TIMOTHY FERRIS
A VÖRÖS HATÁR A VILÁGEGYETEM SZÉLÉNEK KUTATÁSA GONDOLAT • BUDAPEST, 1985
A fordítás az alábbi kiadás alapján kés zült: Timothy Ferris: The Red Limit The Search for the Edge of the Universe William Morrow and Company Inc. New York 1977
TARTALOM I. ELŐSZÓ AZ UNIVERZUM TÁGULÁSA 2. MIÉRT SÖTÉT AZ ÉGBOLT ÉJJEL? 3. AZ ÉSZ UNIVERZUMA: KOZMOLÓGIA 4. A „VISSZATEKINTÉSI IDŐ" 5. A VILÁGEGYETEM KELETKEZÉSE 6. AZ ŐSROBBANÁS VISSZHANGJA 7. AZ ÖRÖK UNIVERZUM 8. A VÖRÖS HATÁR AZ UNIVERZUM SORSA 1 0. AZ ÉRTELEM TÁGULÓ UNIVERZUMA Kislexikon
Fordította: Szécsényi-Nagy Gábor A fordítást az eredetivel egybevetette: Szeidl Béla Szakmailag ellenőrizte: Illy József ISBN 963 281 543 2 © Timothy Ferris, 1977 © Introduction Carl Sagan, 1977 © Szécsényi-Nagy Gábor, 1985. Hungarian translation Anyámnak és Apámnak, valamint Bruce bátyám emlékének
I. ELŐSZÓ Valamennyien ugyanabban az egyszobás házban lakunk: a világban, amelynek mennyezete a csillagos ég, és úgy suhanunk az űrben, hogy nem hagyunk nyomot. JOHN MUIR
Annyi idő alatt, amennyi e mondat elolvasásához szükséges, a Föld 300 kilométert halad Nap körüli pályáján, a Nap mintegy 5000 kilométert tesz meg a Tejútrendszer forgása miatt, és a Tejútnak a Hydra csillagképben található galaxishalmaztól való távolsága körülbelül 600 ezer kilométerrel növekszik amiatt, hogy a Világmindenség tágul. Ki képes felfogni, mi is egymillió fényév vagy milliárd csillag? Bizonyos érthetetlen vakmerőséggel leírhatjuk a galaxis szót. Egy kutató papírra vethet egy rakás számot, ami neki a galaxist jelenti, és leírja annak méretét, tömegét, összetételét és így tovább. Mi azonosíthatjuk azt valamivel, aminek a közvetlen megértése valószínűleg megfosztana bennünket a józan eszünktől. E folyamatot nevezhetjük absztrakciónak. A tudomány határain járva, ez meglehetősen messze vezethet bennünket tapasztalatainktól; a mindennapi életben kevés dolog van, ami felkészítene bennünket a téridő-kontinuum a kvantumelv vagy a véges, de határtalan Világmindenség fogalmának megértésére. Mégis, bizonyos idő után mi is meg tudunk barátkozni e furcsa fogalmakkal. Ahogyan a fizikus John Wheeler mondotta a kvantumelméletről Gertrude Stein-nek az absztrakt művészetről tett kijelentését alkalmazva: „Ön nézi, és különösnek találja, nézi, és furcsának találja, nézi és rendkívül furcsának látja, míg egyszer csak azt veszi észre, hogy semmi különös nincs az egészben." Tagadhatatlan, hogy sok-sok minden elvész, ha az egész világot néhány oldalnyi irományban akarjuk felvázolni. A galaxis szó nem igazi galaxis, az Univerzum szó nem a Világmindenség. A való világnak az a modellje, amelyet ily módon építünk fel gondolatban, sohasem lesz kielégítő, épp csak egy parányi kápolna a hegyekben. De ez is jobb, mint a semmi. És egy ilyen modellt megalkotni - ahogy azok a férfiak és nők segítettek benne, akikről a következő lapokon esik majd szó - annyit jelent, mint izgalmas életet élni. Számos fizikus és csillagász volt oly nagylelkű, hogy időt szakított az újságíróval való beszélgetésre. Hadd emeljem ki Ralph Alpher, