Tibor bá’ online

 

A tegnapi posztból kiderült, hogy a világegyetem 13,8 milliárd éves. Ez a legújabban elfogadott érték. Korábban mindenféle adat látott napvilágot, még 2 milliárd is, pedig abban az időben a geológusok már tudták, hogy a Föld legalább 4 milliárd éves. Nos, mi az igazság? Vagyis hány milliárd évvel ezelőtt született meg a világunk? Az állandóan változó értékek azonban valamit sejtetnek, nevezetesen azt, hogy az asztronómusok, asztrofizikusok nem igazán urai a helyzetnek. Nézzünk tehát bele a „műhelytitkaikba”.

A világmindenség korának kiszámításához, vagyis annak megállapításához, hogy mennyi idővel ezelőtt volt az Ősrobbanás, a távoli galaxisok adnak lehetőséget. Az „eredeti” állapot visszakövetkeztetéséhez két adatra van ­szükség:

1.) egy adott galaxis távolodási sebességére

2.) az adott galaxis tőlünk mért távolságára

A távolodási sebességgel nincs semmi gond. A Doppler hatás nagyon pontosan mérhető és így a galaxis távolodási sebessége is. Egy galaxis távolságának a „megmérése” már egészen más kategóriába tartozik, és az érthetőség kedvéért vissza kell menni a múltba.

Az első égitest, aminek távolságát a csillagászok meg szerették volna mérni, a jó öreg Hold volt. Ma már természetesen tudjuk, hogy csillagászati mércével mérve, a Hold nagyon közel van, átlagosan 380 000 kilométerre. A hozzáférhetetlen tárgyak távolságának a méréséhez a következők kellenek:

1.) kijelölt alapvonal

2.) szögmérés

3.) némi trigonometriai számítás

Mivel a Holdról elmondhatjuk, hogy egy valóban megközelíthetetlen tárgy, hozzáfoghatunk a mérésének történetéhez. Azonban annyit még meg kell jegyezni, hogy mivel a szögmérésnek van alsó határa (minek nincs?), az alapvonal hossza legfeljebb 4-5 nagyságrenddel lehet kisebb, mint a mérendő távolság. Magyarul, ha a mérendő távolság 10 000 méter körül van, akkor az alapvonalnak minimum 1 méternek kell lenni. Ma már természetesen tudjuk, hogy a Hold távolsága kb. 400 000 km, ezért a mai műszerezettség mellett az alapvonalnak minimálisan 4 km-nek kellene lenni, ami nem ütközik nehézségbe. Igen ám, de az első mérési kísérletek idejében ennél jóval nagyobb távolságra volt szükség. Valójában néhány ezer kilométert választottak alapvonalnak, „mit tudjuk mi, milyen messze lehet a Hold” alapon. Gyakorlatilag ennek a kivitelezése azt jelentette, hogy méréseket egy azon időben, de egymástól kontinensekre lévő csillagvizsgálókban kellett végezni, természetesen az időpont precíz összehangolása mellett. Így is történt, és minden különösebb nehézség nélkül megkapták az eredményt. Összességében kijelenthető, hogy trigonometrikus módszerrel a Naprendszeren belül a távolságok mérését sikeresen és megbízhatóan lehetett elvégezni. Napjainkban természetesen ennél jóval pontosabban tudunk mérni a radarhullámok visszaverődésének segítségével.

A Naprendszeren kívüli, más égitestek távolságának megméréséhez hosszabb alapvonalat kellett találni. Erre volt lehetőség, hiszen a Föld pályájának az átmérője megközelítőleg háromszázmillió kilométer, és ha a két mérést fél év különbséggel végzik, akkor végeredményben az alapvonal maga a Földpálya átmérője, vagyis háromszázmillió kilométer lesz.

Elsőnek az éjszakai égbolt legfényesebb csillagával próbálkoztak, abból a feltevésből kiindulva, hogy minél fényesebb egy csillag, annál közelebb kell lennie. Egymásután kétszer, fél év különbséggel mérték meg a legfényesebb csillag, a Szíriusz helyzetét távoli csillagokhoz viszonyítva. Kiderült, hogy a csillag helyzete minimálisan ugyan, de megváltozott. Ezt a változást parallaxisnak hívják, és ne is mondjam, csak néhány, nagyon közel álló csillagnál tapasztalták.

