A “gömbhalmaz-kód” megfejtése…

… avagy vajon gömbhalmazok őrzik-e a galaxiskeletkezés ősi titkát?

A gömbhalmazok távcsövön keresztül szemlélve mámorító objektumok, a bársonyfekete égi háttéren nyüzsgő csillagok megdöbbentő látképével. De ezek a szikrázó kincsek kettős célt szolgálnak a csillagászatban: nem csak gyönyörű jelzőfények az égbolt szépségeit fürkésző amatőr számára, hanem egyfajta kozmikus Rozetta-kövek, amelyek kulcsot adhatnak a galaxisok kialakulása rejtélyének megoldásához.

Az elmúlt néhány évben a 8-10 méteres távcsövekkel végzett multiobjektum spektroszkópia terén bekövetkezett fejlődés lehetővé tette a csillagászok számára, hogy minden eddiginél nagyobb részletességgel tanulmányozhassák a gömbhalmazokat. A nagy látómezejű CCD-kamerák segítették a közeli galaxisok – mint például a Virgo-beli M87 – körüli gömbhalmazok egész csapatára vonatkozóan az alapvető paraméterek tisztázását. Ezek a technikai fejlesztések számos új felfedezéshez vezettek, új támpontokat adva a gömbhalmaz populációk és a nekik otthont adó galaxisok közti kapcsolat tisztázásához.

Ezek a sűrű gömbszerű csillagvárosok akár egymilló “lakost” is tartalmazhatnak bezsúfolva egy csupán néhány tucat fényévnyi térrészbe, így egyedülállóan alkalmasak a szerepükre mint kozmikus “idő kapszulák”. Nagy távolságokról is láthatóak, meglehetősen gyakoriak, a Tejútrendszer körülbelül 150 darabot tartalmaz, az Androméda-galaxis hozzávetőleg 500 gömbhalmazzal dicsekedhet és ez a szám már ezrekben mérhető a fényes elliptikus galaxisok esetében.

De igazából a koruk teszik érdekessé és értékessé ezeket az objektumokat, mivel az Univerzum legidősebb égitestjei közé tartoznak. Mivel úgy tekintjük, hogy egy adott halmazban minden egyes csillag egyszerre keletkezett, a gömbhalmazok egyfajta kozmikus kövületként is tekinthetőek megőrizve a galaxisok evolúciójának nyomát, éppúgy mint a geológiai leletek őrzik a fajok fejlődésének alakulását. Michael West (Hawai-i Egyetem) szerint a gömbhalmazok adhatják meg a választ arra a kérdésre, hogy mely folyamatok voltak a legfontosabbak a galaxisok tulajdonságainak kialakításában az elmúlt 13 milliárd évben.

Színpompás vezérfonalak

Onnan tudjuk, hogy a gömbhalmazok öregek, mert nem tartalmaznak forró, fiatal csillagokat, amelyek gyorsan felélik tartalékaikat és fiatalon elpusztulnak. Ehelyett a populáció kis tömegű, hosszú élettartamú törpékből és hideg, elfejlődött óriásokból tevődik össze. Mindezeken túl ezek a csillagok kevés fémet (hidrogénnál és héliumnál nehezebb elemeket) tartalmaznak. A fémek úgy válnak egyre gyakrabban fellelhetőekké az Univerzumban ahogy az egymás után következő csillagok generációi legyártják azokat. Mivel ez a feldúsulási folyamat időt vesz igénybe a régebben született csillagok kevesebb fémet tartalmaznak mint a közelmúltban kialakult társaik.

Mindazonáltal a csillagászok azt találták, hogy ámbár a Tejútrendszer gömbhalmazai egyforma korúak, mégsem egyformán alacsony a fémtartalmuk. Ehelyett az idős csillagaik két különálló csoportba tartoznak: fémszegények közé, amelyek a Nap vastartalmának csupán néhány százalékát érik el és a relatíve fémgazdagak közé, hozzávetőleges 30 %-nyi Napban mérhető vas-hidrogén aránnyal. Ezenkívül más galaxisok gömbhalmazai is hasonló bimodális fémesség eloszlást mutatnak.

Ez a fémesség különbség színbeli eltérést is okoz és mivel egy magányos galaxis gömbhalmazai nagyjából hasonló korral bírnak, bármilyen színbeli különbség fémességbeli eltérésből származik. Ez nem várt szerencsés fordulat, mivel sokkal könnyebb megmérni egy extragalaktikus gömbhalmaz színét mint a fémességét, aminek meghatározásához részletes, nagyfelbontású színképre van szükség.

