A galaxisok közül számunkra a Tejútrendszer a legfontosabb, hiszen a Naprendszer is e galaxishoz tartozik. Míg az extragalaxisok megismerését irdatlanul nagy távolságuk nehezíti, a Tejútrendszert azért nem könnyű felmérni, mert nem kívülről vizsgáljuk, hanem a belsejéből. A feladat ahhoz hasonló, mint amikor az erdő kiterjedését, alakját, a benne levő fák és az aljnövényzet összetételét, eloszlását, valamint állatvilágát az erdő belsejében levő valamely rögzített pontból kényszerülünk meghatározni.
Ez a feladat azonban, figyelembe véve, hogy kozmikus környezetünk megismerésére az egész elektromágneses színkép rendelkezésünkre áll, nem olyan reménytelen, mint amilyennek első ránézésre látszik. Az utóbbi évtizedekben a milliméteres és szubmilliméteres hullámhosszakon, valamint a földi légkörön kívülről vizsgálható távoli infravörös, ultraibolya és röntgentartományokon új ablakok nyíltak a Tejútrendszerre, amelyek a hagyományos, optikai megfigyeléseken alapuló kép új részleteit tárták fel, és sok tekintetben megváltoztatták eddigi elképzeléseinket, elsősorban galaxisunk középponti és legkülső vidékeiről.
Csillagszámlálás régen és most
Ha nyári estén felnézünk az égre (nem egy város egére természetesen), rögtön megállapíthatjuk, hogy Tejútrendszerünk a koronggalaxisok közé tartozik. A korong síkjának vetülete az égbolton a Tejút. A szabad szemmel összefüggő fényszalagot a távcsövek csillagok millióira bontják. A Tejút fénylő sávjában látható sötét területek felhívják figyelmünket a csillagok közötti fényelnyelő anyag, a csillagközi por létezésére is. További fontos alkotóeleme még a Tejútrendszernek a csillagközi gáz, ezt azonban többnyire nem látjuk. Az egyetlen, szabad szemmel is megfigyelhető gázfelhő az Orion-köd, amelyben a benne keletkezett forró csillagok sugárzása által gerjesztett hidrogéngáz világít. Távcsővel sok hasonló fénylő gázfelhőt fedezhetünk fel a Tejút sávjában, sőt az extragalaxisok spirálkarjaiban is. A legnagyobb tömegű, forró csillagok születésének e látványos nyomjelzői nagy fényességük miatt igen távoli tartományok feltérképezését teszik lehetővé. A hideg csillagközi gáz azonban csak rádióhullámokon sugároz.
A Tejútrendszer szerkezetének megismerése a csillagszámlálásokon és a számlálás eredményeinek statisztikus kiértékelésén alapul. Ha egyszerűen csak megszámoljuk a csillagokat az égbolt különböző irányaiban (ezt tette William Herschel a 18. században), már kapunk egy nagyon kezdetleges képet a Napunkat is magában foglaló csillagrendszer szerkezetéről. Ezt a képet az elmúlt évszázad során a megszámolt csillagok színképtípusainak, színeinek, mozgásának és kémiai összetételének meghatározásával, valamint e méréseknek mind halványabb csillagokra való kiterjesztésével folyamatosan finomították. A 20. század utolsó évtizedében különösen nagy mennyiségű adattal járult hozzá galaxisunk pontos feltérképezéséhez a Hipparcos asztrometriai műhold.
A Tejútrendszer korongjában a csillagközi por erősen korlátozza az optikai megfigyelések hatótávolságát. A korong egyes részei teljesen átlátszatlanok. Optikai hullámhosszakon végzett csillagszámlálással ezért csak néhány ezer fényévnyi sugarú galaktikus környezetünket térképezhetjük fel. Mivel a Naprendszer is a korong belsejében van, a közvetlen környezetünkben található por minden irányban, a magasabb galaktikus szélességek felé is akadályozza a kilátást.
Meg kell jegyezni, hogy némi hasznot is húzhatnak a csillagászok ebből a fényelnyelésből. Ebben a kis térrészben ugyanis nemcsak a csillagok, hanem a csillagközi por térbeli eloszlását is meghatározhatjuk csillagszámlálás segítségével. A csillagközi por nem kevésbé érdekes alkotóeleme kozmikus környezetünknek, mint maguk a csillagok. A por a gázzal együtt kisebb-nagyobb, bonyolult szerkezetű felhőket alkot. Míg a csillagok távolságának mérésére számos módszer van, a csillagközi anyag ezen struktúráinak nincs olyan mérhető tulajdonsága, amelyből távolságukra következtethetnénk. Mivel diffúz, kiterjedt objektumok, nem mérhetjük meg a parallaxisukat. Sem a por infravörös hősugárzása, sem a gázmolekulák rádiósugárzása alapján nem lehet eldönteni, hogy a sugárzás kicsi és közeli, vagy nagyobb, de távolabbi felhőtől származik. A csillagközi felhők távolsága csak a csillagfénnyel való különféle kölcsönhatásaik segítségével határozható meg. Az egyik ilyen kölcsönhatás a háttércsillagok fényének elnyelődése a felhőkben. A látóirányba eső, fényelnyelő porréteg módosítja a csillagok látszó fényesség szerinti eloszlását, és mivel a por abszorpcióképessége függ a hullámhossztól, a porréteg mögötti csillagok színét is. Az előtér- és háttércsillagok egyszerű mérésekkel elkülöníthetők egymástól.
