A huszadik század utolsó harmadában átlagosan minden ötödik fizikai Nobel-díjat a csillagászat területén elért eredményért ítélték oda. Nobel-díjra érdemesítették a csillagok energiatermelésének megállapítását (Hans Albrecht Bethe, 1967; William Alfred Fowler, 1983), a magneto-hidrodinamika kidolgozását (Hannes Alfvén, 1970), a rádió-interferometria megvalósítását és a pulzárok felfedezését (Sir Martin Ryle, Sir Anthony Hewish, 1974), a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezését (Arno Allan Penzias, Robert Woodrow Wilson, 1978), a csillagok szerkezetével és végállapotával kapcsolatos eredményeket (Subramanyan Chandrasekhar, 1983), a kettős pulzárok felfedezését (Russell A. Hulse, Joseph H. Taylor, 1993), a röntgencsillagászat (Riccardo Giacconi, 2002) és a neutrínócsillagászat megalapozását (Raymond Davis, Masatoshi Koshiba, 2002). Ez is mutatja, hogy a 20. század végi csillagászat a természettudományos kutatások egyik húzóágazata volt, és a jelek szerint az új évezred elején is az marad. Olyan további felfedezések is alátámasztják e megállapítás jogosságát, mint a Naprendszer peremvidékén keringő újabb típusú égitestek és a milliárd fényévekre levő kvazárok felfedezése, a más csillagok körül keringő bolygók kimutatása, vagy a bolygókénál nagyobb, de a csillagtömeg alsó határát el nem érő tömegű barna törpék felfedezése. Az újfajta égitesteken kívül korábban ismeretlen jelenségeket is észleltek, egyebek között a gammakitöréseket és a gravitációs lencséket.
A 20. század végi csillagászati kutatások eredményességéhez talán az járult hozzá a leginkább, hogy immár a teljes elektromágneses színképtartományt sikerült lefedni a megfigyelésekkel. A légkörön kívül hozzáférhetővé válik az ibolyántúli, a röntgen-, a gammasugarak világa, valamint az infravörös, a mikrohullámú és a még hosszabb hullámhosszú sugárzásoknak azon összetevői, amelyeket a földi légkör nem enged át.
A földfelszínről nem vizsgálható hullámhossztartományok meghódításával a mesterséges holdak kora előtt is próbálkoztak: rakétára szerelt detektorral 1948-tól, léggömbbel a magasba emelt észlelőeszközzel pedig rendszeresen az 1950-es évektől. A csillagászati célú műholdak azonban csaknem teljesen kiszorították a léggömb, a sztratoszféra magasságába emelkedő repülőgép és a rakéta fedélzetéről végzett megfigyeléseket. Az elsődleges feladat az égbolt feltérképezése volt minden hullámhossztartományban, amit aztán az újonnan talált források optikai azonosítása követett. A keringő obszervatóriumok hosszabb élettartama a források időbeli változásának nyomon követésére is módot adott. A képalkotást és a színképi vizsgálatokat a megfigyelőeszközök még újabb generációjával sikerült megoldani.
Új elemek a hagyományos csillagászatban
A legutóbbi évtizedben felavatott és jelenleg készülő óriástávcsövek is bizonyítják, hogy az optikai csillagászat napjai egyáltalán nincsenek megszámlálva. A nagyobb tükörátmérő és a fókuszban keletkező éles kép nemcsak a halványabb égitestek kimutatását, hanem a vizsgált objektum vagy jelenség nagyobb időfelbontású tanulmányozását is megengedi. Így követni lehet az egészen gyors - akár a másodperc tört része alatt bekövetkező - fényességváltozásokat, de az égitestek színképének vizsgálatánál is előnyt jelent, hogy rövidebb idő alatt vehető fel egy-egy spektrum, és a színkép gyors változásai is nyomon követhetők. Ha nem a nagy időbeli felbontás a kívánalom, akkor pedig a hullámhossz szerinti felbontást lehet fokozni a beérkező sugárzás intenzitásának növelésével. Mindez természetesen nagyobb számítási és memóriaigényt is jelent, úgyhogy a megfigyelési technika fejlődése szükségszerűen mindig együtt jár a számítástechnikai háttér megújításával.
Az 1990-es években a technológiai újítások hatására elérkezett a 8-10 méter átmérőjű optikai teleszkópok kora. 1992-ben illetve 1996-ban adták át az egyenként 9,8 méter nyílású két Keck-teleszkópot. E távcsövek szomszédságában, ugyancsak a Mauna Kea Obszervatóriumokban 1999 óta működik a japánok 8,2 méteres Subaru-távcsöve, 2000-től pedig az amerikai egyetemek által közösen létesített 8,1 méteres Gemini-távcső egyik példánya. A Gemini-teleszkóp ikertestvérét 2001-ben avatták fel Chilében. És ugyancsak Chilében működik 2000 óta az amerikaiak 6,5 méteres Magellan I távcsöve, 2002 óta pedig az ikertestvére, a Magellan II, méghozzá ugyanabban az obszervatóriumban, Las Campanasban. Az európaiak pedig a chilei Paranal-hegycsúcson négy, 8,2 méter tükörátmérőjű távcsőből álló rendszert valósítottak meg, 1998-2000 között üzembe helyezve a VLT (Very Large Telescope) mind a négy távcsövét.