Eltérően a fiatal, kék színű, a Tejútrendszer szomszédságában manapság születő csillagoktól a fémgazdagnak tekintett gömbhalmazok valójában vörösebbek mint azok a halmazok, amelyek főként fémszegény csillagokat tartalmaznak. Ennek eredményeképp a kékebb gömbhalmazok a fémszegényebbek! Ez a különbség akkor válik fontossá, amikor a galaxis keletkezés különféle elméleteit vetjük majd össze.

Bezuhanás a megfelelő helyre

Bármilyen, sikerre pályázó galaxis formálódási elméletnek meg kell magyaráznia hogyan álltak össze az ősi gázfelhők és a korai Univerzumot átható nem atomos sötét anyag csomói a ma látható különleges struktúrákká. Szintén számot kell adnia a gömbhalmazok tulajdonságairól, mindenek felett a kétmódusú szín eloszlásról.

A legegyszerűbb elmélet szimplán a gravitációra bízza a “piszkos munkát” azaz az anyagcsomók összegyűjtését a viszonylagos elszigeteltségben lévő galaxisok kialakításához. Ennek az úgynevezett “in-situ” (maga a szókapcsolat eredeti helyzetben lévőt jelent) modellnek megfelelően a világegyetemet kitöltő sötét anyag szövedékének sűrűsödései szolgáltak a galaxis születés csíráiként. Ezeknek a magoknak a gravitációs vonzereje szívta fokozatosan a gázanyagot az egyre sűrűbbé váló csomókba, addig tömörítgetve azokat, amíg be nem gyulladtak maguk a csillagok. A keletkezési csírákként szolgáló sötét anyag besűrűsödött gócainak méretétől függően bármi kialakulhatott egy kis protogalaktikus törmeléktől kezdve a teljesen kifejlődött méretes galaxisig. Ebben a fázisban minden galaxis csupán egy nagy gázfelhő, amelyet egyformán kék, fémszegény gömbhalmazok gyűjteménye övez – néhány darab a kisebb protogalaxisok, sokkal több a masszívabb galaxisok esetében.

Ha az in-situ galaxis keletkezés elég gyorsan zajlik egyformán idős gömbhalmazokat eredményez. Mindazonáltal a halmazok kétmódusú fémesség eloszlása azt sugallja, hogy egyedül az in-situ módszer nem magyarázza a galaxis keletkezést hacsak valamilyen egyéb hatás le nem állítja a csillag keletkezést egy időre, létrehozva ezzel egy tisztán kivehető hézagot a két fajta gömbhalmaz populáció között. Ezalatt a hipotetikus “szélcsendes” időszak alatt a létező korai generációs csillagok folytatják életüket a halálukig, feldúsítva a környező gázt nehezebb elemekkel. Végső soron a galaxis haló összezuhan egy kisebb központi dudorrá és a csillag keletkezés folytatódik létrehozva a vörös gömbhalmaz populációt a galaxis csillagainak nagy többségével egyetemben.

Ha az in-situ elmélet helyes, akkor a galaxis vörös halmazai és annak csillagai egyidőben keletkeztek. A csillagászok ekkor “elvárnak” egy összefügést a vörös gömbhalmazok fémessége és a szülő galaxisuk luminozitása között, mivel a fémgazdag halmazok a galaxissal együtt alakultak ki. Valójában pontosan ezt látjuk.

De a vörös gömbhalmazok nem az egyedüli objektumok, amelyek kapcsolatban állnak a szülő galaxisaik luminozitásával. Jean Brodie (Kaliforniai Egyetem Obszervatórium) és kollégái szembehelyezkednek az in-situ elmélettel, ugyanis meglepő és ellentmondásos összefüggést fedeztek fel mintegy 50 rendszerben a kék, fémszegény gömbhalmazok fémessége és a szülőgalaxisok luminozitása között. Ez az összefüggés azt sugallja, hogy a kék halmazok fémességét – és következtetés útján a születési körülményeiket – mélyrehatóan befolyásolták a környezetükben tapasztalható viszonyok.

Ha megerősítést nyer ez az elmélet, akkor az összefüggés maga után vonhatja azt a következtetést, hogy a gömbhalmazok végső sorsa születésük pillanatában eldől. Brodie szerint általánosan feltételezett dolog az, hogy a kék gömbhalmazok megelőzik korban a “gazda” galaxisaikat és mindenhol egyforma tulajdonságokkal rendelkeznek. Ehelyett a kék halmazok már korábban “tudtak” valamit arról a galaxisról, amelyhez végső soron tartoznak.