Ennek oka igen egyszerű. A legközelebbi csillag, az Alfa Centauri tőlünk mért távolsága 4,29 fényév. Mivel Földünk Nap körüli pályájának átmérője, az a bizonyos háromszázmillió kilométer fénysebességgel kifejezve 17 perc körül van, könnyen kiszámítható, hogy az alapvonal és a mérendő távolság aránya körülbelül 1:130 000-hez, ami öt nagyságrendet jelent, éppen a mérhetőség felső határa. Az Alfa Centauri esetében a parallaxis kisebb egy ívmásodpercnél, ami egy ívfok 3600-ad része. Valóban nagyon piciny.

Igen ám, de mi van a többi csillaggal, amelyekről csak annyit tudunk, hogy a mérhetés jelenlegi felső határánál, 80 fényévnél messzebb vannak? Az eddig alkalmazott, pontosnak nevezhető trigonometrikus mérésről szó sem lehet, valami mást kell kitalálni.

Például ki lehetett volna indulni abból, hogy minél fényesebb egy csillag, annál közelebb van, de mint a Szíriusz és az Alfa Centauri összehasonlításából látható, a csillagok egészen biztos nem azonos méretűek, illetve nem azonos mennyiségű fényt bocsátanak ki. Akkor pedig a látszólagos fényességből nem lehet következtetni a távolságukra.

Mindent összevetve a mai napig mintegy 500 olyan csillagról tudunk, amelyek távolságát parallaxissal sikerült megmérni. Távolságuk és látszólagos fényességükből kiszámítható, hogy mennyi fényt bocsátanak ki.

Itt az ideje annak, hogy nyomatékosan megjegyezzem, a parallaxismérés kivételével minden más módszer kizárólag következtetés, és mint ilyen, csak megközelítő értéket adhat.

A fenti, egyesek által barátságtalannak tartott figyelmeztetés után térjünk vissza a csillagokhoz, illetve azok színéhez. Az ismert távolságú csillagok fényének színe, valamint abszolút fényereje úgy tűnik, bizonyos összefüggést mutat. Ezen „úgy tűnik” segítségével távolabbi, parallaxissal már nem mérhető csillagok távolságát is ki lehet „számítani”. Igen ám, de ha ez a színből történő következtetés tökéletes is lenne, még mindig közbejöhet a csillagközi por, ami vagy van köztünk és a megfigyelt csillag között, vagy nincs, és ha van, akkor se ismerhető meg jelenlétének mértéke. Márpedig a csillagközi pornak fényerő csökkentő és szín megváltoztató hatása van, mivel a kék színt jobban nyeli, mint a sárgát.

A csillagászoknak más próbálkozásuk is volt. Az idő múltával a viszonylag közeli csillagok égbolton elfoglalt látszólagos pozíciója változik, amit „saját mozgás”-nak hívnak. Arról van szó, hogy a csillagok (többnyire) távolodnak tőlünk. A látóirányú távolodási sebességet Doppler-effektussal lehet mérni. Ez a távolodás azonban csak az egyik komponense az elmozdulásnak, a másik a saját mozgás. A ténylegesen megtett út az alábbi rajzon követhető.

 

 

Egyetlen csillag esetében a jelenség semmire se jó. Más azonban a helyzet, ha egy úgynevezett csillaghalmazzal állunk szemben. Egy csillaghalmaz tagjai ugyanis együtt haladnak, de mert haladási irányuk nem párhuzamos azzal az egyenessel (a látóiránnyal), mely Földünket a halmazzal összeköti, ezért a megfigyelő részére a csillaghalmaz belső alakzata látszólag megváltozik. Ez a változás teszi lehetővé a csillaghalmaz valós haladási irányának a kiszámítását. Ezen adatok birtokában, trigonometria útján megállapítható a halmaz tőlünk mért távolsága. Meg kell még jegyezni, hogy a viszonylag közel lévő csillagok vagy csillaghalmazok elmozdulását úgy érzékelik, hogy a két megfigyelés között hónapok, esetleg évek telnek el. Arról van tehát szó, hogy egy adott csillagcsoport elmozdulása mondjuk egy év alatt már elég számottevő ahhoz, hogy érzékelhető legyen. Ezt illusztrálja a következő rajz.