Akármilyen nagy is a földi távcső átmérője, azért mégis a levegőtenger aljáról kémleli az eget, s így örökké hátrányban marad a Föld körül keringő optikai távcsövekkel szemben. Szerencsére ez a megállapítás nem teljesen igaz. Adaptív optikával ugyanis az eredeti, nyugodt kép részleges helyreállítására is lehetőség van. A légmozgás hatását a segédtükör enyhe billegtetésével lehet kiküszöbölni. A távcső fókuszában keletkező kép remegését számítógép figyeli, és másodpercenként kb. hússzor olyan irányban és mértékben billenti a segédtükröt, hogy a távcső által alkotott kép a lehető legnyugodtabb maradjon, legalábbis a látómező közepén. A levegő nyugtalansága ugyanis kb. egy ívpercen belül tekinthető azonosnak, így a korrekció is csak ilyen átmérőjű területen hatásos.
A távcső főtükrének átmérője megszabja a kapott kép szögfelbontását. Ha egy égitestről vagy égi területről még részletesebb képet akarunk kapni, akkor vagy közelebbről kell nézni - ami komolyan szóba sem jöhet -, vagy nagyobb nyílású teleszkóppal kell megfigyelni. Az optikai hullámhosszakon működő távcsövek között a 8-10 m átmérőjűeknél még nincsenek nagyobbak. Külön nincsenek. De a két közeli távcsőtükör úgy is felfogható, mint egyetlen gigantikus tükör két távoli darabkája, olyan virtuális tüköré, amelynek a többi része nem is létezik. A felbontóképességet viszont a tükör átmérője szabja meg, ami több száz méter is lehet, ha a két távcső ilyen távol van egymástól. A két tükör által külön-külön előállított kép egyesítésekor a fizikában interferenciaként ismert jelenséget alkalmazzák, ami a fényhullámokra távoli tükrök esetén nem egyszerű, mert a hullámoknak azonos fázisban vagy fáziskülönbséggel kell a detektorhoz érniük. A centiméteres-méteres hullámhosszú rádiósugárzással foglalkozó rádiócsillagászatnál már negyedszázada kifejlesztették az interferometrikus módszert, de az optikai és a földfelszínről még művelhető infravörös-csillagászat rövidebb hullámhosszú sugárzást elemez, és a képek egyesítésekor az egyes tükrökről a közös fókuszban találkozó elektromágneses sugarak fázisviszonyait is ennek megfelelő pontossággal kell ismerni és szabályozni. Csak a koherens (időben állandó vagy periodikusan változó fáziskülönbségű) hullámok képesek egymással interferálni.
A két Keck-távcső tükrének távolsága 85 méteres alapvonalat jelent az interferometrikus módszernél. E távcsőpárral a közeli infravörös hullámhosszakra alkalmazva e módszerrel 0,005 ívmásodperces szögfelbontást érnek el így. A VLT tükreivel is megkezdték az interferometrikus észlelést. A négy távcső bármilyen párosításban interferométerré köthető, az óriástávcsövek helyzete által megszabott bázistávolságok növelésére pedig három, 1,8 méteres teleszkóp szolgál. A rendszer teljes kiépítésekor (2006 körül) egymástól 0,0005 ívmásodpercre levő két fénypontot is meg lehet majd különböztetni.
A nagy felbontással nemcsak a kettőscsillagok vizsgálhatók jobban, hanem a csillagok közvetlen környezete is feltárul: például a csillagot keletkezése óta övező cirkumsztelláris korong, amelyből bolygórendszer is kialakulhat, de a csillagfejlődés késői fázisánál ledobott burkok szerkezete is kirajzolódik. A kettőscsillagoknál pedig a két komponens kölcsönhatására utaló tömegmozgást lehet részletesen vizsgálni. A csillagok között egyébként gyakoribbak a kettős és többszörös rendszerbe tartozók, mint a Naphoz hasonlóan magányos csillagok.
Az óriási optikai távcsövek eredményessége ellenére az optikai csillagászatban szinte egyetlen távcső - a Hubble-űrtávcső - köré összpontosul a közvélemény figyelme. A 615 km magasan a felszín fölött keringő Hubble-űrtávcső a földi teleszkópok között a középmezőnybe tartozna 2,4 méteres átmérőjével, úgyhogy a megkülönböztetett figyelem nem a méretének szól. Az 1990-ben pályára helyezett űrtávcső a látható fény mellett az ibolyántúli tartomány 115 nanométernél hosszabb hullámhosszú részének és az infravörös sugárzás vizsgálatára is képes. A Hubble-űrtávcső univerzális berendezés a csillagászat szolgálatában: a Naprendszer kisebb és nagyobb égitestjeinek vizsgálatától kezdve a csillagok, a csillagközi anyag vagy az extragalaxisok vizsgálatában egyaránt. A Hubble-űrtávcsővel elért eredmények közül itt csak néhányat ismertetünk.
Az infravörös-kamerával sikerült megfigyelni a csillagok keletkezését halmazban. A csillagok kialakulása után megmaradt csillagközi anyag eloszlása és mozgása azt jelzi, hogy az újszülött csillagok körüli térség heves folyamatok színhelye. A fiatal csillagok körül kimutatott porkorongok pedig bolygórendszerek előhírnökei lehetnek.
A Hubble-űrtávcső egyik kiemelt kutatási területe a világegyetem korának és méretének meghatározása, amihez a kozmikus távolságskálát kell minél jobban pontosítani. Ha az extragalaxisok és a galaxishalmazok távolságát sikerül megállapítani, akkor a színképükben megfigyelt vonalak vöröseltolódásából meghatározható a Hubble-állandó, a világegyetem tágulásának mértékéből pedig az, hogy mennyi idővel ezelőtt következett be az ősrobbanás. A kozmikus távolságok mérésére a csillagászok különleges módszereket alkalmaznak. A Hubble-űrtávcső ilyen mérései között főként az ismert abszolút fényességű változócsillagokon (cefeidákon, szupernóvákon) alapuló távolságkalibrálás szerepelt.
Az űrtávcsővel még észlelhető legtávolabbi extragalaxisok vizsgálata pedig azért fontos, mert a fény véges terjedési sebessége miatt azokat a galaxisokat fiatal korukban látjuk, ezért alakjuk, szerkezetük és eloszlásuk a világegyetem ősi állapotát tükrözi. A Hubble-mélyvizsgálat során a lehető legtávolabbi galaxisokat igyekeztek megtalálni az égbolt két kis területén. Több ezer galaxist fedeztek így fel. E legtávolabbi galaxisok általában nagyon szabálytalan alakúak, és a távolságuk alapján meghatározott méretük szerint kisebbek, mint a közelebbi extragalaxisok, ami azt sugallja, hogy a galaxisok több kisebb egység egybeolvadásával alakulnak ki. Az újonnan talált extragalaxisok távolságát a színképvonalaik vöröseltolódásából becsülték meg, de az ilyen halvány galaxisokról még csak a legnagyobb földi távcsövekkel lehet színképet készíteni. Ez is jó példa arra, hogy milyen nagy szükség van továbbra is a földfelszíni optikai távcsövekre.
Az óriástávcsövekkel sokszorosára növelt fénygyűjtő felület mellett a fotonok detektálása és a képalkotás sem a korábban megszokott módon történik. A fotográfiát felváltó panorámadetektorok a közönséges videokamerákban alkalmazott CCD-technika igényesebb változataival működnek.
Akármennyire látványosak is a csillagászati képek, azok mindig egyetlen hullámhosszon (vagy hullámhossztartományban) mutatják be a kiszemelt égitestet és annak környezetét. A kép akkor lesz teljes, ha valamennyi hullámhosszon megismerjük a kozmikus testek viselkedését, tulajdonságait. Ebben a spektroszkópia nyújt segítséget. A kis méretű rácsspektrográf újabb generációiban az optikai rács geometriája eltér a korábbitól: a reflexiós rács párhuzamos rovátkáit úgy alakítják ki, hogy a fény nagy része valamelyik egészen magas (10-100.) rendű színképbe kerüljön. Ez azért fontos, mert a magasabb színképi rendekben sokkal nagyobb a hullámhossz szerinti felbontás.
Arra is van mód, hogy ne egyesével vegyék fel az égitestek színképét. A 3,9 m átmérőjű angol-ausztrál távcsőre szerelve 1995 óta olyan spektrográf működik, amellyel egyszerre négyszáz csillagról vagy galaxisról (vagy kiterjedt forrás esetén annak számos pontjáról) lehet nagyfelbontású színképet készíteni, mégpedig úgy, hogy a látómezőben kiválasztott négyszáz égitest fényét optikai szálakkal a spektrográf résének különböző pontjaihoz vezetik. A jelenleg folyó Sloan Digitális Égfelmérésben (SDSS) is ilyen módszerrel veszik fel egymillió extragalaxis színképét.
Érdemes megemlíteni a radiális sebesség mérése terén elért látványos haladást is. A látóirányú sebesség a kozmológia számára fontos adat, hiszen az univerzum tágulási ütemét a galaxisok színképvonalainak hullámhossz-eltolódásából határozzák meg. A látóirányú sebesség ismerete azonban az asztrofizika szempontjából is lényeges. Főleg a változócsillagok és a kettőscsillagok színképi vizsgálata ígér izgalmas eredményeket, mert ezek radiális sebessége időben változhat, és a változás jellegéből a csillagok és környezetük tulajdonságaira lehet következtetni. A jelenlegi csúcstechnikával a Naphoz hasonló csillagok sebességét 3 m/s pontossággal lehet meghatározni. A távoli csillagok körül keringő bolygók kimutatásának jelenleg ez a leghatékonyabb módszere: az első exobolygó 1995-ös felfedezése óta már száznál több óriásbolygót találtak Nap típusú csillagok körül.
Hullámhosszról hullámhosszra
Az optikaival szomszédos infravörös tartomány az egy mikrométer és egy milliméter közötti hullámhossztartományt fogja át. Nemcsak az alacsony felszíni hőmérsékletű csillagok hívják fel magukra a figyelmet infravörös sugárzásukkal. A kis tömegük miatt igazi csillagokká nem váló barna törpék e tartományban fedezhetők fel hőmérsékleti sugárzásuk által. A csillagközi anyag is e hullámhosszakon vizsgálható a legjobban, így a csillagok keletkezését már nem csak az elméleti asztrofizika módszereivel lehet tanulmányozni. Ráadásul a csillagközi fényelnyelés hullámhosszfüggése olyan, hogy az infravörös színképtartományban, az optikai hullámhosszakkal ellentétben, mélyen be lehet látni a csillagközi felhőkbe. Számos diagnosztikus értékű színképvonal is az infravörösbe esik, a csillagközi térben található molekulafajták tucatjait lehet ilyen hullámhosszakon kimutatni. Az is lényeges, hogy a nagyon távoli galaxisok legfontosabb színképvonalai a kozmológiai vöröseltolódás miatt az infravörösbe kerülnek.
Az alacsony hőmérsékletű égitestek vagy területek csakis infravörös sugárzásuk által ismerhetők meg, de az ilyen sugarakat összegyűjtő távcső és annak környezete, sőt, maga a detektor is az infravörös tartományban bocsátja ki hőmérsékleti sugárzásának nagy részét. Emiatt a csillagászati infravörös-detektorokat és azok környezetét az abszolút nulla fok közelébe kell hűteni.
