Három bizonyíték nem volt elég

1998. október 26., Arizona Egyetem. Egy teljesen ártatlannak látszó fénykép. Egy gravitációs lencsehatás miatt "megnégyszereződött" kvazár, ami már jól ismert jelenség. Azonban professzor Christopher Impey vezetésével egy tudományos kutatócsoport elemezni kezdi az ábrát, és megdöbbentő eredményre jut. Ettől kezdve futótűzként terjed a tudományos sajtóban: a University of Arizona munkatársai cáfolják, hogy az Univerzum egy ősrobbanásban keletkezhetett volna!

Ha az amerikai kutatócsoport számításai helyesek, ez a felfedezés szinte a teljes eddigi tudományos világképünket felforgathatja, hiszen az Ősrobbanás elmélete már igazi klasszikus elméletnek számít a kozmológiában, a legszélesebb körben elfogadott és a legjobban bebizonyított hipotézis az összes közül. Három alapvető bizonyíték támasztotta alá az eddig megdönthetetlennek hitt épületet: a Világegyetem héliumkészlete, a mikrohullámú háttérsugárzás léte, és az Univerzum tágulása.

A PG1115+080 jelű kvazár földi távcsövekkel fényképezve

Mindegyik pont szemszögéből nézve úgy tűnik, mintha a többi tőle távolodna. Ráadásul minél távolabb van valahonnan egy objektum, annál nagyobb sebességgel távolodik. Ez a Hubble törvény:

r=v/H₀

Ha például egy galaxis a Földtől "r" távolságra van, akkor tőlünk v=r*H₀ sebességgel távolodik, ahol H₀ a Hubble-állandó. Mivel ez minden galaxisra igaz, a Hubble-állandó tulajdonképpen az Univerzum egyetemes tágulásának mértékét jellemzi. Ha viszont a táguló hatás az Ősrobbanás eredménye, akkor a Hubble-állandóból magára a robbanás erősségére következtethetünk.

Néhány galaxishalmaz adatai: az x-tengelyen a tőlünk lévő távolságuk, az y-tengelyen a távolodási sebességük. A pontok az egyenes vonal mentén helyezkednek el.

Nem mindegy tehát, hogy mekkora ez az állandó, azaz milyen nagy a Világegyetem tágulásának üteme. Ha túlzottan gyorsan tágulna az Univerzum, akkor nem lett volna lehetőség arra, hogy a ma megfigyelhető galaxisok kialakuljanak benne. Másrészt ha ősrobbanást feltételezünk a nulladik pillanatban, akkor kell, hogy legyen a tágulási állandónak egy alsó határa is. Ha túl lassan tágul az Univerzum, nem születhetett meg egy nagyerejű robbanásban. Mindezek alapján a H₀ értékét a kozmológusok eddig 50 és 100 km/sec/megaparsec közötti értékre becsülték.

A Hubble-állandót Edwin Hubble amerikai csillagászról nevezték el. Ő állapította meg először az értékét a galaxisok fényének vöröseltolódását felhasználva. A Doppler-effektus következtében egy hozzánk képest mozgó testről felénk érkező hullámok hullámhossza idővel változik: ha a test felénk közeledik, akkor a hullámfázisai "összetorlódnak", egyre kisebb hullámhosszúak lesznek, a látható fény ekkor kékeltolódást szenved. Ha a test tőlünk távolodik, akkor a hullámfázisok megnyúlnak, a hullámhossz nő, a fény vöröseltolódást szenved. Az elnevezés onnan ered, hogy az ilyen fény színképvonalai a kék, illetve vörös tartományok felé tolódnak, s néha tényleg kékebbnek vagy vörösebbnek látjuk a fényt kibocsátó objektumot.

Mivel a galaxisok tőlünk távolodnak, a belsejükben lévő csillagok fényének vöröseltolódásuknak kell lennie. A vöröseltolódás mértéke csak a csillag távolodási sebességétől függ, az pedig, mint láttuk, egyedül a tőlünk való távolságától. Ebből az következik, hogy egy távolabbi objektum fényét vörösebbnek tapasztaljuk, mint egy közelebbi objektum fényét. A vöröseltolódás mértékének megmérése tehát alkalmas módszer arra, hogy kiszámítsuk belőle a galaxisnak tőlünk való távolodási sebességét. Ha meghatározzuk ezenkívül a galaxis és a Föld távolságát, akkor e két adatból kiszámíthatjuk a Hubble-állandó értékét.