 

 

Könnyen belátható, hogy az F pontról nézve a csillaghalmaz alakzata 5 év alatt megváltozott. Ez ahhoz hasonló, mint amikor a robogó vonat ablakából kinézünk. Látunk a távolban egy hegyet, ami előtt, jóval közelebb, megpillantunk egy facsoportot. A másodpercek múlásával a facsoport helyzete a hegyhez képest rohamosan változik, és ha a fák nem azonos távolságra vannak a sínektől, akkor egymáshoz viszonyított elrendeződésük is változni fog.

Geometriailag az elképzelés tökéletes. Van azonban egy gyenge pontja, éspedig annak a feltételezése, hogy a halmazon belül a csillagok egymás közti távolsága nem változik, vagyis valóban együtt haladnak. A valóságban azonban ez egyáltalán nem biztosított, ha másért nem, hát azért, mert az általános tömegvonzás arra készteti őket, hogy bizonyos mértékben közeledjenek egymás felé is. De semmi vész! Bízzuk csak a szakemberekre, akik bizonyos hibaszázalékos játszadozással egészen biztos túlteszik magukat a problémán.

Ennél jóval kellemetlenebb, hogy ez csak egy nagyon szép elmélet. A való­ságban egyetlenegy használható csillaghalmaz van, az Orion csillagképhez közel elhelyezkedő Hyadok, amit szerencsére parallaxissal is meg lehet ­mérni, igaz, csak jó adag bizonytalansággal. A Hyadok néven ismert mintegy 350 csillag a Napunkhoz képest mintegy 32 km/s-os sebességgel ferdén ­távolodik, és legszebb tulajdonságuk, hogy segítségükkel a kétfajta mérési módszert össze lehet hasonlítani. Ezt a műveletet a csillagászok kalibrálásnak nevezik. Ugyanis segítségével a csillagok látszólagos és tényleges fényén alapuló ­mérési módsze­reket kalibrálják, magyarul bizonyosságot szereznek arról, hogy annyi az annyi. Nekem egy kicsit ugyan gyanús, hogy a Hyadok eredetileg „mért” távol­sága 115 fényévről mára már 145 fényév körülire nőtt, de ne legyünk túl ­finnyásak.

Igen ám, de az eddig ismertetettek szerint a mérhetőség határa mindössze 150 fényév. Minden más, amit láthatunk, de nem mérhetünk, ennél messzebb van. Közben elárulom, hogy a Tejút nevű galaxis átmérője, ahová Napunk is tartozik, 100 000 fényév. Ezek szerint mérhető környezetünk a Tejút átmérőjének mindössze 1,5 ezreléke. Vagyis nagyon messze vagyunk még a Világegyetem szélétől!

Sebaj, menjünk csak tovább. Van tehát ez a tányér alakú Tejút, ami tisztességes galaxishoz illően forog saját tengelye körül. Az pedig nyilvánvaló, minél messzebb van egy csillag a középponttól, annál nagyobb a sebessége.

Mi lenne, vetődött fel a kérdés, ha ezt használnák fel távolságmérésre? Na akkor pontosítsunk! Meg kell mérni a környezetünkben lévő és velünk együtt forgó csillagok saját mozgását és szögsebességét. Némi matematikai bűvészkedéssel (aminek részletezésével nem kívánlak terhelni benneteket) megállapítható a kívánt csillag távolsága.

Na most, itt megint van egy feltételezés, éspedig az, hogy a Tejút valamennyi csillaga egyenletesen kering a középpont körül, és mozgásának semmi más komponense nincs. Ez azonban nem igaz, pontosan azért nem igaz, mert mint mindig, ebben az esetben is létezik az általános tömegvonzás. (Mint tudjuk, a történelemben eddig egyetlen egyszer fordult elő, hogy a gravitáció ideiglenesen és persze lokálisan megszűnt, akkor, amikor Jézus a vízen járt.) Persze a csillagászok se akármilyen fából vannak faragva, kitalálták, hogy az egyes csillagok valóban pontatlanul keringenek, de mivel mindegyiknek más és más a „külső” hatása, ezért statisztikailag (hogy ez alá mi mindent be lehet seperni!) igenis használható a mérési módszer. Ennek a feltételezésnek az alapja az, hogy a sok-sok külső hatás kiegyenlíti egymást, és végül is értékelhető eredményt produkál. A módszert „statisztikai parallaxisnak” nevezik, aminek segítségével a mérhetőség határa kitolódott körülbelül 1500 fényévre. Figyelem, most jön a nagy dobás! A csillagászok az égbolt különböző helyein azonos színű [Egy csillag abszolút színe, mint már szóba került, könnyen és észrevétlenül változhat. A fényerő nemcsak a távolság miatt csökkenhet, de a szűrőhatás miatt is, amit nemes egyszerűséggel extinkciónak neveznek, ami hol van, hol nincs, és ha van, mértéke ­bizonytalan.] csillagokat találtak, és „kiszámították” átlagos távolságukat. Távolságuk és fényerejük segítségével meghatározták abszolút fényességüket. Ezek után kerestek az égbolton ugyanilyen színű csillagot, ami olyan messze volt, hogy ezzel a módszerrel már nem lehetett kiszámítani a távolságát. Na, ekkor feltételezték (valakinek számolni kellene, hogy ez már hányadik feltételezés), hogy azonos színhez azonos abszolút fényesség tartozik, és a fényerő a távolság négyzetével fordított arányú csökkenéséből kiindulva kiszámították a tőlünk mérhető távolságát.

A fenti módszerre, a Hyadokra támaszkodva, melyeknek távolsága etalonnak számít, a csillagászok távolabbi csillaghalmazok távolságát is meghatározhatónak tekintik. Így a mérhetőség határát sikerült 20 000 fényévre kiterjeszteni, ami saját galaxisunk határain még mindig nem lép túl. Beindult tehát a további próbálkozás.

Persze, ha a csillagászokhoz igazságosak akarunk lenni, akkor meg kell jegyezni, hogy ők a Világegyetem megismerésének folyamatában természetesen nem tudták előre a méreteket. Én már korábban elárultam, hogy a Tejút átmérője körülbelül 100 000 fényév, de abban az időben (nem egészen száz évvel ezelőtt) nemcsak nem volt fogalmuk erről az adatról, de egyenesen az volt a közfelfogás, hogy a teljes Világmindenség lényegében maga a Tejút, és ami látható, az mind a Tejúton belül van.

Most azonban még csak ott tartunk, hogy 20 000 fényév a mérési határ, és jó lenne valamit kitalálni, aminek segítségével ezt a határt bővíteni lehetne. A XX. század elején szép lassan kiderült, hogy ezt a várt lehetőséget a cefeidák fogják nyújtani. Mik is ezek?

A cefeidáknak vagy változócsillagoknak sajátosságuk, hogy fényerejük bizonyos periódus szerint változik. Ez a periódus néhány órától akár több hónap is lehet. Ez önmagában még semmire se lenne jó, de megfigyeltek jól hasznosítható jellemzőket. Először is a fényerőváltozás pontos, vagyis egy adott cefeida egzakt határértékek között változik, méghozzá következetesen, mindig ugyanúgy. Minél fényesebb egy cefeida, periódusa annál hosszabb. Pontosabban fogalmazva úgy találták, hogy az abszolút fényesség és a fényváltozási periódus között szoros összefüggés van, amit periódusfényesség relációnak neveznek. A feladat ezek után az volt, hogy találjanak egy olyan cefeidát, aminek távolságát „hagyományos” úton meg lehet mérni és így ki lehet számítani annak abszolút fényességét. Ezen ismert távolságú és most már ismert abszolút fényességű cefeida segítségével kalibrálni lehetett a periódusfényesség relációt.

Ezek után a távoli objektumok mérése már könnyen ment. Egy adott csillagködben találni kellett egy cefeidát, meg kellett mérni a periódusát, ami megadta a csillag abszolút fényességét. Még egy számítás, és már tudták is, mekkora távolságnak felel meg a feltételezett abszolút fényesség és a távcsőben észlelt látszólagos fényesség aránya. Persze az extinkció megint bele tudott köpni a levesbe, de ez már legyen a csillagászok gondja. Nekünk elég, ha arra emlékszünk, hogy a csillagászati adatokat óvatosan kell kezelni.