Az eddig felbocsátott keringő infravörös obszervatóriumok közül az első, az 1983-as IRAS (Infrared Astronomical Satellite) tíz hónap alatt az égbolt 96 %-át térképezte fel négy olyan hullámhosszon - 12, 25, 60 és 100 mikrométeren -, amelyek a felszínről már nem vizsgálhatók. Az IRAS közel 250 ezer pontforrást fedezett fel, és a Tejútrendszer fősíkjához közel még halványabb források tízezreit mutatta ki. Olyan felfedezések köszönhetők még az IRAS-nak, mint a galaktikus eredetű diffúz infravörös sugárzás kimutatása, amelynek szerkezete a cirruszfelhőkére emlékeztet, így azonnal a galaktikus cirrusz elnevezést kapta, de a csillagok körüli porkorongok első példányait (rögtön néhány százat) is az IRAS méréseiből találták meg. Alapvető felfedezés volt továbbá, hogy olyan extragalaxisokat találtak, amelyek sugárzásuk zömét infravörösben bocsátják ki. E galaxisok némelyikében egyidejűleg milliónyi csillag keletkezik. Az IRAS pontforrás-katalógusában szereplő objektumok ötöde nem csillag vagy protocsillag, hanem extragalaxis.
Az 1995-ben felbocsátott ISO (Infrared Space Observatory), már szélesebb hullámhossztartományban - 2,5 és 200 mikrométer között - kémlelte az eget, mint elődje, az IRAS. Ilyen felső határ esetén már a 15 K hőmérsékletű molekulafelhők is vizsgálhatóvá váltak. A teljes mértékben az Európai Űrügynökség (ESA, European Space Agency) által készített, ISO 60 cm-es távcsövéhez csatolt műszerei között az infravörös hullámhosszakon érzékeny képalkotó detektor is szerepelt, így a képek nem pontról pontra történő feltérképezéssel készültek. Az infravörös panoráma tudományos célú megfigyelésén túl spektroszkópiai feladatok is hárultak az ISO-ra. A sok fontos színképvonal közül egyebek között a molekuláris hidrogéné és a vízmolekuláé esett az ISO által vizsgálható színképtartományba. Meglepetésre még a csillagok légkörében és a Tejútrendszer centrumának irányában is találtak vizet. A fiatal csillagok környezetében levő sűrű molekulafelhőkben pedig vízjeget és szén-dioxid-jeget találtak az ISO-val.
Az ősrobbanásról árulkodó kozmikus háttérsugárzás a szubmilliméteres-milliméteres tartomány határán a legerősebb. A háttérsugárzás beható tanulmányozására a NASA külön űrszondát bocsátott fel 1989-ben. A COBE (Cosmic Background Explorer) fő feladata az volt, hogy kiderítse, mennyire egyforma a különböző irányokból érkező sugárzás erőssége és hullámhosszfüggése. A COBE mérési adatait elemezve egy százezrednyi változást találtak a háttérsugárzás égi eloszlásában, ami az univerzum nagyléptékű szerkezetének kialakulása szempontjából lényeges (lásd Patkós András cikkét e számunkban).
A milliméteres és az annál hosszabb hullámhosszú sugárzást főként földi obszervatóriumokból észlelik. Az ilyen rádióhullámoknál a nagyobb térbeli felbontáshoz nem a teleszkópok átmérőjének növelése vezet. Már az 1 cm-es hullámhosszon is húsz km átmérőjű antennára lenne szükség ahhoz, hogy a rádióteleszkóppal ugyanolyan jó felbontást érjenek el, mint az optikai tartományban egy 1 méter átmérőjű távcsővel. Az interferometria segít abban, hogy a rádiócsillagászatban végül is sokkal jobb szögfelbontást értek el, mint bármely más hullámhossztartományban. A nagyon hosszú bázisvonalú interferometriával (VLBI - Very Long Baseline Interferometry) az ezred ívmásodperc alá is fokozható a szögfelbontás. E módszernél az egymástól több ezer kilométerre levő, egymástól függetlenül dolgozó rádióteleszkópok által összegyűjtött jeleket a hozzájuk tartozó időadatokkal együtt mágnesszalagon rögzítik, és a megfelelően egyesített jeleket utólag analizálják.
A VLBI-mérésekben nemcsak két teleszkóp vehet részt. A VLBA-t (Very Long Baseline Array) például tíz egyforma - 25 méter átmérőjű - teleszkóp alkotja, és a rendszerrel 8000 km-es alapvonal érhető el. Extragalaktikus rádióforrások szerkezetét tanulmányozva a VLBA segítségével már 0,0002 ívmásodperces szögfelbontást is sikerült elérni. Már az űrbe telepített rádióteleszkópra is van példa, amit eleve azzal a céllal állítottak pályára, hogy a földi társaival összhangban működtetve növeljék a rádiócsillagászatban elérhető felbontóképességet.
A Tejútrendszer mélyreható megismerése a csillagközi hidrogénfelhők rádiócsillagászati feltérképezésével kezdődött, a hidrogén 21 cm-es hullámhosszú színképvonalára alapozva. Az 1960-as években aztán kiderült, hogy a csillagközi térben levő anyag az atomok mellett molekulákat is tartalmaz. Elsőként a hidroxil-gyök (OH) jelenlétét mutatták ki a 18 cm hullámhosszú rádióvonala alapján, majd még ugyanabban az évtizedben a csillagközi ammóniát (NH3), formaldehidet (H2CO) és vizet (H2O) is felfedezték. A molekulák színképvonalai azért esnek a rádiótartományba, mert a molekulákat alkotó atomok egymáshoz képest rezegnek, de a molekula forog is, és a rezgési és forgási állapotban bekövetkező változás kevés energia felszabadulásával jár, a kis energiájú sugárzásnak pedig nagy a hullámhossza. Ma már több mint százféle molekula ismert a csillagközi térben, közte a szén-monoxid, amely a csillagászatban igen fontos, mert a csillagközi molekulafelhők a CO-molekula segítségével térképezhetők fel.