Mivel a csillagközi elnyelés mértéke a hullámhosszal fordított arányban csökken, az infravörös hullámhosszakon végzett csillagszámlálások sokkal nagyobb térfogatok feltérképezését teszik lehetővé, mint az optikai vizsgálatok. Az optikai színkép közvetlen szomszédja a közeli infravörös (1-10 mikrométer hullámhosszú) tartomány, amelynek egyes szakaszain a földi légkör átlátszó. Ezeken az infravörös ablakokon át mélyen beláthatunk a galaktikus korongba, sőt még a centrális vidékekbe is. Az 1997-2001 között elvégzett 2MASS (2 Micron All Sky Survey) felmérésben kb. 300 millió csillagot detektáltak. Az infravörös felmérés a három legrövidebb hullámhosszú, az 1,25, 1,65 és 2,17 mikrométeres infravörös ablakot használta, és két egyforma, 1,3 m átmérőjű távcsővel készült: egyikkel a déli eget pásztázták (Chiléből), a másikkal az égi egyenlítőtől északra levő égterületeket (Hawaiiból). A távcsövek fókuszába szerelt képalkotó detektor 256´256 pixeles CCD-kamera volt, ami ívmásodperces felbontást tett lehetővé. Az észlelhető leghalványabb csillagok fényessége 15-17 magnitúdó volt.
A felmérés során kapott adatokból már készül az égbolt első, valóban digitális atlasza. (A jelenleg használt digitális térképek ugyanis valójában az égboltról készített fotolemezek utólagos digitalizásával születtek.) 2003 tavaszán közreadták a kb. 300 millió csillag adatait tartalmazó pontforrás-katalógust, míg a kiterjedt források katalógusa az egymilliónál több galaxis és egyéb köd jellemzőit tartalmazza. A tudományos eredmények pedig az összesen 24 Tbájt (24 ezer gigabájt) különféle szempontok alapján történő elemzéséből, statisztikus vizsgálatától várhatók. Tulajdonképpen ez is egyfajta csillagszámlálás, csak a nagyságrendje egészen más, mint a két évszázadon át végzett ilyen jellegű kutatásoké.
A közönséges csillagok életük legnagyobb részében látható fényként sugározzák ki energiájuk zömét. Ezért talán meglepően hangzik, hogy a Galaxisunk szerkezetét legrészletesebben leíró matematikai modell az első infravörös műhold, az IRAS által 12 és 25 mikrométeren észlelt pontforrásokon végzett "csillagszámlálások" alapján született. Ezeken a közepes infravörös hullámhosszakon a csillagközi por gyakorlatilag átlátszó. Akadálytalanul átlátunk a Tejútrendszer korongján, és mélyen beláthatunk a centrális régiókba, Galaxisunk "hasába". Milyen égitesteket térképezhetünk fel ezeken a hullámhosszakon? Gyakorlatilag ugyanolyan csillagokat, mint az optikai hullámhosszakon, de elsősorban minden típus idősebb képviselőit. Életük vége felé, amikor hidrogénkészleteik kimerülőben vannak, a csillagok jelentős tömeget veszítenek: légkörük nagy részét ledobják. A ledobott anyag táguló és hűlő burokként veszi körül a csillagot. A burok anyagában molekulák és porszemcsék keletkeznek, ezért a csillag fényes infravörösforrássá válik. A régóta ismert Mira típusú változócsillagok tartoznak ebbe a populációba, valamint a hozzájuk sok tekintetben hasonló OH/IR csillagok, amelyek nevüket éppen erős infravörös sugárzásukról és a légkörükben keletkező hidroxilmézer-emisszióról kapták. Az, hogy milyen idős korára jut egy csillag az erős tömegvesztés állapotába, kezdeti tömegétől függ. A csillagoknak ez a mintája tehát egyáltalán nem homogén. Átlagosan fiatalabb és nagyobb tömegű képviselőiket látjuk a korongban, mint a centrális régiókban.