A csillagászok szerencséjére vannak olyan cefeidák, melyeknek abszolút fényereje Napunk fényének akár százezerszerese is lehet. Ez azt jelenti, hogy igen távoli ködökben [A csillagászat hőskorában a galaxisok tényleges távolságával nem voltak tisztában, azt hitték, azok is a Tejúton belül vannak. Ezeket „ködöknek” nevezték el, mert az irgalmatlan távolság miatt a sok milliárd csillag együtt „csillagködnek” tűnt. Napjainkban a „köd” kifejezést kissé pongyolán a „galaxis” szinonimájaként használják.] is meg lehet őket találni, és ezzel a mérhetőség tartománya túljutott galaxisunk határain.

Szúrjuk itt közbe, hogy a csillagászat eléggé érdekes egy tudomány, mert fel lehet fedezni benne jó adag ambivalenciát. Egyfelől pontosságra törekszik, másfelől viszont nem egyszer könnyedén spekulatív. Például tétovázás nélkül tételeznek fel látszólag logikus, de végeredményben bizonytalan dolgokat. Teszem azt, az Androméda-ködről feltételezték, hogy pont olyan galaxis, mint a Tejút, és mindjárt azt is feltételezték, hogy mérete is azonos. Akkor pedig egyszerű trigonometriával meg lehet határozni tőlünk mért távolságát, hiszen átmérője egyfelől „tudott”, másfelől pedig látószöge távcsővel mérhető, hiszen van kiterjedése. Később persze rájöttek, hogy az Androméda-köd méretének feltételezése rossz ötlet volt. Így aztán már nem volt más hátra, mint megint találni valami nagyon fényeset, ami ráadásul (feltételezhetőn) szintén etalonizálható. Így érkeztek el a nóvákhoz, majd a szupernóvákhoz.

Most egy pillanatra álljunk meg és fordítsuk figyelmünket a novák és a szuper novák felé. Nóváknak azokat a csillagokat nevezték el, melyek minden előzetes ok nélkül, egyszerűen csak „felragyognak”, de nem akárhogyan ám. Fényük akár 12 fényrenddel [Fényrend vagy magnitúdó a csillagok fényességének a mértéke. Egy csillag látszólagos fényessége fotometriai méréssel állapítható meg. Egy fényrend különbség két és félszeres fényességet jelent. ] is megnőhet. Egy szupernóva pedig rövid időn át (néhány nap), egymaga több fényt sugározhat ki, mint az egész galaxis, amiben helyet foglal. Ez azt jelenti, hogy fellobbanása az eredeti fényerejének 100 milliárdszorosa lehet.

Akkor most térjünk vissza a távolságméréshez, mert a nóva jelenséget a csillagászok nem hagyhatták ki eszköztárukból. Mi kell ahhoz, hogy a nóvákat fel lehessen használni mérésre?

1) Először kell találni egy olyan ködöt, amiben még látható egy cefeida. Ugyanis így a köd távolsága megmérhető a cefeidával.

2) Addig kell várni, meg várni, meg megint várni, amíg ebben a ködben fel nem lángol egy nóva.

3) El kell fogadnunk (megsúgom nem túl könnyű) azt a feltételezést, hogy abszolút fényessége tekintetében minden nóva azonos. Tehát az egyik nóva pont annyi fényt bocsát ki, mint a másik.

4) A csillagköd távolságának segítségével kalibrálni kell a nóva fényerejét, vagyis meg kell állapítani, mekkora az abszolút fényessége.

5) Keresni kell egy jóval távolabbi galaxist, amiben cefeidákat már nem lehet elkülöníteni.

6) Most azt kell kivárni, hogy ebben a távoli galaxisban lángoljon fel egy nova, aminek látszólagos fényéből ki lehet számítani a galaxis távolságát.

Tekintve, hogy a nóvák, pláne a szupernóvák elképesztő mennyiségű fényt bocsátanak ki, segítségükkel igen távol levő galaxisok távolságát is meg lehet mérni. Ezzel azonban a történetnek nincs vége, de nincs ám!

Mivel galaxisokból hatalmas mennyiség van, jutott belőlük jócskán minden érdeklődő csillagásznak. Éltek is a lehetőséggel tisztességesen. A fénynek azonban a fényerején kívül színe is van. Jobban mondva, színét felbontva meg lehet állapítani, hogy színképe merre és milyen mértékben tolódik el a Doppler-effektus ismert jelenségének megfelelően. Ez az eltolódás elárulja, hogy a fényt kibocsátó égitest közeledik-e felénk vagy távolodik tőlünk és milyen sebességgel.

