikus idő felfedezéséről. A könyvek általában könnyen hozzáférhetőek. A csillaggal megjelölteket csak azoknak ajánljuk, akik nem idegenkednek a matematikai képletektől.
Gale Christianson: Edwin Hubble (Farrar, Strauss & Giroux, New York, 1995)
Stuart Clark: Towards the Edge of the Universe (Willey, Chichester, 1997)
*Peter Coles & George Ellis: Is the Universe Open or Closed? (Cambridge Egyetemi Nyomda, 1997)
Arthur Eddington: The Expanding Universe (Cambridge Science Classics, 1997; első kiadás: Cambridge Egyetemi Nyomda, 1933)
John Gribbin: Companion to the Cosmos (Orion, London és Little, Brown, New York, 1996)
John Gribbin: In Search of the Big Bang (javított kiadás, Penguin, London, 1998)
Edwin Hubble: The Realm of the Nebulae (Dover edition, 1958; első kiadás: Yale Egyetemi Nyomda, 1936)
Helge Kragh: Cosmology and Controversy (Princeton Egyetemi Nyomda, 1996)
Alan Lightman & Roberta Brawer: Origins: The lives and worlds of modern cosmolgists (Harvard Egyetemi Nyomda, Cambridge, 1990)
Malcolm Longair: Our Evolving Universe (Cambridge Egyetemi Nyomda, 1996)
Dennis Overbye: Lonely Hearts of the Cosmos (HarperCollins, New York, 1991)
*Michael Rowan-Robinson: The Cosmological Distance Ladder (W. H. Freeman, New York, 1985)
Harlow Shapley: Galaxies (harmadik kiadás, átdolgozta: Paul Hodge, Harvard Egyetemi Nyomda, 1972, eredeti kiadás: Harvard Egyetemi Nyomda, 1943)
*Robert Smith: The Expanding Universe (Cambridge Egyetemi Nyomda, 1982)
A témához kapcsolódó magyar nyelvű irodalom
V. A. Ambarcumjan: Az Univerzum kutatásának filozófiai kérdései (Gondolat, 1980)
I. Asimov: A robbanó napok (Kossuth, 1987)
R. Atkins: Teremtés (Gondolat, 1988)
J. D. Barrow: A Világegyetem születése (Kulturtrade, 1994)
P. Davies: Az utolsó három perc (Kulturtrade, 1994)
A. Ducrocq: Az anyag regénye (Kossuth, 1965)
A. Eddington: A természettudomány új útjai (Franklin, 1939)
A. Einstein: A speciális és általános relativitás elmélete (Gondolat, több kiadás)
T. Ferris: A vörös határ (Gondolat, 1985)
S. W. Hawking: Az idő rövid története (Maecenas, 1989 és Talentum, 1999)
S. W. Hawking: Einstein álma (Vince 1999)
S. Hawking-R. Penrose: A tér és az idő természete (Talentum, 1999)
J. Ny. Jefremov: A világmindenség mélységeiben (Gondolat, 1978)
W. J. III. Kaufmann: Relativitás és kozmológia (Gondolat, 1985)
P. Labérenne: A világok keletkezése (Kossuth, 1960)
R. Omnés: A világegyetem és átalakulásai (Gondolat, 1981)
J. Sz. Sklovszkij: Csillagok, születésük, életük, pusztulásuk (Gondolat, 1981)
Székely L.: Einstein kozmoszától a felfúvódó világegyetemig (BTK, 1990)
E. F. Taylor-J. A. Wheeler: Téridő-fizika (Gondolat, 1974)
S. Weinberg: Az első három perc (Gondolat, 1983)
Végtelenség és világegyetem, cikkgyűjtemény (Gondolat, 1974)
Ajánljuk továbbá a Csillagászati évkönyvek, a Fizikai Szemle, a Természet Világa és a már megszűnt Tudomány c. folyóiratok cikkeit.
1 Ha pontosak akarunk lenni, akkor hozzá kell tennünk, hogy a kozmológiában H-val a Hubble-paramétert szokás jelölni, míg ennek napjainkban felvett értéke, a Hubble-állandó jele Ho. A továbbiakban az egyszerűség kedvéért mégis H-val jelölöm a Hubble-állandót, mert könyvünkben ez semmiféle félreértést sem okozhat.
2 A cikk valójában csak 1998-ban jelent meg, de ez a bíráló és a szerkesztő hibája volt, akik nem értették meg a munka jelentőségét.
3 A SUSY nyomában (In Search of SUSY)