A Hét 1987/1 (32. évfolyam, 1-26. szám)
1987-05-29 / 22. szám
TUDOMÁNY- TECHNIKA ••• A Tejútrendszer, ez a hatalmas csillagváros 100 milliárdnyi csillag otthona már csaknem 12 milliárd éve létezik és fejlődik. Anyaga a kezdeti hidrogén-hélium-elegyböl csillagokká és csillaghalmazokká tömörült az idők folyamán. Ezek az objektumok a fejlődés során eredeti anyaguk nagy részét elveszítették, alakjuk megváltozott. Mintegy 4 milliárd évvel ezelőtt a fejlődés olyan szintet ért el, a molekulák olyan magas fokú szervezettségre tettek szert, amit a biológusok már „élölény"-ként emlegetnek. Milyen valójában Tejútrendszerünk felépítése, mi módon alakult ki s milyen folyamatok játszódnak le benne — e kérdésekre keressük a választ ebben a cikkben. Igaz ugyan, hogy minden kérdésre nem tudunk válaszolni, mivel léteznek olyan folyamatok galaxisunk szívében, ahová a jelenlegi fizikai ismereteink szerint még nem hatolhatunk be, csak sejteni tudjuk, hogy mi is megy végbe ott. A Tejútrendszer létezését Thomas Wright elképzelése alapján William Herscheinek sikerült már csaknem 200 évvel ezelőtt bebizonyítani. Ettől az időponttól a Tejútrendszerről alkotott kép jócskán változott, főleg az e században épült óriástávcsöveknek köszönhetően. Tejútrendszerünk „kívülről" úgy néz ki, mint bármely más spirális galaxis, amelyeket távcsövek segítségével láthatunk. A Tejútrendszer szinte ikerpárja az égbolton szabad szemmel is látható Androméda-ködnek az Androméda csillagképen. A Tejútrendszer ezek szerint egy lencse alakú korong, amelynek átmérője 100 ezer fényév (1 fényév = 9,46.1065 m), vastagság pedig 10 000 fényév. Ha oldalról szemléljük e lencse alakú képződményt, akkor jól láthatjuk a porködök által okozott sötét sávot az egyenlítő síkjában. Felülről szemlélve galaxisunkat, már kivehetők a spirálkarok, melyek többé-kevésbé szabálytalan alakúaknak látszanak. A lencse középpontjában jól látható a környezetétől jóval fényesebb központi mag. Az egész rendszert még egy óriási 1 50 ezer fényévnyi átmérőjű háló övezi, amely főként gömbhalmazokkal van benépesítve. Napunk a középponttól — a legújabb mérések szerint — 25 000 fényévre található. Eddig terjed ki a Tejútrendszer általános leírása. Ha pontosabban meg akarjuk ismerni a szerkezetét, akkor legjobb lesz kiindulni a mintegy 10 milliárd évvel ezelőtti állapotból, s ezáltal nyomon követhetjük a Tejútrendszer fejlődését, s ugyanakkor a szerkezetéről is pontosabb képet kapunk. A Tejútrendszer egy óriási gázfelhőből alakult ki. A legtöbb galaxis tengely körüli forgást végez, ami a galaxis keletkezésének idejéből maradt fenn, akkor ugyanis nagy valószínűség szerint olyan gázáramlások, gázörvények keletkeztek a Világegyetemben, amelyek, galaxisméretűek voltak. E gázörvényekből keletkeztek később a galaxisok, tehát egy-egy ilyen gázörvény egy protogalaxisnak (születendő galaxisnak) tekinthető. E gázáramlás nagy impulzusnyomatékot adott a kialakulóban lévő csillagvárosnak, s egyben meghatározta a forgástengelyét, valamint az alakját is. (Ha ugyanis nem forog a galaxis, megtartja eredeti gömb alakját.) Amennyiben az ősköd forgása elég gyors volt, akkor a belőlük kialakuló galaxisok is forognak. Ez a forgás nagyon lassú ugyan, de elégséges ahhoz, hogy centrifugális erőt hozzon létre. Ez a centrifugális erő nagyon kicsiny, de