Edwin Hubble (1889–1953) amerikai csillagász volt az, aki miután táblázatba szedte a megmért galaxisok adatait, először fedezte fel, hogy minél messzebb van tőlünk egy galaxis, annál nagyobb sebességgel távolodik. Ha ez a felfedezés igaz, akkor ezt is fel lehet használni nagyon messze lévő galaxisok távolságának megmérésére, hiszen nem kell mást tenni, mint elég fényt összegyűjteni tőle ahhoz, hogy színképe elemezhető legyen, majd a színképeltolódásból kiszámítani távolodási sebességét, ami aztán megadja a tőlünk mérhető távolságát. Elvileg a galaxis bármily messze lehet, legfeljebb az érkező pislákolást heteken át kell összegyűjteni. Ez tehát a háttere annak, hogy az utóbbi időben egyre messzebb lévő galaxisokat fedeztek fel, és a világmindenség méretét egyre nagyobbnak vélték. Elvégre, ha egy galaxis 10 milliárd fényévre van tőlünk, és így a fénynek 10 milliárd évre volt szüksége ahhoz, hogy elérjen hozzánk, akkor már 10 milliárd évvel ezelőtt is kellett lenni „valaminek”.

Ezt a tételt egy kissé megzavarja az a tény, hogy fénysebességnél az idő megáll. Lehet, hogy a fénynek 10 milliárd év kellett ahhoz, hogy ideérjen, de részére ez egy másodpercig se tartott. Ez azért egy kicsit zavaró, nem?

A világmindenség mérésének történetét meglehetős kritikus hangvétellel ismertettem, amivel érzékeltetni szerettem volna, hogy a mérési eredményeket elfogulatlan szemmel nézve jócskán van hely kételynek.

De tegyük magunkat túl ezeken az anomáliákon, mert különben soha az életben nem tudjuk meg, akár megközelítőleg se azt, amit szeretnénk.

Persze az Ősrobbanás puszta ténye még semmit nem árul el a részletekről. Mekkora a világmindenség? Hány éves? Hogyan történt az Ősrobbanás (na ez a legszebb!)? Hogyan tágul és tágult? Meddig tágul? Mit csinál a tágulási sebesség, nő vagy csökken (ugyanis ez szinte hetente változik)? Stb. stb. stb?

Hadd szúrjam közbe, ez nem minden! Ezen sorok olvasása közben az ember úgy gondolná, hogy a galaxisok száguldva távolodnak tőlünk, a megfigyelő emberektől, de nem ez a valóság. Valójában (ha ilyen fogalmakat, mint „valóság” egyáltalán lehet használni) a köztünk lévő tér az, ami megnyúlik, és ez a tértágulás tűnik a térben elhelyezkedő testek távolodásának. Konkrétan! Az Ősrobbanás előtt (és itt az időhatározó valójában nem alkalmazható), tehát Ősrobbanás nélkül nem volt se tér, se idő. Mind a teret, mind pedig az időt maga az Ősrobbanás hozta létre. Számtalan asztrofizikus figyelmeztet, nincs értelme feltenni a kérdést „mi volt az Ősrobbanás előtt?”, mert az Ősrobbanás előtt nem volt idő, tehát nem volt „előtt”. Ezt a zseniális ötletet az asztrofizikusok a matematikából merítik, de az emberi agy nem tudja elképzelni és akkor most itt abba is hagyhatnánk.

Ami tudható és meg is érthető, a mai ismeretek szerint a világmindenség 15 milliárd évesnek tűnik. Az észlelt legtávolabbi galaxisok milliárd fényévekre vannak tőlünk. Ekkora távolság mérése kizárólag a szupernóvák segít­ségével lehetséges. Mik ezek? Amikor egy bizonyos méretű csillag elér egy bizonyos kort, akkor spontán összeomlik, és irgalmatlan mennyiségű fény kibocsátása mellett neutron csillaggá alakul át. A neutron csillag körülbelül 10 km ­átmérőjű gömbbé zsugorodik, ami azt jelenti, hogy adott tömege mellett sűrű­sége elképesz­tően nagy. Lényeges az, hogy az időközben asztrofizikussá elő­lépett csillagászok feltételezése szerint a szupernóvák csúcsfényessége azonos. Ez a feltételezés ­teszi őket alkalmassá nagyon távoli galaxisok távolságának a megmérésére.

