Mekkora az univerzum? Száz évvel ezelőtt úgy gondoltuk, hogy a Tejútrendszer (a mi galaxisunk) 300.000 fényév átmérőjű. Ma már tudjuk, hogy ez nem igaz, és hogy a valós szám ennél háromszor kisebb, 100.000 fényév. De nemcsak erre jöttek rá a tudósok. Ma már meglehetősen pontosan tudjuk, hogy mekkora a megfigyelhető világegyetem mérete.
De mégis hogyan tudjuk megmondani innen a Földről, hogy mekkora a galaxis, amiben a naprendszerünk kering? És még inkább honnan tudjuk, hogy mekkora a galaxisunknál majdnem egymilliószor nagyobb megfigyelhető univerzum? Hogyan tudjuk kiszámolni, és miért lehetünk ennyire biztosak a számításainkban?
Amióta Kopernikusz azzal érvelt, hogy a Föld nem a Naprendszer középpontja, úgy tűnik, mindig is nehéznek láttuk átírni azon előfeltevéseinket, hogy mi az univerzum – és főleg, hogy mekkora.
Szögezzük le, hogy a távolság pontos becslése pusztán az alapján, hogy valamire ránézünk, hihetetlenül nehéz. Képzeljük el, hogy meg kellene mondanunk, milyen messze van tőlünk (a szemünktől) a képernyő, amin ezt a szöveget olvassuk. Egy felnőtt ember (aki már találkozott mérőszalaggal, vonalzóval, vagy bármi mással, amivel távolságot szokás mérni) valószínűleg több-kevesebb sikerrel nagyjából meg tudja saccolni a távolságot. Most nehezítsünk egy kicsit a feladaton. Saccoljuk meg a hozzánk legközelebbi fal távolságát, majd a tőlünk legtávolabbit. Ez után nézzünk ki az ablakon, és saccoljuk meg egy fa, vagy egy autó tőlünk való távolságát. Ha a saccolásainkat utólag mérésekkel ellenőrizzük, arra a következtetésre jutunk, hogy a becslés pontossága csökken a távolság növekedésével. Vagyis minél messzebb van tőlünk valami, annál pontatlanabb a tippünk. Nem nehéz belátnunk, hogy a pontos távolság meghatározásához ez a módszer alkalmatlan a karnyújtásnyi távolságok esetében is, nem beszélve az ennél nagyobb távokról.
Akkor mégis honnan tudjuk?
Szerencsére a tudósok és csillagászok ötletes eszköztárat és mérőrendszereket fejlesztettek ki. Ezek nemcsak a Föld és a Naprendszer más égitestei közötti távolság kiszámítására szolgálnak, hanem a galaxisok és a megfigyelhető univerzum széle közötti távolságokra is.
Mielőtt jobban belemegyünk, engedjetek meg nekem egy kis kitérőt. A mai napig rengetegen vitatkoznak azon, hogy vajon a Föld-e a világegyetem közepe vagy sem. Ez a kérdés alapjaiban hibás, és el is mondom, hogy miért. Amikor a világűrt szemléljük, nem látunk el bármeddig. Csak addig látunk, ahonnan még érkeznek vissza hozzánk fotonok, amik az információt hordozzák arról, hogy mit is kéne látnunk. Mivel az univerzum tágul, ráadásul gyorsabban tágul a fénynél (erre majd később visszatérek, egyelőre csak fogadjuk el, hogy így van), egy idő után a fényt kibocsátó égitestek is gyorsabban távolodnak tőlünk, mint a fény. Vagyis a fényük sosem ér vissza hozzánk, bármennyi idő is telik el. Ez azt jelenti, hogy annál a határnál nem látunk távolabb, mint ahol az univerzum tágulása meghaladja a fény sebességét.
Ez azt eredményezi, hogy többé-kevésbé minden irányban ugyanolyan messzire látunk el a távcsöveinkkel. Vagyis olyan, mintha egy gömb kellős közepében lennénk. Az, hogy ennek a gömbnek a kellős közepe hol van, csak azon múlik, hogy mi, a megfigyelők hol vagyunk. Vagyis ahogy Lawrence Krauss részecskefizikus is rámutatott, vagy minden pont az univerzum közepe, vagy egyik sem az. Ezért hibás ez a kérdés, de térjünk vissza az eredeti gondolatmenethez.