A Tejútrendszer szerkezetének legfontosabb összetevői
A Tejútrendszer csillagainak teljes számára, a rendszer méreteire és szerkezetére a csillagszámlálás mind tökéletesebb módszerei mellett is csak a mérések matematikai statisztikai kiértékelésével következtethetünk. A galaxismodellek készítői abból a feltételezésből indulnak ki, hogy a Tejútrendszert különféle forgásszimmetrikus és gömbszimmetrikus alrendszerek alkotják, és az alrendszerek nagyléptékű jellemzőit a csillagok környezetünkben megfigyelhető térbeli sűrűségeiből, kinematikai és kémiai tulajdonságaiból, valamint csillagkeletkezési és csillagfejlődési modellekből határozzák meg. Az optikai csillagszámlálások a következő fontosabb alrendszereket fedték fel:
a.) a kb. 3000 fényév kiterjedésű centrális tartomány,
b.) Galaxisunk hasa, a centrális tartományt körülvevő, mintegy 10 ezer fényév kiterjedésű térrész,
c.) a néhány száz fényév vertikális skálamagasságú és mintegy 60 ezer fényév sugarú vékony korong, amely a spirálkarokat és a csillagközi anyagot is tartalmazza,
d.) a 10 ezer fényév körüli vertikális kiterjedésű, a vékony korongnál öregebb, kisebb fémtartalmú csillagokat tartalmazó vastag korong, és
e.) a fenti alrendszereket magában foglaló gömbszimmetrikus haló. A haló jellegzetes képződményei a több százezer csillagból álló gömbhalmazok, amelyeket a Tejútrendszer legidősebb csillagai alkotnak.
Galaxisunk csillagtartalma 100-200 milliárd között van. A korongban a csillagok és a csillagközi anyag össztömege 200 milliárd naptömeg lehet. A csillagközi anyag teljes tömege a csillagtömegnek mindössze néhány százaléka. Az alrendszerek szerkezeti, kinematikai és kémiai különbségei a Tejútrendszer fejlődéstörténetét tükrözik. Legöregebb a fémszegény csillagokból álló és csillagközi anyagot nem tartalmazó haló, míg a legfiatalabb csillagok és a csillagkeletkezési régiók a korong középsíkjában keresendők.
A galaxisszerkezet feltérképezése során az alkotóelemek mozgását is vizsgálják, ami azért fontos, mert a térben egybemosódó alrendszerek kinematikailag elkülönülnek. A Tejútrendszer kialakulási folyamatára és a már létrejött galaxis fejlődésére a különböző korú alrendszerek mozgásából lehet következtetni. De a mozgások mást is elárulnak! Jelzik az olyan tömeget is, amely nem látszik, sugárzása nem detektálható, ám a látható anyagra gyakorolt gravitációs hatása folytán mégsem maradhat teljesen rejtve. Így derült ki, hogy az itt felsorolt összetevőkön kívül a Tejútrendszernek van egy láthatatlan része is, amelyről csak gravitációs hatása ad hírt.
A keringési sebesség radiális irányú változásából következtetni lehet az adott sugáron belüli tömegre, illetve a tömeg eloszlására. A csillagok és a csillagközi felhők eloszlása alapján a Kepler-törvény szerint az egyre nagyobb sugarú pályákhoz egyre kisebb keringési sebesség tartozik. A megfigyelések szerint azonban ez nem így van. A Napénál nagyobb galaktocentrikus távolságokban a keringési sebesség a centrumtól való távolságtól függetlenül szinte azonos. Vagy a Newton-féle mozgástörvények nem érvényesek egészen kis gyorsulások esetén (amit csak a legutóbbi időben mertek komolyan felvetni), vagy a Tejútrendszer külső régióiban jelentős mennyiségű olyan anyag van, amelynek jelenlétét csak gravitációs hatása árulja el, sugárzása nem. Ez a sötét anyag nemcsak a Tejútrendszer jellegzetessége, hanem a kinematikai vizsgálatok szerint az extragalaxisok össztömegének 90 %-a ilyen, egyelőre ismeretlen természetű anyag. Sőt, a galaxishalmazok dinamikájából megállapítható, hogy a galaxisok közötti térség is hasonló arányban tartalmaz sötét anyagot, amely napjaink kozmológiájának is egyik kulcsfogalma. A sötét haló a Tejútrendszernek az az összetevője, amelynek létezésére csak a rotációs görbe alakjából lehet következtetni.
A centrális régió
Míg a legtávolabbi extragalaxisokból alig látunk mást, mint fényes centrális tartományaikat, a Nap tejútrendszerbeli helyzete miatt nagyon nehéz tanulmányozni saját galaxisunk központi vidékét, mert abban az irányban a 25 magnitúdót is eléri a fősíkban eloszló csillagközi anyag által okozott optikai elnyelés. Pedig nem is pontosan a fősíkban, hanem száz fényévvel afelett vagyunk. Késői utódaink majd kedvezőbb helyzetben lesznek, mert a Napnak a fősíkra merőleges sebességkomponense 7 km/s, s ennek hatására kilencmillió évenként újabb száz fényévvel kerülünk távolabb a Tejútrendszer fősíkjától. Noha előbb-utóbb szabadabban rá lehet majd látni galaxisunk centrumára, a legbelső rész akkor is rejtve marad a szem elől.