A rádiócsillagászat hamar kiterjesztette a hatókörét az extragalaxisokra. A rádiótartománybeli színképvonalak alakjából és szélességéből az extragalaxis szerkezetére és tömegére is következtetni lehet. Nagyobb szögfelbontású rádióészlelésekből pedig a hidrogénfelhők eloszlása is feltérképezhető az extragalaxisokban. Olyan érdekesség is kiderült így, hogy a galaxiskorong sok esetben nem sík felületű, hanem a külső szélénél fel- vagy lehajlik, ami a szomszédos galaxisok egymásra gyakorolt hatásának bizonyítéka. Fontosságában ezzel vetekszik az a felismerés, hogy a hidrogénfelhők több tízezer fényévvel túlnyúlnak a galaxisok optikai határain. De a galaxisok tömegét nem csak e legkülső felhők tömegével kellett megnövelni. A 21 cm-es vonal hullámhossz-eltolódásából a felhők keringési sebessége is kiszámítható. Ebből derült ki, hogy az extragalaxisok külső térségeiben levő gázfelhők ugyanakkora sebességgel keringenek a galaxis centruma körül, mint a még megfigyelhető legkülső csillagok. A galaxis centrumától kifelé haladva Kepler harmadik törvényével összhangban csökkennie kellene a keringési sebességnek. Csak akkor nem kerülünk ellentmondásba ezzel az alapvető mechanikai törvénnyel, ha még kijjebb is jelentős mennyiségű anyag van. Ez sötét anyag vagy rejtett tömeg néven vonult be a válaszra váró legfontosabb csillagászati kérdések közé.
A kozmikus térségből érkező ibolyántúli sugárzást - amelynek hullámhossza rövidebb, mint az optikai sugárzásé - a földi légkör ózonrétege nyeli el. Az ultraibolya tartomány több ok miatt is érdekli a csillagászokat. A legforróbb csillagok sugárzásuk zömét a látható fénynél rövidebb hullámhosszakon bocsátják ki, és az ilyen csillagok hőmérsékletének meghatározásához tudni kell, hogy melyik hullámhosszon sugároz a legerősebben a csillag. A hidegebb csillagok esetében nem a folytonos spektrum, hanem a színképvonalak teszik fontossá a 300 nm-nél rövidebb hullámhosszakat. A csillagászatban lényeges szerepet játszó számos atom, ion (oxigén, szén, neon, nitrogén) és molekula (H2, N2, CO) alapállapotba való visszajutása, vagyis a rezonanciaátmenet során ultraibolya fotont bocsát ki. A rezonanciavonalak az adott elem legerősebb vonalai, és néhány kis kozmikus gyakoriságú elem esetében csakis e vonalak megfigyelése remélhető.
Mesterséges holdakkal 1968 (az OAO-2 felbocsátása) óta vizsgálják az eget ibolyántúli hullámhosszakon. A kezdeti eredmények közül kiemelkedik, hogy meghatározták a forró csillagok hőmérsékleti skáláját, felfedezték, hogy a forró szuperóriás csillagok tömeget veszítenek, a csillagközi anyagban pedig sikerült kimutatni molekuláris hidrogént.
1978-ban kezdte meg munkáját az eddigi leghosszabb ideig működő csillagászati mesterséges hold, az IUE (International Ultraviolet Explorer), amely közel tizenkilenc évig végezte méréseit a 45 cm átmérőjű távcsövéhez csatolt segédberendezésekkel. Az IUE legfontosabb eredményei közé tartozik a közönséges csillagok ultraibolya színképének atlaszba foglalása. Az adatbőséget kihasználva sikerült pontos képet kapni arról, hogy a csillagok luminozitásának és hőmérsékletének függvényében milyen ütemű tömegvesztést okoz a csillagszél. A csillagok légkörének felépítése is jól szondázható az ibolyántúli sávban, de a csillagkromoszféra létére és az abban zajló mozgásokra is lehet következtetni.
Az IUE fontos szerepet töltött be a csillagközi tér anyagának vizsgálatában is. Meglepő módon a lokális (200-300 fényévnél közelebbi) csillagközi anyagról az IUE előtt nagyon hiányos volt a csillagászok ismerete. E különös helyzetet az okozta, hogy nagyon kevés olyan csillag van a közelünkben, amelynek színképében kiértékelhetők a csillagközi anyagtól származó vonalak. A Nap környezetében viszont sok fehér törpe található, amelyek magas hőmérsékletük miatt főképpen az ultraibolyában sugároznak. Kiderült, hogy a Nap egy kis sűrűségű csillagközi felhő szélén található.
Az IUE-vel végzett megfigyelések egyik legnagyobb értéke, hogy a sokszor mért égitestekről közel két évtizedet átfogó adatsor gyűlt össze, ami lehetővé teszi az ibolyántúli sugárzás időbeli változásának tanulmányozását is. Az egyik legismertebb aktív galaxis, az NGC 4151 például nyolcéves szünet után vált újra aktívvá. E galaxis ultraibolya sugárzásának gyorsabb, néhány napos vagy hetes változásából pedig az következik, hogy az aktivitásért felelős tartomány kiterjedése nem nagyobb néhány fénynapnál-fényhétnél. Nagyon értékes a Nagy Magellán-felhőben 1987-ben kitört szupernóva éveken át tartó megfigyelése.
A millió fokos testek hőmérsékleti sugárzása a röntgensugárzás birodalmába vezet, de vannak röntgensugárzással járó, nem termikus eredetű kozmikus folyamatok is, például ilyen nagy energiájú sugárzást bocsátanak ki a fénysebességet megközelítő sebességű elektronok, ha mágneses térben mozognak. A röntgensugarak hullámhossza 0,01-10 nm közé esik.