Kozmikus távolságlétra
A távolságok méréseit “kozmikus távolságlétrának” nevezik. A létra első fokára könnyű feljutnunk. Mindössze rádióhullámokat kell sugároznunk a Naprendszer szomszédos bolygóira. Például a Vénuszra vagy a Marsra, és meg kell mérnünk, mennyi idő alatt verődnek vissza a rádióhullámok. Ez nagyon pontos mérést eredményez.
Az olyan nagy rádióteleszkópok, mint a Puerto Rico-i Arecibo, képesek ilyen munkát végezni, de ennél sokkal többet is tudnak. Az Arecibo képes észlelni a Naprendszerben keringő aszteroidákat. Képet is készíthet róluk annak alapján, hogy a rádióhullámok hogyan verődnek vissza az aszteroida felszínéről. Ennek ellenére rádióhullámokat használni a Naprendszeren kívüli távolságok mérésére már nem praktikus.
Parallaxis mérés
A kozmikus távolságlétra következő lépcsőfoka a parallaxis mérés. Elsőre furcsán hangzik, de állandóan ezt csináljuk anélkül, hogy észrevennénk. Az emberek, mint sok más állat intuitív módon felismerik a távolságot önmaguk és a tárgyak között, annak köszönhetően, hogy két szemük van. Erről a fentiekben már szót ejtettem, de most egy kicsit továbbmegyünk.
Ha egy tárgyat tartasz magad elé, mondjuk a saját kezedet, és először csak az egyik nyitott szemeddel nézed, majd átváltasz csak a másik szemedre, azt fogod látni, hogy a kezed kissé oldalra tolódik. Biztos vagyok benne, hogy gyerekként rengetegen szórakoztatták magukat ezzel az érdekes jelenséggel, amit parallaxisnak hívunk.
A két megfigyelőpont közötti különbség felhasználható a kérdéses tárgy távolságának meghatározásához. Az agyunk ezt természetes úton végzi el egyszerre mindkét szemünkkel, a csillagászok pedig ugyanezt végzik a közeli csillagok esetében, csak ők ehhez távcsöveket használnak, mégpedig a következőképpen.
Amikor egy közeli csillag tőlünk való távolságát akarjuk meghatározni, akkor megfigyeljük a csillagot például januárban, majd várunk hat hónapot, hogy a Föld a Nap másik oldalára kerüljön, és ismét megfigyeljük az adott csillagot. Ilyen módon ugyanazt a hatást érjük el, mintha két szemmel néznénk egyszerre. A januári megfigyelés a jobb szem, a júliusi megfigyelés pedig a bal szem. Ezzel a módszerrel megfigyelhetjük a csillagok eltolódását a háttérben lévő tárgyakhoz képest.
Ez a módszer nagyon jól működik a közeli csillagok esetében, de van egy pont, kb. 100 fényév, amikor a megfigyelhető eltolódás már túl kicsi ahhoz, hogy használható számításokat végezzünk vele. Tehát a távolabbi univerzum vizsgálatára már nem megfelelő.
„Fő szekvencia illesztés”
A következő lépcsőfok a kozmikus távolságlétrán egy “main sequence fitting” (szó szerinti fordításban: fő szekvencia illesztés) nevű technika. Ez arra a tudásunkra támaszkodik, hogy egy bizonyos méretű csillagok – a fő szekvencia csillagok – hogyan fejlődnek az idők során. Azokat a csillagokat, amelyeket ehhez a technikához használunk, ún. “alap vagy standard gyertyának” hívunk.
Egyrészt megváltoztatják a színüket, az életkoruk előrehaladtával egyre vörösebbek lesznek. A színüket és a fényességüket pontosan megmérve, és összehasonlítva ezt azzal, ami ismert a közelebbi fő szekvencia csillagok parallaxissal mérhető távolságáról, megbecsülhetjük e távolabbi csillagok helyzetét.