Más bizonyítékok azt sugallják, hogy az in-situ kialakulási módszer nem volt domináns az Univerzum korai szakaszában. Például egy pillantás az olyan képekre, mint a Hubble Ultra Deep Field azonnal feltárja, hogy a galaxisok ritkán alakultak ki elszigetelten. A HST képei a távoli, korai Univerzumról felfednek furcsán eltorzult galaxisokat, amelyek közül sok úgy tűnik, kölcsönhatásban áll másokkal.

Galaktikus építőkockák

Ezeket a korai kölcsönhatásokat be kell építeni a galaxis keletkezési elméletekbe és ezek talán otthagyták a maguk sajátos nyomát a “gömbhalmaz-kódban” is. A hierarchikus csomósodás és összeolvadás (az angol szavakból előállt rövidítést használva: HCM) modellben a galaxisok fokozatosan fejlődtek törpe galaxisok sokasága anyagának felhasználásával. Ezek a “galaktikus építőkockák” akkor alakultak ki, amikor a sötét anyagból álló halók összezuhantak hasonlóan az in-situ modellben vázoltakhoz. De aztán a későbbiekben ezek az építőkockák nagyobb struktúrákká áltak össze, hasonlóan mint amikor az ember kis gyurma golyócskákat tapaszt össze egy nagyobb alaktalan kupaccá. A korai kompakt és zsúfolt Univerzumban az ütközések gyakoriak voltak és végső soron ezek eredményezték a ma látható óriási spirális és elliptikus galaxisokat.

Milyen bizonyítékokat kínálnak a gömbhalmazok ezen elmélet alátámasztására? A legutóbbi HCM modellek tartalmazzák a gömbhalmazok fentebb említett “öröklődési”, emlékező tulajdonságait annak érdekében, hogy megmagyarázzák a bimodális színeloszlást. A modell egyik alkotója szerint a gömbhalmazok nagyon masszív és kompakt rendszerek ezért nagyon ellenállóak, egy összeolvadás során képesek túlélni a szülőgalaxisuk szétesését is, ezért amikor egy nagy galaxis “elfogyasztja” egy kisebb társát, megörökli a kisebbik galaxis halmazait. Ezek a megöröklött gömbhalmazok tükrözik a kor és összetételbeli különbségeket, amelyekkel a szülő galaxisaik törmelékei rendelkeztek, ennek eredményeképpen figyelhetőek meg egy galaxisban többféle gömbhalmaz populációk.

Jelenleg nagyon közel járunk a HCM modell bizonyítékainak megszerzéséhez. 1994-ben Rodrigo Ibata (akkoriban a Cambridge-i Egyetem kutatója) és társai beazonosítottak egy törpe galaxist, amely éppen a Tejútrendszerrel való összeolvadás folyamatában van. A neki otthont adó csillagkép után elnevezett Sagittarius törpe elliptikus galaxist napjainkban kebelezi be a Tejútrendszer a törpéhez tartozó mintegy féltucatnyi gömbhalmazzal együtt. Ezek a halmazok az M54, Arp 2, Palomar 12, Terzan 7 és Terzan 8. (Ha távcsövekkel felkeressük az M54-et gondoljunk pár pillanatig arra, hogy milyen kalandos és veszélyekkel teli életet él…) A HCM modell legfontosabb támpontjait azok a gömbhalmazok adják, amelyek ténylegesen árapályhatásokkal lecsupaszított törpe galaxisok maradványainak tűnnek. Az Omega Centauri, nagyon sok amatőr csillagász kedvenc mély-ég csodája, a Tejútrendszer legfényesebb és legnagyobb gömbhalmaza 100 fényévet átívelő méretével és körülbelül egymilló naptömegnyi anyagával. Az Omega Cen-en belüli több csillag populáció jelenléte azt jelzi, hogy hajdanán egy önálló, külön objektumként létezett, amelynek a külső csillagait mintegy “lehántotta” galaxisunk, amikor befogta a halmazt. A G1 jelű extragalaktikus gömbhalmaz az Androméda galaxison belül egy masszív fekete lyukat tartalmaz a magjában, amely talán egy lecsupaszított törpe galaxis központi régiója lehet.

Még távolabb kalandozva az égbolton Paul Martini (Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ) és Luis Ho (Carnegie Obszervatóriumok) azt találták, hogy a Centaurus A (NGC 5128) jelű nagy tömegű elliptikus galaxist gömbhalmazok százai övezik. Néhány ezek közül ahhoz a galaxishoz tartozhat, amelyet korábban fogott be a Cen A és amelyből csupán a Cen A felületén látszó nagyon markáns porsáv maradt. A fentebb említett kutatók által tanulmányozott nagy tömegű gömbhalmazok közül sok mutatta árapály nyúlványok, úgynevezett tidal-tail-ek jelenlétét, erősítve ezzel azt a feltételezést, hogy önmaguk is valójában lecsupaszított törpe galaxisok.