A Naprendszeren kívüli első röntgenforrást csak 1962-ben találták meg kutatórakétán felküldött detektorral. Amikor már pontossá vált a röntgenforrások helyzetének meghatározása, kiderült, hogy az erős röntgenforrás egy látszólag jelentéktelen, 13 magnitúdós kettőscsillaggal azonos, amelynek egyik komponense egy gravitációs kollapszust szenvedett neutroncsillag. A csillagfejlődés egyik lehetséges végállapotának, a neutroncsillagoknak a vizsgálata csak 1967-ben, a pulzárok felfedezése után indult be, bár a szupersűrű neutroncsillagok kialakulásának lehetősége már három évtizeddel korábban felvetődött.
Az a tény, hogy egy optikailag ennyire halvány csillag a Napnál is fényesebb röntgensugárzó, felfokozta az érdeklődést az égbolt röntgenvizsgálata iránt. A hatvanas években rakétákról még harminc röntgenforrást fedeztek fel. Bár az ilyen kutatórakéták csak öt percnél rövidebb ideig repülnek olyan magasságban, ahonnan a kozmikus röntgensugarakat detektálni lehet, minden égi röntgenforrás változó erősségűnek bizonyult - még ilyen rövid időskálán is.
Az 1970-es évektől már mesterséges holdak fedélzetén elhelyezett műszerekkel vizsgálják az égboltot a röntgenhullámhosszakon. Az első röntgencsillagászati mesterséges hold az 1970-ben felbocsátott amerikai Uhuru volt, amelynek proporcionális számlálói a hold forgása közben a teljes eget körbepásztázták, s ennek során 339 égi röntgenforrást fedeztek fel. A röntgensugárzó égitestek között sok kettőscsillag akadt, és az Uhuru kimutatta a galaxishalmazok felől érkező diffúz röntgensugárzást is. Leképező röntgentávcsővel az 1978-ban pályára helyezett Einstein Observatory amerikai röntgenhold észlelt elsőként. A leképezéssel finomítani lehetett az addigi néhány ívperces szögfelbontást, ami megkönnyítette az égi röntgenforrások optikai azonosítását. A röntgentávcsővel való képalkotást a röntgenmikroszkópiából vett elvvel sikerült megoldani. A tükör felületére súroló beeséssel érkező röntgenfotonokat ugyanis fókuszálni lehet. A fókuszsíkban kapott röntgenjeleket ún. mikrocsatornás lemez közbeiktatásával teszik mérhetővé. A mikrocsatornás lemez 10-20 mikrométer vastag és 1-2 mm hosszú üvegcsövecskékből álló kétdimenziós mátrix, amelynek minden eleme fotoelektron-sokszorozóként működik. Nagy felbontású kép alkotásához több millió mikrocsatornát tartalmazó lemezt használnak.
Az 1990-es évtizedben működött a németek, angolok és amerikaiak ROSAT nevű közös obszervatóriuma. Képalkotó távcsövével a ROSAT fél év alatt az egész eget megörökítette, utána pedig az egyes röntgenforrások részletes mérésével foglalkozott. A teljes égbolt leképezésével az addigi 840-ről kb. hatvanezerre nőtt az ismert röntgenforrások száma. Ezek közül csak húszezer a közönséges csillag, ennél nagyobb számban találtak röntgenforrást az aktív galaxisok között, továbbá ötezer galaxishalmaz röntgensugárzását is felfedezték. A röntgencsillagászat által vizsgált nagy energiájú folyamatokat keltenek továbbá a végső állapotba került csillagok - neutroncsillagok, fekete lyukak -, különösen akkor, ha a kompakt égitestnek kísérőcsillaga is van.
Az égbolt optikai és röntgentérképe között az egyetlen közös vonás az, hogy a csillagokkal azonosítható röntgenforrások is erősen koncentrálódnak a Tejútrendszer fősíkja köré. A közönséges csillagok millió fokos plazmából álló koronája gyenge röntgenforrás. Sokkal erősebben sugároznak azok a kettőscsillagok, amelyek egyik tagja elfajult anyagú. Ezek röntgenluminozitása összemérhető az optikai fényességükkel. Ugyancsak a szoros kettőscsillagokra jellemző a röntgensugárzás erősségében megfigyelhető kitörés. A röntgenképek legfeltűnőbb alakzatai a szupernóva-maradványok. A kiterjedt röntgenforrások között jellegzetesek még a galaxishalmazok. Ez a sugárzás nem egyszerűen a halmazban levő extragalaxisok röntgenfényének eredője, hanem a galaxisok körül levő 0,001-0,0001 részecske/cm3 sűrűségű, 10 millió fokot meghaladó hőmérsékletű plazmától származik. A távoli kvazárok szintén erős röntgenforrások.
Az 1999-ben Föld körüli pályára helyezett Chandra főtükre egy 40 cm átmérőjű optikai távcső nyílásának megfelelő területet képez le a 0,12-12 nm hullámhossztartományban (ez 10-0,1 keV fotonenergiának felel meg). A képalkotó kamera felbontóképessége az eddigi röntgentávcsövek közül a legjobb: 0,1 ívmásodperc, és a források erősségének időbeli változását is nagy felbontással lehet követni. Képalkotó spektrométer is csatlakozik a távcsőhöz, amely a színképpel egyidejűleg képet is készít a kiszemelt égitestről. Ez a műszerezettség különösen a nagy intenzitású és kiterjedt röntgenforrások (például aktív galaxisok, az intergalaktikus tér forró anyaga, a neutroncsillagok környezete) tanulmányozásának kedvez.
