Kozmikus távolságok

A távcsövek az égbolt kétdimenziós képét készítik el. Felmerül a kérdés, hogy hogyan mérhető egy galaxis távolsága. A galaxisok ugyanis nem az ég kifeszített kárpitjára vannak kitűzve, hanem van amelyikük közelebb, van amelyikük pedig távolabb van.

Az ember nagyjából 3 mechanizmus segítségével érzékeli a távolságot. Egyrészt általában tudjuk, hogy a szemlélt objektum mekkora. Így abból, hogy valódi méretéhez képest mekkorának látjuk, következtethetünk távolságára. Mivel a galaxisok pontos valódi mérete változó, sőt van olyan objektum is, ami a nagyítás ellenére is pontszerűnek látszik, ez a módszer nem használható általánosan. Szemünk abból is tud távolságot becsülni, hogy milyen messzire kell fókuszálni. Jól tudja ezt mindenki, aki kézi beállítású fényképezőgépet használt már. Azonban azt is tudja, hogy a 20 méternél távolabbi tárgyak esetén végtelenre kell állítani a lencsét, vagyis nagy távolságoknál ez a módszer sem célravezető. Harmadik trükkünk a sztereó látás. Ez azt használja ki, hogy két szemünk van, így egy kicsit más szögből látszik a két szem számára a látott tárgy. Ha azonban valaki lerajzolja a két szem és a tárgy háromszögét, egyből láthatja, hogy egyre nagyobb távolságok pontos méréséhez egyre távolabb kellene helyezni a két szemet. Ezt a módszert (parallaxis módszer) valóban használják is a csillagászok, egyik szemüket – pontosabban a távcső kupoláját - télen, a másikat nyáron nyitják ki, a Föld-pálya átmérőjének távolságára helyezve így a két szemet. A galaxisok távolságának méréséhez még ez is kevés.

A kiutat a spektroszkópia nyújtja. Edwin Hubble amerikai csillagász észlelte először azt, hogy minél távolabbi galaxisra irányítja távcsövét, az egyre vörösebb. Sőt azt is látta, hogy az atomok jól ismert lenyomatai a színképekben torzítatlanul megvannak, de a távolsággal arányosan egyre jobban eltolódva a színkép vörös tartományába. Röviden összegezve a magyarázatot a táguló Világegyetem adja. Ha egyenletesen nyúlik ki a tér, akkor minél messzebb van tőlünk valami, az annál nagyobb sebességgel távolodik. Ha pedig távolodik tőlünk akkor ugyanúgy mint ahogy a közeledő vonat füttyében a hanghullámok összetorlódnak, a távolodóéban pedig megnyúlnak, a fény hullámai is meg fognak nyúlni. Mivel pedig a megnyúlt hosszabb fényhullámokat vörösebbnek látjuk, ezt vöröseltolódásnak nevezzük. Összefoglalva tehát minél vörösebb irányba tolódott el a színkép, annál gyorsabban távolodik tőlünk a galaxis, vagyis annál meszebb van. Ez a Hubble-törvény, amiről részletesebben olvashatunk a Hubble Diagram projektben.

Spektroszkópia

Ahhoz tehát, hogy a távcső által felvett 2 dimenziós képet kiterjesszük egy 3 dimenziós térképpé, vöröseltolódásokat kell mérni. Ennek első lépése a színképek felvétele. A színképeknél egy galaxis fényét, ami a fényképeken néhány, tucat képpontból áll szétbontjuk színeire. Az SDSS spektroszkópjában ezt egy CCD érzékelőre vetítjük. Csakhogy míg a fotometriánál egy galaxisból származó teljes fényerő néhány képpontra koncentrálódott, most ez – a minél jobb színkép-felbontás érdekében – több ezer képpontra szóródik szét. Nyilvánvaló, hogy jóval több időbe telik, hogy a jó minőségű színkép elkészítéséhez elegendő fény jusson a műszerbe, mint amennyi idő kellett a fotometriának egy fénykép elkészítéséhez. Ennek következtében, noha az SDSS projekt idejének 80%-át színképek felvételére fordítja és annak ellenére, hogy a speciális üvegszálas elrendezés segítségével egy időben 640 objektumot tud egyszerre vizsgálni, „csupán” 1 millió spektrumot vesz fel működésének 5 éve alatt. Fotometriát - vagyis öt színszűrőn keresztül készített képet – viszont 100 millió galaxisról kapunk a maradék 20% időben.

Trendek: a spektroszkópiai észleléseket elsősorban a távcsőtükrök mérete (kék) a fotometriát pedig a CCD pixelek száma korlátozza. Látható, hogy a tükrök területének növekedését messze meghaladja a CCD technológia fejlődése.

Szegény ember spektroszkópja

Ha belegondolunk jobban, a fenti számok azt is jelentik, hogy az észlelt galaxisok csupán 1%-áról kapunk spektrumot, azaz vöröseltolódást, vagyis csupán 1%-ukat tudjuk rárajzolni a 3 dimenziós térképünkre. A helyzetet tovább rontja az a tény, hogy nem meglepő módon, ez az 1% nagyjából a legfényesebb 1%-ot, tehát a legközelebbi galaxisokat jelenti. Nagyon sokat érne egy olyan módszer, ami ha nem is annyira precízen, mint a spektroszkópia, de csupán a minden galaxishoz rendelkezésre álló fotometria alapján becsülni tudná a vöröseltolódást, s így a távolságot. Ezt a módszert – aminek kidolgozásában Szalay Sándor, Csabai István, Andrew Connolly és Budavári Tamás úttörő szerepet játszottak – hívják fotometrikus vöröseltolódás becslésnek.