A Tejútrendszernek a Nyilas csillagkép irányában levő centrális vidékét ezért a csillagközi anyagon áthatolás közben kevésbé gyengülő sugárzás vizsgálatával igyekeznek feltárni. A tényleges centrumot a Sagittarius A* kompakt rádióforrás jelöli ki, amelynek a nevében a csillag arra utal, hogy a sugárzás forrása szinte pontszerű. Interferométerként összekapcsolt rádiótávcsövekkel 0,002 ívmásodpercnél kisebbnek mérték a centrális forrás szögátmérőjét, ami 25 ezer fényév távolságból - ennyire van a Nap a Galaktika centrumától - csupán két fényóra kiterjedésnek felel meg. Abból, hogy ez a csillagszerű forrás teljesen mozdulatlan marad, nem kering, az következik, hogy maga az SgrA* a Tejútrendszer dinamikai centruma, amely körül az egész Galaxis forog (vagy az egyes alkotóelemek szempontjából: amely körül keringenek a csillagok és a csillagokká össze nem állt anyag).
A centrum környékét előbb infravörös és rádióhullámhosszakon vizsgálták részletesen. Kiderült, hogy a centrumtól nagyjából tíz fényévre egy néhány fényév sugarú gyűrűben alacsony hőmérsékletű, főleg molekuláris gáz és por található, míg a gyűrű belső pereme és a centrum között nagyon kevés a csillagközi anyag. A gyűrűt alkotó felhők keringési sebességét a különféle molekulák színképvonalainak Doppler-eltolódásából mérve megállapították, hogyan nő a keringési idő a centrumtól távolodva. A keringés sugárfüggéséből pedig Kepler 3. törvénye alapján egyszerűen kiszámítható a vizsgált rádiuszon belüli tömeg értéke. Nagyobb sugarak felé haladva a keringési sebesség csökkenésének üteme esetünkben arra utal, hogy hatmillió naptömegnyi anyag található a centrumtól a molekuláris gyűrűig terjedő térségben.
Infravörös hullámhosszakon viszont már a centrumhoz közeli irányokban is ki lehet mutatni a csillagokat, s azok száma illetve eloszlása alapján a gyűrűtől befelé hárommillió naptömegnyi a csillagokká összeállt anyag. A maradék hárommillió naptömegnyi anyag akkor csakis a centrumban (SgrA*) zsúfolódhat össze. Ennyi anyag olyan kis térfogatban kizárólag fekete lyukként képzelhető el. Extragalaxisok centrumában egyre-másra fedezik fel a rendkívül nagy tömegű fekete lyukakat, különösen amióta a röntgentávcsövekkel részletesen is lehet vizsgálni a galaxisok centrális vidékét. A millió-milliárd naptömegű központi fekete lyukak okozzák bizonyos galaxisok magjának aktivitását (lásd Frey Sándor cikkét).
A tejútrendszerbeli fekete lyuk mindenesetre csendes, legalábbis most. S hogy tényleg fekete lyuk bújik meg a centrumban, arra további megfigyelési bizonyítékok is vannak. A VLT egyik 8 m átmérőjű távcsövére szerelt infravörös-kamerával még a centrumhoz egészen közeli, a vonzási központtól mindössze tizenhét fényórára levő csillagokat is ki tudták mutatni. Ezek már olyan gyorsan keringenek a centrum körül, hogy mozgásukat hónapok-évek alatt sikerült észlelni. A pálya méretéből és a pálya menti sebességből 2002-ben 2 millió naptömeget kaptak a központi fekete lyuk tömegének alsó határára. További bizonyíték a Chandra röntgenobszervatórium által először 2001-ben észlelt röntgenkitörés, amelynek során az SgrA* röntgenfényessége néhány perc alatt sokszorosára nőtt, majd órák alatt visszaállt a nyugalmi röntgenintenzitás. A jelenséget a fekete lyukba hulló anyag okozta, amikor a bezuhanás közben többmillió fokosra hevült.
A centrum környezetének röntgensugárzásából arra következtetnek, hogy a fekete lyuk nem is olyan régen - néhány ezer-tízezer évvel ezelőtt - nagyobb mennyiségű anyagot szippantott be, s az akkor felszabadult röntgensugárzás hatása most a centrum környéki felhők több tízmillió fokos hőmérsékletnek megfelelő fluoreszcens röntgensugárzásaként érzékelhető.
Hogy mennyire különbözik a Tejútrendszer centrumának környezete a galaktikus korong átlagos helyeitől - akár a Nap tágabb környezetétől -, arra további érdekes újdonságok utalnak. A Hubble-űrtávcső infravörös-kamerájával 1999-ben két szokatlanul nagy tömegű nyílthalmazt fedeztek fel. A centrumtól nem egészen száz fényév távolságra levő két csillaghalmaz közül az egyik csupán kétmillió éves, a másik ennél kétszer idősebb csillagokból áll. A fiatal kor nem meglepetés, hiszen a folyamatos csillagkeletkezésre számos más bizonyíték is van. Ez a két fiatal halmaz azonban normális kiterjedése ellenére legalább tízszer nagyobb tömegű, mint a velük azonos korú, de a galaxis más vidékein levő csillaghalmazok. Ennek megfelelően a csillagok nagyon szorosan zsúfolódnak egymás mellett, de a legfeltűnőbb az, hogy különösen sok köztük az egészen nagy tömegű csillag. A Tejútrendszerben másutt ritka az ilyen csillag, e két halmazban pedig legalább tíz csillag tömege haladja meg a száz naptömeget, köztük a Pisztoly-ködöt gerjesztő csillagé, amely a jelenleg ismert legnagyobb tömegű csillag.