Annak ellenére, hogy a csillagászok szerint jelenleg ez az elmélet magyarázza meg a legjobban a galaxisok keletkezését, a HCM teóriának megvannak a maga sajátos problémái. Ezek közül a legzavarbaejtőbb az, hogy vajon a HCM elég gyorsan tudott-e működni ahhoz, hogy létrehozza azokat a nagytömegű galaxisokat, amelyeket a korai univerzumban figyelhetünk meg. Vagy esetleg a masszív galaxisok gyorsan ki tudtak fejlődni olyan mély gravitációs “kutakban”, amelyek egyszerre több protogalaktikus töredéket is tartalmaztak? Mindezeken túl miért nincs a lokális univerzumunk “megtöltve” a protogalaxisok maradványaival? A HCM modell jóslatainak ellentmondva a megfigyelt törpe galaxisok száma messze elmarad a várakozásoktól. Például az elmélet szerint hozzávetőleg 100 törpe galaxisnak kellett volna maradnia a Lokális Halmazban. Ehelyett a csillagászok ennek alig a tizedét figyelték meg. Hozzá kell tenni, hogy a törpék egy részének paraméterei nem érik el a detektáláshoz szükséges szintet, azaz túl halványak vagy diffúzak. A problémák közül Dougal Mackey (Cambridge-i Egyetem) szerint szintén nem elhanyagolható adalék maga a gömbhalmazok puszta száma a nagyon nagy galaxisokban. Ha ezen gömbhalmazok mindegyikének befogása a HCM forgatókönyv szerint zajlott, akkor ez az összeolvadó komponensek irrealisztikusan nagy számát követeli meg.

Amikor galaxisok ütköznek

Amíg a HCM elmélet sikeresen megmagyarázhatja a nagyon sok galaxis gömbhalmaz populációinál tapasztalható különbségeket, emellett számos kérdést nyitva hagy. Ezek közül némelyiket megválaszolhatja az a teória, amely az összeolvadásokat nagyobb léptékben kezeli, teljesen kifejlődött galaxisok esetében. Két nagy, gázanyagban gazdag spirális egyesülése alternatív utat jelenthet az elliptikus galaxisok formálódási folyamataiban. Mindegyik progenítor galaxis hozzájárulhat a maga kék, fémszegény halmazával az eredő elliptikust kísérő gömbhalmaz populációhoz. Mindezek mellett a spirálisokból származó gázanyag összeütközik egymással, elősegítve a második generációs vörös, fémgazdag gömbhalmazok születését.

Pontosan ez a folyamat zajlik az általunk is megfigyelhető Csápok galaxisokban (NGC 4038 és 4039). A HST képei frissen kialakult gömbhalmazhoz hasonlító objektumokat fedtek fel. A Csápok halmazainak a gömbhalmazokra jellemző tömegük, méretük és luminozitásuk van, de a koruk mindössze néhány száz millió év. Ez a jelenség más rendszerekben is megfigyelhető. Katherin Rhode (Wesleyan Egyetem) szerint sok olyan példája van olyan objektumoknak más galaxisokban, amelyeket ma születőfélben lévő gömbhalmazoknak tekintünk. Ezek a masszív csillaghalmazok most formálódnak vagy a közelmúltban alakultak ki és úgy gondoljuk, hogy az időben történő fejlődésükkel úgy fognak később kinézni mint egy tipikus gömbhalmaz.

A nagyobb léptékben történő összeolvadási elmélettel szembeni egyik ellenvetést a számítógépes szimulációk szolgáltatták, megmutatva, hogy két spirális ütközése mindig szétzilálja a korong struktúráját ezzel elliptikus galaxist kialakítva. Ez azt jelenti, hogy az elmélet legjobb esetben is csak a lokális univerzum elliptikusainak a kialakulásáról adhat számot, de a legtöbb közeli galaxis spirális vagy irreguláris. Mindezeken túl mind a spirális, mind az elliptikus galaxisokban megtalálható gömbhalmazok rendelkeznek a két csúcsú görbével leírható színeloszlással. Volker Springel (Max Planck Csillagászati Intézet) és Lars Hernquist (Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ) a közelmúltban leküzdötték a fentebb vázolt akadályt olyan szimulációk elvégzésével, amelyek azt mutatták, hogy két gázanyagban gazdag spirális úgy is tud ütközni egymással, hogy közben a korong szerkezete ép marad és kialakulhat egy nagyobb spirális galaxis.