Közben pedig állandó jelleggel folyik a „kalibrálás”, amit többek között egyre jobb berendezések megjelenése tesz lehetővé. Aki asztrofizikusnak érzi magát, az mér és publikál, jórészt ezzel teltek el a múlt század kilencvenes évei. A tudósok természetesen roppant korrektek, hiszen eredményeiket 20%-os tűréssel adják közre, de minden csoportnak más és más az alapértéke. Közöttük az egyetértés megközelíti a meteorológusokét, akiknek egy része globális felmelegedéssel fenyeget, egy másik részük pedig küszöbön álló új jégkorszakkal rémiszt, miközben fogalmuk sincs, esik-e az eső holnap vagy sem.

Elsőnek John Gribbin, az angliai Sussex Egyetem professzora (és csapata) „sokkolt be”, és nézett új megközelítés után. Azt kívánták eldönteni, hogy a Tejút átlagos spirálgalaxis-e, mert ez pontosabbá tette volna következtetései­ket. Ebből a célból 17 darab közeli spirál-galaxis átmérője volt hivatva megadni a választ, ami konfirmatívnak bizonyult. A Tejút tökéletesen átlagos. Ez az eredmény nemcsak pontosította méréseiket, de egyben filozófiai eredményt is nyújt, hiszen egy átlagos galaxis átlagos Naprendszerének átlagos bolygóján élve fel kell hagyni az emberiség különlegességének korábban dédelgetet elképzelésével.

Az 1999-es megnyilvánulások szerint a fellelt legöregebb galaxis már 18 milliárd éves, de csak akkor, ha a Világegyetem tágulása az Ősrobbanás óta állandó. Ezt viszont senki se garantálja, és sokan cáfolják (persze csak szavakkal). Ha tehát a tágulás lassul (amire újabban sokan esküsznek, és ami mellesleg a gravitáció miatt eléggé logikusnak tűnik), akkor a Világegyetem kora 13 és 15 milliárd év közé esik.

Csakhogy 2001 áprilisában a NASA világgá kiáltotta, hogy a Hubble ­űrteleszkóp legújabb felvételeinek kiértékelése alapján kijelenthető, hogy a világmindenség tágulása gyorsul (hoppá!). Az észlelés lényegét egy olyan szu­per­nóva megfigyelése szolgáltatta, amit négy évvel korábban már lefényképeztek. Bonyolult számítások alapján az eredményt bizonyos fénysugár gyengülésére alapozzák. Igen ám, mutatnak rá a kritikusok, de egy fénysugár gyengülésének oka más is lehet (erről már volt szó). Úgy gondolom, ezt a NASA bejelentést nem kell komolyabban venni, mint a vasárnap esti időjárás jelentést, miszerint szerdán délutánra várható egy hidegfront rácsúszása a Kárpát-medencére, amit kedd reggel már említésre sem érdemesítenek, és szerdán tovább marad a kibírhatatlan meleg.

Az viszont biztos, hogy a bejelentés rámutat egy másik nagyfokú bizonytalanságra. Elvégre a tágulás a gravitáció ellenében történik, és az lenne várható, hogy a tágulás lassuljon, hiszen a tömegvonzás állandó jelleggel húzza vissza a széttartó anyagot, mint zabla a vágtató lovat. Az még elképzelhető, hogy az Ősrobbanás ereje és a gravitáció oly pontosan illeszkedik, hogy a tágulás üteme egyszer és mindenkorra a tapasztalható mértékre van beállítva, az viszont, hogy a tágulás mértéke gyorsul, nem képzelhető el egy olyan erő létezése nélkül, ami a gravitáció ellen hatna. De mi lenne ez az erő, mi másban nyilvánul meg, honnan ered, hogy terjed, mi közvetíti, mire hat? Szóval kérdés az lenne szép számmal. Egyszerűbbnek tűnik, ha a NASA végez még néhány mérést és beismeri tévedését.

Mindenesetre 2002 őszén a New Scientist honlapja szerint pillanatnyilag úgy vélik, hogy a Világegyetem 14 milliárd éves. Aztán ezen csiszoltak egy kicsit, így lett 13,8, de következik-e ebből valami? Majd meglátjuk.

__________________________________________________________
__________________________________________________________
__________________________________________________________