A Tejútrendszer küllője
Más meglepetés is érte a csillagászokat galaxisunk magjának részletes vizsgálatakor. A Tejútrendszert eddig közönséges spirálgalaxisként írták le abban az osztályozási rendszerben, amelyben a további típusok a küllős spirális, az elliptikus és a szabálytalan alakú galaxisok. Az 1990-es években aztán sorra gyűltek a bizonyítékok, és ma már kétségtelen, hogy a Tejútrendszer küllős spirális, bár a mi küllőnk nem annyira kifejlett, keskeny, mint a következő cikkben mutatott küllős spirálisoké. Számos független megfigyelés támasztja alá azt, hogy galaxisunk hasa elnyúlt. Az infravörösben végzett észlelések például a centrumtól keletre levő részek felől erősebb emissziót mutattak ki, mint amekkorát a centrumtól ugyanakkora szögtávolságra nyugat felől mértek, ami arra utal, hogy a galaxis centrumát átszelő küllő keleti vége a hozzánk közelebbi, míg az átellenes, nyugati vége a centrum mögött helyezkedik el. A Tejútrendszer központi vidékei irányában gravitációs mikrolencséket kereső nagyszabású fotometriai programok (MACHO, OGLE) méréseiből pedig a centrumtól keletre levő területeken több mikrolencse eredetű felfényesedést találtak, mint az átellenes oldalon, ami szintén azzal magyarázható, hogy a küllő keleti fele a hozzánk közelebbi. Azonos tulajdonságú csillagok, nevezetesen Mira típusú változócsillagok eloszlását vizsgálva csillagszámlálással is megerősítették a küllő létét. A legidősebb csillagpopulációhoz tartozó (tízmilliárd évnél idősebb) RR Lyrae típusú változócsillagok viszont körszimmetrikusan oszlanak el a centrum körül, amiből az következik, hogy a küllő nem a legidősebb csillagokkal együtt, hanem később alakult ki.
A Tejútrendszer centrumát keresztülszelő küllő becsült hossza 15 ezer fényév, szélessége pedig ennek a fele-harmada. A többi küllős spirálishoz hasonlóan a Tejútrendszer spirálkarjai is a küllő végén erednek, és annak hossztengelyére merőlegesen indulnak. De míg a küllőt mindvégig ugyanazok az égitestek alkotják, a spirálkarok a korongon áthaladó sűrűséghullám megnyilvánulásai, vagyis folyamatosan cserélődnek a belekerülő alkotóelemek. A spirálkarokat úgy kell elképzelni, mint egy galaktikus méretű forgalmi dugót, amelybe kerülve a csillagok és a csillagközi felhők a keringés közben átmenetileg feltorlódnak, a dugó előtt és mögött viszont lazábban helyezkedik el minden. A Tejútrendszerrel kapcsolatos legfontosabb megválaszolandó kérdések közé tartozik, hogy mitől alakult ki a küllő, és mi indította el a sűrűséghullámot.
A korong
A Tejútrendszer korongjában a centrumtól távolabb a hétköznapi kozmikus élet zajlik, persze nem napos, hanem hosszabb időskálán: az égitestek fejlődnek és kölcsönhatnak egymással. A csillagkeletkezés és -fejlődés folyamatát, az egyedi csillagok jellemzőit, a végállapotú égitestek közül pedig a fehér törpe és a neutroncsillag állapot tulajdonságait egyre jobban ismerjük (a fekete lyukakét a megfigyelés lehetőségének hiányában csak az elmélet szintjén).
A csillagok és a csillagközi felhők állandó kölcsönhatásai, elsősorban egymásba való átalakulásuk folyamatosan változtatják a galaktikus korong arculatát. A csillagok sugárzási tere és a csillagközi térbe visszajuttatott anyaga alakítja a csillagközi felhők szerkezetét és kémiai összetételét. A galaktikus korong térfogatának legnagyobb részét forró, ritka gáz tölti ki, amelynek fizikai állapota leginkább a napkoronáéhoz hasonlít. Ezt a gázt a forró csillagok szele és a szupernóva-robbanások folyamatosan újratermelik. A forró csillagközi gáz létezését sokszorosan ionizált gázatomok mutatják, amelyeknek jellegzetes színképvonalait a háttércsillagok ibolyántúli színképében az első ultraibolya-csillagászati műholddal (Copernicus) fedezték fel. Ebben a híg, forró gázban mozognak a hidegebb és sűrűbb csillagközi felhők.