Ezen túl maguk az elliptikus galaxisok is felmutatják a maguk kifogásait a nagyobb léptékű összeolvadási elmélettel szemben. Ezek az objektumok sokkal több kék, fémszegény gömbhalmazzal rendelkeznek mint a tipikus spirálisok – még akkor is ha korrigáljuk a galaxisok tömegei közti különbségeket. Amíg a vörös, fémgazdag gömbhalmazok kialakulhatnak az összeütközés során addig a fémszegény halmazok nem. Vagyis honnan jönnek a kék gömbhalmazok? Néhány elméleti szakember azt javasolja, hogy az extra fémszegény halmazok bekebelezett törpe galaxisokból származnak. Egy másik elképzelés szerint a legnagyobb tömeggel bíró protogalaxisok korábban kezdték a gömbhalmazok gyártását, biztosítva a relatíve nagy számát a kék, fémszegény halmazoknak.

A nagyléptékű összeolvadási elmélet másik nehézségét saját jóslata adja: eszerint a fémgazdag halmazoknak szükségszerűen fiatalabbnak kell lenniük mint a fémszegény halmazoknak, mivel a fémgazdag populáció később alakul ki az egyesülés során. Ennek ellenére a megfigyelések azt mutatják, hogy a legtöbb galaxisban mindkét populáció egyformán idős. Ezért az összeolvadásoknak nagyon nagy vöröseltolódásoknál kellett bekövetkezniük. Ha ezek a heves folyamatok elég korán lezajlottak a két csoport közti korkülönbségek a megfigyelhető szint alá csökkennek.

Hibrid forgatókönyvek

A gömbhalmazok által hátrahagyott megfigyelhető bizonyítékok nyakatekert ösvényeit követve sok csillagász arra a következtetésre jutott, hogy a galaxisok a fentebb ismertetett folyamatok kombinációin mentek keresztül. A legtöbb szakember most azt próbálja kipuhatolni, hogy a forgatókönyvek közti egyensúly hogyan változik galaxisról galaxisra. Természetesen ez egy nehéz kérdés és a csillagászoknak még meg kell találniuk a választóvonalat bármelyik galaxisra – beleértve a sajátunkat is. Karl Gebhardt (Texasi Egyetem) szerint tudjuk, hogy törpe galaxisokat kebelez be a Tejútrendszer és azt is tudjuk, hogy galaxisunk az Androméda köddel való összeütközés és összeolvadás felé tart, szóval a saját házunk táján látjuk a bizonyítékait annak, hogy mind a HCM, mind a nagyléptékű összeolvadás megtörténik és mindkettő ugyanabban a galaxisban…

Az elméleti szakemberek jelentős fejlődést értek el a számítógépes szimulációk csiszolgatásával, amelyek úgy írják le a galaxisokat mint egyedi részecskék raját, majd ütköztetik azokat és megnézik, hogy mi történik. Ahogy a számítási kapacitás és sebesség növekszik, úgy ezek a szimulációk egyre többet tanítanak meg a csillagászoknak a különböző N-test kölcsönhatások viszonylagos fontosságából.

Eközben a megfigyelők egyre nagyobb távcsöveket építenek és állítják őket galaktikus gömbhalmazokra, melyek esetében a nagy felbontású spektroszkópok lehetővé teszik a kor és a fémtartalom közti kifinomult kölcsönhatások kibogozását. De az extragalaktikus gömbhalmazok azok a rendszerek, amelyek végső soron fel fogják törni a galaxisok formálódásának kódját. Egy kutató szerint a csillagászok sem néhány csillag megfigyelése során rakták össze a csillagfejlődés elméletének apró darabjait, elképesztő számú csillagról gyűjtöttek adatokat, amelyek lehetővé tették az elméletek tesztelését és finomítását. Ugyanezt az utat járjuk be most is. Megpróbáljuk kialakítani a galaxis keletkezés koherens elméletét és ehhez rengeteg galaxis adatára van szükségünk.

A nagy látómezejű leképező égboltfelmérések extragalaktikus gömbhalmazok ezrei tanulmányozásának ígéretét nyújtják és az új generációs óriás távcsövek soha nem látott pontossággal mérik majd meg a halmaz fémességét. Reményeink szerint ezek az új eszközök jelentik majd a csillagászoknak az új Rozetta-követ, lehetővé téve majd számukra, hogy véglegesen megfejtsék a “gömbhalmaz-kódot” és vele együtt a galaxisok keletkezésének titkait is.

(A Sky & Telescope cikkét fordította Székely Péter)