mégis erősebb, mint a galaxist összetartó gravitációs erő. Napunk mintegy 250 millió év alatt futja be egyszer a pályáját, s a Napra ható gravitációs erő (ami a galaxis gravitációs teréből adódik) a földinek csupán egy hetvenmilliárdod része. Ez ok miatt a galaxis fejlődését nem a gravitációs ereje, hanem a forgási sebessége határozza meg. Amint az összehúzódás folyamán gyorsabbá válik, rögtön megváltoztatja a galaxis alakját: létrehozza a középső kidudorodást, amely a szélein erősen ellapult. Lassanként kialakultak az egyes csillagok: természetesen szabálytalan eloszlást mutattak, a központ irányába haladva egyre jobban összetorlódták. A későbbiek során a csillagokká nem tömörült gázfelhők lassanként az egyenlítői sík felé kezdtek vándorolni. A legelőször keletkezett objektumok a gömbhalmazok voltak. Tehát ezek az objektumok a galaxis legrégebbi képződményei, s híven tükrözik a galaxis akkori méreteit és szimmetriáját. Ekkor alakultak ki a nagyon kis tömegű, tehát hosszú élettartamú szubtörpék és a 0,4 napnál rövidebb periódusidejű RR Lyr típusú változócsillagok is. A csillagok fejlődésénél létezik egy törvényszerűség, miszerint minél nagyobb tömegű egy csillag, annál rövidebb az élettartama, viszont minél kisebb egy csillag tömege a várható élettartama annál hosszabb lesz. Ezeket a legősibb objektumokat a csillagászok halo Upopuláció-nak nevezik. Ezekben a csillagokban a héliumnál nehezebb fémek aránya a hidrogénhez viszonyítva a legkisebb értékű, mégpedig 0,3 %. A gömbhalmazokban található csillagok száma 10—100 ezres értékek között mozog. Általában érvényes, hogy bármilyen csillaghalmaz (nem csupán gömbhalmaz) csillagokban való gazdagsága életkorának függvénye. A gömbhalmazok tartalmazzák a legtöbb csillagot, egyben a legöregebbek is. Mint már említettük, abban az időben keletkeztek, mikor galaxisunk még nagy mennyiségben tartalmazott szabad gázokat. Ezek először kisebb-nagyobb tömörüléseket alkottak, majd megszülettek belőlük az egyes csillagok. Érdekes tény, hogy a gömbhalmazok közbenső fokozatot alkotnak a galaxisok és az egyes csillagok között. Egy gömbhalmaz tömege úgy aránylik a galaxis tömegéhez, mint egy csillagé a gömbhalmazhoz. Tehát a gömbhalmazok — kis túlzással — mini-galaxisoknak tekinthetők! A maradék gázanyag fokozatosan koncentrálódott, az eredeti mozgási és helyzeti energiája fokozatosan sugárzássá és hővé alakult át. A koncentrálódás addig tartott, mígnem egy vékony korong alakult ki, amely a középpont irányába jelentős sűrűsödést mutatott. Természetesen a csillagok fejlődése eközben nem állt meg, hanem tovább folytatódott. Ha szemügyre vesszük az egyes stádiumokat, akkor „pillanatfelvételeket" kaphatunk a galaxis fejlődésének mozzanatairól. Először közepesen lapult rendszerek alakultak ki. Ezeket közepes II. populáció-nak nevezzük. A héliumnál nehezebb elemek aránya a hidrogénhez viszonyítva itt már eléri az 1 %-ot. A nehézelemek mennyiségének növekedése már észrevehető. A növekedés a halo II. populáció csillagainak tudható be, ezek ugyanis a termonukleáris reakciók segítségévet már elkezdték szintetizálni a nehézelemeket, melyeket a világűrbe, pontosabban a csillagközi térbe szórnak szét. Ebbe a populációba tartoznak a hosszú periódusú változócsillagok, melyeknek a periódusidejük nem haladja meg a 250 napot. Azok a csillagok, melyek a gáz kontrakciójának, tehát összehúzódásának és elrendeződésének végén keletkeztek, a korong II. populációba tartoznak. Azért a koröng-populációba, mivel ekkor a gáz, melyből kialakultak, közvetlenül a fősik közelében húzódott, s a belőlük keletkező csillagok is megtartották ezt az alakot. A legtöbb csillag ott alakult ki, ahol a gáz a legsűrűbb volt. Ebbe a populációba tartoznak a planetáris ködök, novák, fényes vörös óriások — RR Lyr típusú változócsillagok, melyeknek a periódus ideje kisebb, mint 0,4 nap. Ezekben a csillagokban a nehézelemek aránya már eléri a 2 %-ot. Ugyanakkor ide tartoznak a galaktikus mag csillagai is. E három generációt szokás együttesen II. populációs csillagokként emlegetni. E csillagok jellemzői: alacsony nehézfém-arány, magas életkor, magas koncentráció a galaxis középpontjának irányában. Ebbe a populációba tartozik 63 milliárd naptömegnyi objektum. (A majd később említendő I. populációs csillagok közé csupán 7 milliárd naptömegnyi csillag tartozik.) Az /. populációs csillagok jóval fiatalabbak, mint a II. populációsak. Mikor ezek a csillagok kialakultak, a Tejútrendszer már felvette mostani alakját, s nehézfémekben is viszonylag gazdag volt. Az új csillagok keletkezése lelassult, bár nem állt meg, hiszen ma is keletkeznek csillagok. (Jó példa erre az Orion-köd, ahol jelenleg is születnek csillagok.) Ezeknek a csillagoknak a kora 500—1 000 millió évre tehető. Az I. populációs csillagokat két alpopulációra oszthatjuk fel. A közepes i populációba azok a csillagok tartoznak, melyeknek a színképében erős fémvonalak találhatók; az A színképtípusú (olyan csillagok, melyeknek a légkörében már megtalálhatók a különböző fémek, pl.: ionizált kalcium vonalai), valamint az emissziós színképvonalakkal rendelkező M-színképosztályba (semleges kalcium, valamint titán-oxid vonalak) tartozó törpecsillagok. (A csillagászok a csillagokat színképük alapján csoportokra osztották, melyeket az ábécé nagybetűivel jelölnek: W, O, B, A F, G, K, M, R, N, S. W-től S irányba a csillagok felszíni hőmérséklete egyre kisebb, tehát az életkoruk általában magasabb.) Az extrém /. populáció-ba tartoznak a szuperóriások, a TTauri és a delta Cep, valamint az OB színképtípusú csillagok, továbbá a nyílthalmazok és a csillagközi anyag is. A nehézelemek aránya eléri a 4 %-ot. Ezek a csillagok már spirálkarokban születtek, tehát spirális struktúrát mutatnak. E csillagok segítségével nyomon tudjuk követni a spirálkarok fejlődését. A két populáció, mint láttuk összesen 5 generációt képvisel. A Nap a 3. generációba tartozik, tehát anyaga már eléggé földúsult nehézelemekben. E nehézelemeknek köszönhetjük, hogy a Naprendszer, valamint a földi civilizáció létrejött. Ha a galaxis szerkezetét tárgyaljuk, nem szabad megfeledkeznünk a galaxis „holdjairól", a szatellit-galaxisokról sem. Tejútrendszerünk közvetlen közelében legalább 20 szabálytalan, ill kis elliptikus törpegalaxis található, melyek részt vesznek a Tejútrendszer rotációjában is. A két legnagyobb — szabálytalan alakú — törpegalaxis a Kis és Nagy Magellán Felhő, melyeket a déli égbolton szabad szemmel is láthatunk. E szatellitgalaxisok olyan közel vannak a Tejútrendszer spirálkarjainak széleihez, hogy gravitációs terük hatására deformációk is felléphetnek. VIDA LAJOS 16