Az ESA Newton röntgenobszervatóriuma a Chandra után néhány hónappal kezdte meg az észleléseket. A képalkotás érzékenysége terén a Newton felülmúlja a Chandrát. Az új röntgenképek és -színképek alapján egyebek között meg lehet állapítani a szupernóva-maradványok szerkezetét és kémiai összetételét. E röntgenobszervatóriumok másik ígéretes kutatási területe a galaxisok magjában rejtőző, gigantikus tömegű fekete lyukak kimutatása és környezetük vizsgálata. A röntgensugárzást a több millió fok hőmérsékletűre hevülő anyag bocsátja ki, mielőtt a fekete lyuk végleg magába szippantaná. A Chandra felvételeiből nyilvánvaló, hogy a Tejútrendszer közepén is van fekete lyuk, csakúgy, mint az Andromeda-köd centrumában.
A négy évtizede felfedezett diffúz röntgen-háttérsugárzás eredetének kérdésére is válasz született a Chandra segítségével. Az égbolt egy néhány ívperc átmérőjű területéről készített 28 órás expozíciójú felvételen több mint harminc röntgenforrás tűnt elő, és ezek közül némelyiknek olyan halvány az optikai megfelelője, hogy még a legnagyobb távcsövekkel sem látszik semmi az adott helyen. Ha a pontforrások a többi irányban is ilyen gyakoriak, akkor számuk 70 millióra tehető, és főként az olyan irdatlan nagy távolságban levő galaxisok sugározhatnak ilyen nagy számban, amelyek jó részét a jelenlegi optikai távcsövekkel még nem lehet kimutatni. A korábbi, gyengébb felbontású röntgenteleszkópokkal a rengeteg pontforrás egybemosódó röntgensugárzása diffúz háttérsugárzásnak tűnt.
A legnagyobb energiájú elektromágneses sugarak a gammasugarak: energiájuk meghaladja a 100 keV értéket, azaz hullámhosszuk rövidebb 0,01 nm-nél. A gammacsillagászat egy véletlen felfedezéssel kezdődött. Az 1963-ban megkötött atomcsend-egyezmény betartását az Amerikai Egyesült Államok kémműholdakkal ellenőrizte. A Vela műholdsorozat a titokban végzett atombomba-robbantások során felszabaduló neutronokat és gammasugárzást érzékelő detektorokkal volt felszerelve, és 1967-ben fel is tűnt a gammasugárzás hirtelen növekedése. A rövid ideig tartó jelenségről kiderült, hogy az kozmikus eredetű, ennek ellenére a megfigyelést 1973-ig mégis titokban kellett tartani. A gammaviharok eredete azóta is a csillagászat egyik legnagyobb kérdése, amely egyben rávilágít e tudomány alapvető feladatára: az égitestek távolságának meghatározására. Ameddig nem tudjuk, hogy milyen messze van tőlünk a vizsgált égitest, a legfontosabb jellemzőit, például méretét, tömegét, luminozitását sem lehet megállapítani.
Gammasugárzás a röntgenégbolt jól ismert objektumaitól, minden heves aktivitású vidékről, így a pulzárok, fekete lyukak, aktív galaxismagok környezetéből egyaránt várható.
Az eddigi legeredményesebb gammacsillagászati műszeregyüttest, a Comptont (teljes nevén Compton Gamma Ray Observatory, rövidítve CGRO) 1991-ben bocsátotta fel a NASA. A CGRO tizenhat tonnájával az eddigi legnagyobb teher volt a keringő obszervatóriumot pályára helyező űrrepülőgép fedélzetén. Közel egy évtizednyi szolgálat után, 2000 júniusában az obszervatóriumot szándékosan megsemmisítették, így elkerülve azt, hogy a Földhöz közeli pályán a ritka légkörben lassan fékeződő hold majdani visszazuhanásával addig állandó veszélyt jelentsen.
A Compton négy fő műszere között volt képalkotó berendezés és kifejezetten a gammakitörések észlelésére szolgáló eszköz is. A gammakitörések elképesztően nagy energia felszabadulásával járnak. Egy-egy kitörés a másodperc század részétől néhány száz másodpercig tarthat, és az éppen zajló kitörés túlragyogja az egész égbolt gammafényességét. A Compton felbocsátásáig háromszáznál valamivel több gammakitörést regisztráltak, és mivel azok távolsága teljesen bizonytalan volt, a kitörések okáról rengeteg elképzelés született. A Compton mérései csakhamar kizárták a galaktikus eredetet. A Comptonnal további 2400 gammakitörést fedeztek fel, amelyek teljesen egyenletesen oszlottak el az égen. Ha a kitörések a Tejútrendszerből származnának, például neutroncsillagokban zajló valamilyen folyamat hatására, akkor a csillagok eloszlásának megfelelően a Tejút sávja mentén több gammakitörést kellett volna regisztrálni, mint más irányokban. Az 1996-ban felbocsátott BeppoSAX műszereivel pedig felfedezték, hogy a gammakitörések után néhány esetben röntgenforrás jelenik meg ugyanabban az irányban. Szerencsére a röntgentartományban már nagyon pontosan meg lehet határozni a források pozícióját. Kiderült, hogy a gammafelfénylések helyén olyan objektumok vannak, amelyek vöröseltolódása milliárd fényévekben kifejezhető távolságnak felel meg. Miközben a csillagászok közelednek a gammakitörések okának megfejtéséhez, maguk a kitörések egyre távolabbra kerülnek.
