Napjaink kozmológiájában tényként kezelt állítás, hogy az Univerzum tágulásának üteme jelenleg gyorsul. Ennek magyarázatára a sötét energia hipotézise szolgál: az Univerzumot az eddig ismerteken kívül egy ismeretlen komponens is kitölti, melyről csak annyit tudunk, hogy úgy viselkedik, mint valamilyen energia, és az Univerzumot gyorsuló tágulásra kényszeríti. Hogy mi alkotja, hogyan hat kölcsön, hogyan oszlik el, milyen fizikai állapotban van (hőmérséklet, nyomás stb.), arról csak nagyon keveset tudunk, ismereteink nagy része pusztán feltételezés.
De milyen bizonyítékunk van arra, hogy jelenleg a tágulás üteme gyorsul? A tágulás tényét már régóta elfogadja a tudomány (nagyjából Einstein és Hubble munkássága óta: előbbi elméletben, utóbbi gyakorlatban bizonyította). A gyorsuló tágulás elmélete egészen új: 1998-ban jelent meg az első cikk, melyben kutatók egy érdekes új eredményt publikáltak. Ehhez azonban vissza kell gondolnunk arra, amit a szupernóvák robbanásáról tudunk.
Fantáziarajz az Ia típusú szupernóva-robbanás előtti pillanatokról
A szupernóvák egyik fajtája (Ia típusúak), mely egy fehér törpe és egy vörös óriás kettős egymás körüli keringésekor jön létre, azzal a különleges tulajdonsággal rendelkezik, hogy csak akkor robban, amikor a fehér törpe már elég nagy tömegűre hízik a kísérőjétől elszívott anyagnak köszönhetően (ez az ún. Chandrasekhar-határ, értéke 1,4 naptömeg). Ez a különleges tulajdonság lehetővé teszi, hogy kozmológiai mérésekben használják az Ia szupernóvákat. A módszer azon alapul, hogy minden egyes robbanó rendszer abszolút fényessége jó közelítéssel ugyanaz (mivel ugyanolyan tömegűek a robbanás pillanatában), így ha a Földről látható fényességüket megmérjük, a távolságuk kiszámítható.
Az így kapott távolságok értékeit összevetették más módszerrel (pl. vöröseltolódás mérésével) kapott távolságértékekkel, és az a meglepő eredmény adódott, hogy ezek a szupernóvák messzebb vannak, mint vártuk. Ez pedig arra utal, hogy az Univerzum tágulása gyorsul, amit a már említett sötét energia hipotézisével magyaráznak. Ez tehát az az új eredmény, mely napjaink kozmológiájának nagy eredménye és egyben legnagyobb megoldandó problémája is lett.
Mit kell ezen megoldani – kérdezhetjük. Azon kívül persze, hogy a sötét energiáról alig tudunk valamit, még ott van az a probléma is, hogy a mérési módszer helyes volt-e. Vannak tudósok, akik kétségbe vonják, hogy a szupernóvák méréséből kapott eredmény hiteles. Azzal érvelnek, hogy a mérést végzők nem vették figyelembe a csillagközi anyag elnyelését, ezért hibás eredményt kaptak. Mások szerint nem szabad elhanyagolni, hogy Ia szupernóvák többféle fejlődési úton is létrejöhetnek, pl. összeolvadó kettős fehér törpékből is. Bárkinek van is igaza, fontos lenne más, a szupernóváktól független módszerrel is megvizsgálni ugyanezt a problémát.
Tavaly két dán kutató javasolt egy új mérési eljárást. Ez szupernóvák helyett gravitációsan lencséző rendszerek mérésén alapul. A gravitációs lencsézés azt jelenti, hogy ha a fény útjába valamilyen nagyon nagy tömegű objektum (pl. egy óriásgalaxis) esik, akkor a fény kitér addigi egyenes pályájáról, és görbült úton halad tovább az objektum gravitációs hatása miatt. Hasonló történik, mint amikor a fény útjába üveglencsét teszünk, mely azt eltéríti, ezért hívják a jelenséget gravitációs lencsézésnek. Jelenleg kb. 200 ilyen rendszerről van tudomásunk. Ezek többnyire úgy épülnek föl, hogy a fény forrása egy nagyon távoli kvazár, a lencse pedig egy nagy tömegű galaxis. Úgy lehet fölismerni az ilyen rendszereket, hogy a kvazár képe az előtérgalaxis körül gyűrűszerűen, sokszor széthasadva látszik.
Balra: A gravitációs lencsézés szemléletesen: a fény egy nagy tömegű objektum, pl. egy csillag vagy galaxis mellett elhaladva megváltoztatja az irányát. Jobbra: Egy jellegzetes gravitációs lencséző rendszer fényképe (QSO 2237+0305=Einstein-kereszt). A kvazár 8 milliárd fényév, a lencséző galaxis 400 millió fényév távolságban van.
Az új mérési eljárás lényege, hogy gravitációs lencséző rendszerek különböző paramétereit meg kell mérni, ezekből pedig a galaxis távolsága kiszámolható. Az így kapott távolságértékeket össze kell vetni más módszerekből kapott távolságértékekkel (pl. fotometriai parallaxis), és máris megkapjuk, hogy milyen mértékben tágul az Univerzumunk.
Természetesen a dolog nem ilyen egyszerű. Az ismert 200 gravitációs lencséző rendszerből csak 20 az, amit erre a mérésre föl lehet használni jelenleg, mert csak ezeknél mérték meg a számításokhoz szükséges paramétereket. Ennél sokkal nagyobb minta kell ahhoz, hogy pontos, megbízható eredményt lehessen kapni, ami már összehasonlítható a szupernóvák méréséből származó eredménnyel.
Akkor tehát a dán kutatók fölöslegesen törték a fejüket az új módszer kidolgozásán? Egyáltalán nem. Az elkövetkező évtizedben sok új égboltfelmérő távcsövet terveznek létesíteni a Föld különböző pontjain. Ezek képesek lesznek gravitációs lencséző rendszerek paramétereinek pontos mérésére. Ilyen pl. a Nagy Szinoptikus Felmérő Távcső (LSST – Large Synoptic Survey Telescope) nevű műszer, melyet 2016-ra terveznek fölépíteni Észak-Chilében. 8,4 m-es tükörrel 3,5 fokos látómezőben 24,5 magnitúdó határfényességig fogja a tervek szerint 3 naponként lefényképezné a teljes eget. Egy másik tervezett projekt az Euclid, az ESA űrtávcsöve, melyet a megvalósulás esetén a Nap-Föld L2 Lagrange-pontjába fognak küldeni 2017-ben. Célja galaxisok felmérése optikai és közeli infravörös tartományban, és ebből távolságuk meghatározása.
Balra: A Nagy Szinoptikus Felmérő Távcső (LSST) rajza. 2016-ra tervezik üzembe helyezni. Jobbra: Az Euclid űrtávcső fantáziarajza. 2017 az indítás dátuma.
Sok egyéb tervezett felmérés is szolgáltat majd jókora adatmennyiséget, melyből a gravitációs lencséző rendszerek paraméterei, és így az Univerzum tágulásának üteme kimérhető. A dán kutatók egyébként (valódi adatok hiányában) szimulációval mutatták meg, hogy a kidolgozott módszer helyes és használható. A következő évtizedben tehát izgalmas új eredmények várhatóak arra vonatkozóan, hogy tulajdonképpen milyen Világegyetemben élünk.
Forrás: Paraficz & Hjorth, 2009, Astronomy and Astrophysics, 507, L49