A csillagok a hideg csillagközi felhők legsűrűbb részeiben, gravitációs összehúzódással jönnek létre. A csillagkeletkezés folyamata során a 10-23 gcm-3 sűrűségű, 10-50 K hőmérsékletű csillagközi gáz 1gcm-3 átlagsűrűségű, mintegy 15 millió K centrális hőmérsékletű csillaggá alakul. E hatalmas sűrűség- és hőmérséklet-változás elméleti és megfigyelési követése az elmúlt évtizedek egyik legsikeresebb asztrofizikai területe. A csillagkeletkezési kutatások magukban foglalják a gravitációs instabilitás kezdőfeltételeinek kialakulását a hideg csillagközi anyagban, a kollapszus magneto-hidrodinamikai leírását, az eredményeként létrejövő csillagok fejlődését egészen a termonukleáris reakciók beindulásáig, kölcsönhatásukat a csillagszülő felhő visszamaradt anyagával és a kollapszus során felgyorsult forgás következtében létrejött egyenlítői, protoplanetáris koronggal. A Napunkhoz hasonló kis tömegű csillagok gyakran keletkeznek egyesével, kis felhőkből, szemben a nagy tömegű csillagokkal, amelyek többnyire többedmagukkal, szoros halmazokban születnek.
A csillagelőtti felhők zömmel molekuláris hidrogénből állnak. Tömegüknek nagyjából egy százalékát grafit- és szilikátszemcséket tartalmazó finom por alkotja. A porszemcsék átlagos mérete néhány tized mikrométer. A felhő legfontosabb összetevője, a hidrogénmolekula, nem bocsát ki a Föld felszínéről észlelhető sugárzást, ezért egyéb, nyomjelző molekulákat használnak a csillagelőtti felhők vizsgálatára. Fontos nyomjelzők a különböző szénmonoxid-izotópok, amelyek 2,6 mm körüli rotációs átmenete rádiótávcsővel észlelhető. A Tejútrendszer szénmonoxid-térképei nagyon szépen kirajzolják galaxisunk szimmetriasíkját. A legnagyobb csillagközi molekulafelhők tömege eléri a 105-106 naptömeget. Ezek az óriás molekulafelhők, amelyek a gömbhalmazokkal együtt Tejútrendszerünk legnagyobb tömegű objektumai, a centrális régióban és a spirálkarokban fordulnak elő leginkább.
A rádiómegfigyelések azt is megmutatták, hogy a molekulafelhők ritkább és sűrűbb tartományokból épülnek fel, méghozzá úgy, hogy bármilyen szögfelbontással vizsgálva ugyanazt a szerkezetet látjuk: a nagyobb felhőben kisebb felhőket, a kisebbekben még kisebbeket. Az egymásba skatulyázott, önhasonló elemekből felépülő felhők egyik legérdekesebb megfigyelt tulajdonsága az, hogy méretük és kinetikusenergia-tartalmuk között szoros kapcsolat van: minél nagyobb egy felhő, annál nagyobb sebességű belső mozgások figyelhetők meg benne. Ez a Larson-féle reláció arra mutat rá, hogy a csillagközi anyag turbulens mozgásban van. Ez az örvénylő mozgás megakadályozza, hogy a felhők saját gravitációs terükben összeomoljanak. A gravitáció ott érvényesülhet, ahol a turbulens sebességek elég kicsik: a felhők legkisebb, legsűrűbb térfogatrészeiben. Ezek a tartományok, a sűrű felhőmagok a csillagkeletkezés színhelyei.
Egy-egy csillagközi molekulafelhő nagyon sok sűrű magot tartalmazhat. Ezzel együtt a magok a felhők teljes tömegének csak néhány százalékát teszik ki. Ezért a csillagközi gáznak csak nagyon kis része alakul csillagokká. A gáztömegek zöme túlságosan ritka és meleg ahhoz, hogy gravitációsan instabillá váljék. A csillagkeletkezés feltételeinek létrehozásában, azaz a sűrű magok kialakulásában azonban nagyon fontos e kisebb sűrűségű felhőtömegek szerepe. Egyrészt megvédik a felhők belsejét a környező csillagok sugárzásától, ezáltal lehetővé teszik a hideg, molekuláris tartományok kialakulását és megmaradását, másrészt a sűrű tartományok éppen a nagy gáztömegek szuperszonikus turbulens mozgása által keltett lökéshullámok következtében alakulnak ki.
A Naphoz hasonló, kis tömegű csillagok születését csak közvetlen galaktikus környezetünkben, 1000-1500 fényéven belül figyelhetjük meg. A születő csillagok nemcsak halványak, hidegek, hanem mélyen a fényelnyelő felhők belsejében alakulnak ki. A Nap típusú csillagok létrehozásához viszonylag kevés anyagra van szükség: akár száz naptömegnyi vagy még kisebb felhő is elegendő. Noha galaxisunk tömegének legnagyobb része éppen a Nap típusú csillagokban van, ezek a csillagok valószínűleg nem ilyen kis felhőkben születtek, hanem a már említett óriás molekulafelhőkben, amelyek sokkal több alapanyagot tartalmaznak, és abból sokkal nagyobb hatásfokkal hoznak létre csillagokat - kicsiket és nagyokat -, mint a kis felhők. A Tejútrendszerben a molekuláris gáz zöme az óriás molekulafelhőkben van, és valószínűleg a korong csillagainak legnagyobb része ilyen felhőkben keletkezett.