Ezeket a számításokat az az alapelv támasztja alá, amely szerint az azonos tömegű és korú csillagok ugyanolyan fényesek lennének, ha tőlünk ugyanolyan távolságra lennének. Mivel gyakran nem így van, ezért a mérések különbségét felhasználhatjuk arra, hogy kiderítsük, milyen messze vannak.
Annak megértése, hogy a fényerő hogyan viszonyul a távolsághoz, nagyon fontos ahhoz, hogy képesek legyünk meghatározni a távolságot a még távolabbi objektumokhoz. Például más galaxisok csillagaihoz, azonban a fő szekvenciaillesztés itt nem fog működni, mert azoknak a csillagoknak a fényét – amelyek több millió fényévnyire vannak, ha nem több – nehéz pontosan elemezni.
Cefeidák
Szerencsére még 1908-ban egy Henrietta Swan Leavitt nevű tudós a Harvardon fantasztikus felfedezéssel állt elő, amely segített nekünk ilyen hatalmas távolságok mérésében. Rájött, hogy létezik egy speciális csillagosztály, amelyet Cefeida-típusú változónak hívnak. Megfigyelte, hogy egy bizonyos típusú csillag fényereje idővel változik, és a csillagok fényerejének változása lüktetése közvetlenül összefügg azzal, hogy mennyire világosak. Más szóval egy fényesebb Cefeida lassabban “pulzál” (persze valójában sok nap alatt), mint egy halványabb Cefeida. Mivel a csillagászok viszonylag egyszerűen meg tudják mérni a Cefeidák “pulzusát”, meg tudják jósolni, milyen fényes a csillag, majd megfigyelve, hogy milyen fényesnek tűnik számunkra, kiszámíthatják a távolságát.
A lényeg az, hogy a távolság különböző módokon is kiszámítható, és minél több módszerünk van a távolságok mérésére, annál jobban megérthetjük az univerzum valódi méretét.
Az 1920-as évek elején Edwin Hubble cefeidát fedezett fel a hozzánk legközelebbi galaxisban, az Androméda-galaxisban. Ő még úgy számolta, hogy a csillag, amit talált, alig egymillió fényévre van tőlünk. Ma már tudjuk, hogy ez a szám valójában 2,54 millió fényév. Hubble a kora lehető legpontosabb számításait végezte, amit azóta finomítottunk, pontosítottunk, így sokkal pontosabban határozhatjuk meg a távoli csillagok távolságát. Természetesen a kutatók a mai napig dolgoznak rajta, hogy még pontosabb számításokat kapjunk.
Itt elérkeztünk ahhoz a ponthoz, ahol az univerzum mérete egyszerűen túl nagy a tökéletesen pontos számításokhoz. Minél távolabbi galaxis távolságát akarjuk megmérni, annál nagyobb a hibahatár. Éppen ezért ugyanannak a dolognak a távolságát sokszor megmérik, és a kapott eredményekből átlagot vonnak, így a lehető legpontosabb eredményt kapjuk.
1A típusú szupernóvák
Hubble a felrobbanó fehér törpe csillagok – 1A típusú szupernóvák – fényerejét is megmérte. Ezek a hihetetlen erejű robbanások több milliárd fényév távolságra lévő galaxisokban is látszanak. Mivel ezen robbanások fényereje mérhető, a cefeida-típusú változócsillagokhoz hasonlóan meg tudjuk határozni a távolságukat. Ennek köszönhetően már nemcsak a cefeidák számítanak “standard gyertyának”, hanem az 1A típusú szupernóvák is, vagyis eggyel több támpontunk van a hatalmas távolságok viszonylag pontos méréséhez.
De van még egy tulajdonsága az univerzumnak, ami segít nekünk hatalmas távolságokat meghatározni, ez a vöröseltolódás.