A Compton tevékenységét nemcsak más keringő obszervatóriumokkal hangolták össze, hanem egy földi robotkamerával is. A kitörést a CGRO elektronikusan jelezte, a robottávcső pedig abban a pillanatban figyelni kezdte a megadott irány környezetét. Első ízben 1999. január 23-án sikerült észlelni a gammakitöréssel együtt bekövetkező optikai felvillanást. A gammakitörések minden hullámhosszra kiterjedő vizsgálata kitűnő példa a csillagászat egységére, vagyis arra, hogy elszigetelt mérésekkel lehetetlen megfejteni a kozmikus térség titkait.
Az imént egy eddig nem említett fogalom szerepelt: a robottávcső. A Föld körül keringő obszervatóriumoknál természetes, hogy automatikusan vagy távirányítással működnek. De a földfelszíni teleszkópok között is egyre nagyobb számban találunk automatizált berendezéseket, amelyek emberi beavatkozás nélkül végzik a megfigyeléseket, és gyűjtik a különféle adatokat.
Az eddigiek alapján úgy tűnhet, hogy a csillagászat klasszikus területe, az asztrometria háttérbe szorul a látványos eredményekkel és váratlan felfedezésekkel szolgáló asztrofizika és kozmológia mellett. Az asztrometria örök fontosságát bizonyítja, hogy már kimondottan pozícióméréseket végző mesterséges holdat is készítettek. Az ESA nagyszabású programja a Hipparcos nevet kapta. Az elnevezés a nagyon pontos parallaxist gyűjtő hold angol megfelelőjének kezdőbetűiből alkotott mozaikszó (High Precision Parallax Collecting Satellite), amely Hipparkhosznak is emléket állít, aki az i. e. 2. században először készített csillagkatalógust az általa mért 850 csillag helyzetéről és fényességéről.
A Hipparcos mérései alapján 1997-ben közreadott, tizenhét kötetet megtöltő (de a világhálón is elérhető) katalógusban 118 ezer csillag asztrometriai adatai szerepelnek: a koordinátákon kívül a sajátmozgás értéke és a trigonometriai parallaxis, aminek reciproka a csillag távolsága. A Hipparcos-katalógus tehát tulajdonképpen az égbolt háromdimenziós térképe. A 9 magnitúdónál fényesebb csillagok szinte mindegyikéről ezred ívmásodperc pontosságú koordináta áll most már rendelkezésre.
A pozícióméréssel egyidejűleg a Hipparcos minden programcsillag fényességét is meghatározta. Ez csillagonként nagyjából száz fényességadatot jelent a mérések kb. négyéves időtartama alatt. A fényességadatok feldolgozásakor kiderült, hogy minden tizedik csillag fényessége kimutathatóan változik, és e csillagok kétharmadának fényességváltozása korábban ismeretlen volt. A változócsillagok különösen fontos égitestek, mert segítségükkel ellenőrizhetők a csillagok szerkezetére és fejlődésére vonatkozó asztrofizikai számítások, ráadásul bizonyos változócsillagok - a változást okozó fizikai mechanizmus ismeretében - kitűnően használhatók kozmikus távolságok meghatározására is.
A közeljövőben az SDSS mérései alapján pedig a kozmosz távolabbi vidékeiről is megszületik az első megbízható háromdimenziós térkép. E digitális égboltfelmérés keretében milliónyi extragalaxis távolságát állapítják meg a spektroszkópiai úton mért vöröseltolódásukból.
Záró megjegyzések
Nemcsak az elektromágneses sugárzás hordoz fontos infomációt a csillagászat számára, hanem a közvetlenül detektálható nagyenergiájú részecskék is. A kozmikus sugárzás részecskéin kívül az egyik elemi részecske, a neutrínó iránt különösen érdeklődnek a csillagászok. A neutrínó nagyon nehezen lép kölcsönhatásba az anyaggal, ezért kimutatása nem egyszerű. Egy 10 MeV energiájú neutrínó például vízben 0,1 fényév megtétele után nyelődik el. E részecskék azért is fontosak a csillagászatban, mert a kölcsönhatásra való gyenge hajlandóságuk miatt az univerzum tele van olyan neutrínókkal, amelyek percekkel az ősrobbanás után lezajlott magreakciók során keletkeztek. Mivel ezek a neutrínók azóta is háborítatlanul száguldanak, számuk és energia szerinti eloszlásuk megbízhatóan jelzi az ősrobbanást követő folyamatokat. De a neutrínókkal nemcsak a régmúlt eseményeit lehet feltárni, hanem a jelenlegieket is. A Napban legbelül zajló magreakciókban ugyanis szintén keletkeznek neutrínók, és e nukleáris folyamatok termékei közül nagy áthatolóképességük miatt csak a neutrínók jutnak ki azonnal a Napból, csekély nyugalmi tömegük miatt majdnem fénysebességgel. A Napot csillagként működtető elektromágneses sugárzás csak millió éves késéssel ér a Nap felszínére látható fotonként. A neutrínók továbbá a szupernóva-robbanások során bekövetkező folyamatok fontos nyomjelzői is. A Napon kívül azonban a Nagy Magellán-felhőbeli SN1987A szupernóva az egyetlen olyan égitest, amelytől származó neutrínókat már azonosítani sikerült.
Fontos csillagászati információforrások továbbá a kozmikus sugárzás részecskéi, a mágneses tér, a már említett elektromágneses sugárzás polarizáltsága, és a közeljövőben talán a gravitációs sugárzást is sikerül majd detektálni. De a szűkre szabott terjedelem miatt mindezzel itt nem foglalkozhatunk.
E bevezető után a cikkgyűjtemény további írásaiban a Föld környezetétől egyre távolabbi régiókig haladva tekintjük át, hogy mit tudunk ma az Univerzumról, alkotóelemeiről és a benne zajló folyamatokról.
Kulcsszavak: asztrofizika, csillagászati műszerek