Az óriás molekulafelhőkben keletkező népes csillagcsoportokban a Napénál jóval nagyobb tömegű csillagok is születnek, bár számuk lényegesen kisebb, mint kisebb rokonaiké. A Napnál legalább tízszer-hússzor nagyobb tömegű csillagok születése már alaposan megváltoztatja a környezetét. A megmaradt felhő anyagát e nagy tömegű, forró csillagok sugárzása ionizálja, a csillagokat elhagyó részecskeáram (csillagszél) pedig szétfújja a felhő maradék anyagát. A legnagyobb tömegű csillagok néhány millió év után szupernóvává válnak. A robbanás tovább növeli a csillagszél által fújt buborékot, és tovább fűti a benne levő gázt. Az egymás után felrobbanó csillagok mind jobban melegítik a buborékot, amelynek hőmérséklete végül meghaladja a millió kelvint. A buborék külső rétege beleszánt a környezetébe, és vastag, táguló gömbhéjba söpri ki az útjába kerülő csillagközi anyagot. Így alakulnak ki a szuperbuborékok, amelyek jelenléte a semleges hidrogén 21 cm-es rádiósugárzása alapján mutatható ki. A tágulás során a szuperbuboréknak a galaktikus fősíktól távolodó részei egyre csökkenő nyomású helyre érkeznek, tehát gyorsabban tágulnak a szimmetriasíkra merőleges irányba, azaz a haló felé. Végül a szuperbuborék szétszakad, és belsejéből a forró gáz a galaktikus halóba ömlik. Az 1990-es évek elején sikerült kimutatni a szuperbuborékok felszakadt maradványait az infravörös és rádiósugárzás erősségét ábrázoló térképeken. Az óriás csillagközi buborékok mérete akár ezer fényév is lehet. A buborék falában, amelyet a kisöpört gáz és az útjába kerülő kisebb-nagyobb felhők alkotnak, csillagkeletkezésre alkalmas körülmények alakulhatnak ki. A nagy tömegű csillagok keletkezése nyomán tehát néhány millió-tízmillió év alatt alaposan átrendeződik és nehéz elemekben feldúsul a több száz fényéven belüli csillagközi anyag, és a csillagkeletkezés a korong széles tartományaira terjed tovább.
Hogy mi történik később a csillagokkal, az elsősorban kezdeti tömegüktől függ. A Nap típusú csillagok magjában a hidrogén olyan lassan alakul át héliummá, hogy a fősorozati állapot akár tízmilliárd évig is eltarthat. Fejlődésük késői szakaszaiban, óriáscsillagokká válva ezek a csillagok jelentős tömeget vesztenek. Az óriáscsillagok szele, a planetáris ködök születésekor és nóvakitörések alkalmával ledobott csillaglégkörök a csillag működése során létrejött kémiai elemekkel - szénnel, oxigénnel, nitrogénnel, szilíciummal - dúsítják a csillagközi anyagot. A nagy tömegű csillagok sokkal magasabb hőmérsékletű centruma hamar feléli a legbelső hidrogénkészletét. Fejlődésük végén ezek a csillagok szupernóvává válnak. Szilíciumnál nehezebb elemekkel az életük végén szupernóvaként felrobbanó csillagok dúsítják fel a környezetükben levő gázt. A táguló és hűlő csillaglégkörök új összetételű csillagközi gáz és por forrásai. A galaxisok keletkezésekor nehéz elemek híján nem létezett por: a csillagközi anyagnak ez az összetevője teljes egészében a csillagfejlődés terméke.
A korong anyagának folyamatos körforgása során lassan fogy a csillagközi anyag, és szaporodik a kihűlt csillagokba zárt, a körforgásba vissza nem kerülő tömeg. Becslések szerint évente néhány naptömeggel csökken a gáz mennyisége Galaxisunk korongjában.
Napjainkra a csillagtömegtől függő csillagfejlődést sikerült alapvetően tisztázni, részben a csillagok belsejében zajló fizikai folyamatokra vonatkozó számításokkal, részben pedig különféle megfigyelési tényekkel. A csillagfejlődés leggyorsabb epizódjai nemegyszer hétköznapi időskálán is megfigyelhetők. Ilyenek például a fuorok a csillagkeletkezés végső fázisánál, vagy a fősorozati időszakot követő vörös óriás állapotban bekövetkező gyors változások az újabb magfúziós folyamatok beindulásakor.