Ha egy szirénázó mentőautó vagy rendőrautó valaha elhaladt melletted az utcán, akkor már találkoztál a Doppler-effektussal. Ahogy a szirénázó autó közeledik hozzád, a sziréna vijjogása magasnak tűnik, majd ahogy elhalad melletted, és eltávolodik, a hangmagassága megváltozik, és úgy tűnik, mintha mélyebb lenne. Ugyanez az effektus hallható a Forma-1-es versenyautók esetében is, és ugyanez történik a fényhullámokkal is, de egy sokkal finomabb skálán.
A távoli testek fényspektrumának elemzésével észlelhetjük ezt a változást. Ebben a spektrumban sötét vonalak lesznek, mert néhány speciális színt elnyelnek a fényforrásban lévő, és körülöttük található elemek, például a csillagok felülete. Minél távolabb vannak tőlünk az objektumok, annál inkább a spektrum vörös vége felé tolódnak el ezek a vonlak. Ez nem csak azért van, mert a tárgyak messze vannak, hanem azért is, mert az univerzum tágulásának köszönhetően idővel egyre távolabb kerülnek tőlünk. A vöröseltolódás megfigyelése a távoli galaxisok fényében az egyik módja az univerzum tágulásának bizonyítására.
Pont olyan, mintha apró pöttyöket (galaxisok) festenénk egy lufi felszínére, majd felfújnánk a lufit. Ahogy a lufi kitágul, a felszínén lévő pöttyök egyenletesen eltávolodnak egymástól. Minden pötty minden pöttytől távolodik, és ugyanez történik az univerzumban is.
Minél gyorsabban távolodik tőlünk egy galaxis, annál távolabb kell lennie – és annál jobban a vörös felé tolódik a fénye.
Most jön a lényeg!
A megfigyelhető univerzumban, a leginkább vöröseltolódott fény, amelyet észlelhetünk, arra utal, hogy a fény 13.8 milliárd éves galaxisokból érkezett hozzánk. Mivel ez a legrégebbi fény, amit észleltünk, ez egyben a Világegyetem korának mérését is jelenti, de az utóbbi 13.8 milliárd évben az univerzum folyamatosan tágult – amit kezdetekben nagyon-nagyon gyorsan tett.
Ezt figyelembe véve a csillagászok kidolgozták, hogy a megfigyelhető univerzum szélén található galaxisoknak, amelyek fényének elérésére 13.8 milliárd évre volt szükségünk (ennyi idő alatt ért el hozzánk a fényük), most 46.5 milliárd fényévnyire kell lenniük. Ez a legjobb mérésünk a megfigyelhető univerzum sugarára. Ennek megduplázása természetesen megadja a megfigyelhető univerzum átmérőjét: 93 milliárd fényév. Tehát 93 milliárd évig kéne utaznunk ahhoz, hogy megtudjuk, mekkora a megfigyelhető univerzum – persze fénysebességgel.
Természetesen ilyen elképzelhetetlenül nagy távolságoknál nem kizárt a hiba. Ha valamelyik mérésünk nem teljesen pontos, akkor a létra következő foka sem lesz pontos, hiszen az a korábbira épül. Mindenesetre eddig bárhogy is számoltuk, mindig ugyanaz az eredmény jött ki.
Ha ez még nem lett volna elég.
Nemrégiben újabb kutatásokat végeztek az Oxfordi egyetemen – elemezték a megfigyelhető univerzum objektumaira vonatkozó ismert adatokat. Miután számítógépes algoritmusokat használtak az adatokban megbúvó, jelentőséggel bíró mintázatok keresésére, az eredmény egy új becslés lett – az egész világegyetem valódi mérete legalább 250-szer akkora, mint a megfigyelhető univerzum. Ha ez igaz, az univerzum valójában 23 billió fényév átmérőjű.
Sajnálatos módon ezt soha nem fogjuk biztosan tudni, mivel a tér a nagyon távoli galaxisok esetében már jóval gyorsabban tágul a fénysebességnél, ezért a tőlük felénk érkező fény sosem ér ide. Előfordulhat, hogy a jövőben hatalmas távolságokat leszünk képesek utazni a világűrben, de ebben az esetben is be kell majd érnünk az “egyszerű megfigyelő” szerepével.