Sajnos azonban nagyon nagy a hibalehetősége ezeknek a számításoknak, mivel az eddigi módszerekkel csak igen pontatlanul tudtuk megállapítani egy objektum tőlünk való távolságát. Esetleg még 100 %-ot elérő hibaszázalékok is becsúszhatnak a végeredménybe. Ez azt jelenti, hogy ha a számítások szerint a Hubble-állandó értéke valóban a becsült 50-100 km/sec/megaparsec intervallumba esik, attól még könnyen lehet, hogy egy sokkal pontosabb mérési eljárással mérve ez az érték 50 km/sec/megaparsec alá esik. Ekkor pedig nagy veszélyben lenne az ősrobbanás elmélete.

A University of Arizona munkatársai egy PG 1115+080 jelű, gravitációs lencseeffektussal megsokszorozódott kvazár adatait kezdték el elemezni. Ez az objektum volt a második felfedezett olyan kvazár, amely fényére gravitációs lencsehatás hat (az elsőt  1980-ban figyelték meg).

Vöröseltolódásának mértéke z=1.722. A jelenség a gravitációs lencsehatás klasszikus esete. A kvazár fénye szétszóródna az űrben, de egy óriási elliptikus galaxis gravitációs erejével magához vonzza a fénysugarakat és felénk fókuszálja. A kvazárt ezért több példányban látjuk, de valójában ez csak egy optikai csalódás. A hozzánk közelebb fekvő, lencsehatást előidéző galaxis vöröseltolódása z=0.310.

A gravitációs lencsehatás tulajdonképpen Einstein általános relativitáselméletének egyik következménye és bizonyítéka. Az első ilyen effektust 1979-ben fedezte fel egy angol csillagász, Dennis Walsh.

Gravitációs lencsék a HST lencséin keresztül

1988-ban felfedeztek egy tökéletes "Einstein-gyűrűt" is, amelynek különlegessége, hogy a megsokszorozódott kvazár képei szinte teljesen szimmetrikusan köralakban helyezkednek el a valódi kvazár és az előtte fekvő galaxis körül. Ahhoz, hogy ilyen szimmetrikus alakzat alakuljon ki az szükséges, hogy a lencsehatást előidéző objektumnak erősen homogén legyen az anyageloszlása, tehát a galaxis belsejében a sűrűség minden régióban nagyjából azonos legyen. Ha nem így lenne, akkor a galaxis egyes peremeinek nagyobb gravitációs vonzóereje lenne, és ezért nagyobb szögben görbítenék meg a kvazárról érkező fénysugarakat, mint azt a többi régió teszi. Ekkor már fellépne a megsokszorozódott kvazárok képében valamilyen asszimetria. Mint a legtöbb általunk megfigyelt ilyen objektummal, a PG 1115+080-nal is ez történik.

Mivel az elliptikus galaxis különböző szögekben görbíti meg a mellette elhaladó fénysugarakat, a felénk fókuszált sugarak különböző távolságot tesznek meg, amíg hozzánk megérkeznek. A fénysebesség állandó, tehát a fénysugarak beérkezési ideje eltérő kell, hogy legyen. Egy Schechter nevű csillagász 1997-ben meg is határozta az időkülönbségeket.

Abban az esetben, ha pontosan feltérképezzük az elliptikus galaxis anyageloszlását, kiszámíthatjuk, hogy milyen szögben téríti el a kvazárról érkező fénysugarakat. A fénysugarak beérkezési időkülönbségéből, ismerve a fény sebességét, meg tudjuk határozni, hogy a különböző irányokból érkező fénysugarak mennyivel több utat tettek meg, mint a másik irányokból érkezők. Ebből pedig már egy egyszerű geometriai feladat meghatározni a lencséző elliptikus galaxis, illetve a lencsézett kvazár tőlünk mért pontos távolságát. A vöröseltolódásból ezek után kiszámítjuk a távolodási sebességet. A távolságból és a távolodási sebességből pedig kiszámolható a Hubble-állandó.

Schechter eredményét még 1997-ben Keeton és Kochanek a fenti módon elemezte, és arra jutott, hogy a Hubble-állandó értéke (az akkori becsült mérési pontatlanságokat bekalkulálva) 46 és 68 km/sec/megaparsec közé esik. Ezekből az eredményekből már lehetett sejteni, hogy ezzel a kvazárral még problémák lehetnek.

A Hubble Space Telescope NICMOS nevű kamerája 1997 november 17-én minden eddiginél pontosabb felvételeket készített a tőlünk nyolc milliárd fényévre fekvő, oroszlán csillagképben megtalálható objektumról.

A Hubble Space Telescope aktuális képe