A csillagok fejlődésének és szerkezetének megértésében különösen fontos a változócsillagok vizsgálata. Ezek fényességének és más megfigyelhető tulajdonságainak időbeli változását nyomon követve lehet igazolni a csillagfejlődési modellek helyességét. A Naphoz hasonló magányos csillagokénál sokkal bonyolultabb az egymással egész életük során kölcsönható kettős és többszörös csillagok fejlődése.
A Tejútrendszer peremvidékei
A Tejútrendszer peremvidékeinek vizsgálata azt bizonyítja, hogy galaxisunk szoros gravitációs kölcsönhatásban van szomszédaival. A közeli galaxisok okozta gravitációs zavar igen gyakori, mivel a galaxisok többnyire csoportosan fordulnak elő, és a halmazokban, illetve kisebb létszámú csoportokban a szomszédok közötti távolság összemérhető maguknak a galaxisoknak a méretével. A Tejútrendszer esetében is több megfigyelés utal ilyen árapályerők működésére. Egy korábbi kölcsönhatás nyomaként galaxisunk fősíkja valójában nem egészen sík, hanem az egyik irányban kihajlik, mint egy kalap karimája. Ez a Hipparcos asztrometriai mesterséges hold méréseinek elemzéséből derült ki az 1990-es évek végén. Régóta ismert viszont a Magellán-áramlás, amely galaxisszomszédaink, a két Magellán-felhő és a Tejútrendszer között húzódó 200 ezer fényév hosszúságú, semleges hidrogénből álló ritka felhő.
A Magellán-felhőket említve kerültük, hogy legközelebbi galaxisszomszédainkként hivatkozzunk rájuk. Az 1994-ben felfedezett Sagittarius szferoidális törpegalaxis ugyanis a Tejútrendszer tőszomszédságában van. A 2MASS adatait elemezve már az is látszik, hogy a törpegalaxist milyen nyúlványok mentén hagyják el egykori csillagai, hogy végül a törpegalaxisból a Tejútrendszer egyik gömbhalmaza legyen, az árapálynyúlványok pedig a haló csillagtartalmát táplálják. Mégsem ez a hozzánk legközelebbi galaxis. 2003-ban a 2MASS adataiból mutatták ki a Canis Major törpegalaxist, amely mindössze 42 ezer fényévre van a Tejútrendszer centrumától, nem a fősíkban, hanem már szinte a galaktikus halóban. Az infravöröstérképeken jól látszik, hogy folyamatosan elveszíticsillagait, amelyek a Tejútrendszer lakóivá válnak. Lehet, hogy a tejútrendszerbeli gömbhalmazok némelyike befogott törpegalaxis, amelynek sikerült egyben maradva átvészelnie a galaktikus kannibalizmust. Az is lehet, hogy maga a galaktikus haló kisebb galaxisok vagy galaxistöredékek folyamatos bekebelezésének eredménye.
Bár a Tejútrendszer látható anyagának többsége a korongban koncentrálódik, a fősíktól távolabbi térség is érdekes jelenségek színhelye. Noha korábban azt állítottuk, hogy a csillagközi anyag a galaktikus korong szerves része, vannak hidrogénfelhők a halóban is. Ezek a felhők nagy sebességükkel tűnnek fel: kinematikailag erősen különböznek a korong felhőitől. Hogyan kerülhetnek gázfelhők a halóba, ahol már régen befejeződött a csillagkeletkezés? Úgy látszik, erre kétféle lehetőség is van, ezt mutatja a nagy sebességű felhők két, különböző fémtartalmú típusa. A nagyobb fémtartalmú felhők a korongból, szuperbuborékokból szállnak fel, míg a fémszegények az intergalaktikus térből hullnak be a Tejútrendszerbe.
A haló nagy sebességű hidrogénfelhőinek vizsgálata során fedezték fel az ezredforduló előtt a galaktikus koronát. A Tejútrendszernek ez az alrendszere olyan nagy kiterjedésű, hogy a Magellán-felhőkig is elér. De hogyan találtak rá a koronára? A négyszeresen ionizált oxigénatom 103,2 és 103,8 nm-es (az ibolyántúli tartományba eső) vonalait vizsgálták, amelyek akkor alakulnak ki, ha az oxigénatom ütközéssel gerjesztődik. A szuperbuborékokból a halóba és onnan esetleg tovább kerülő fotonok energiája nem elég a gerjesztéshez, ennyi elektron csak ütközéssel szabadulhat ki az oxigénből. A megfigyelésekből az is következik, hogy a koronában a hőmérséklet meghaladja a millió kelvint, s mivel az ennek megfelelő diffúz röntgensugárzás nem észlelhető, a korona anyagának sűrűsége nem érheti el a 0,0001 részecske/cm3 értéket. A koronát a galaxiskeletkezéskor megmaradt anyag alkothatja.
A Tejútrendszer felfedezése még most is tart, csak e rövid áttekintésnek van vége.
Kulcsszavak: Tejútrendszer, csillag, csillagközi anyag, molekulafelhő, csillagkeletkezés, csillagfejlődés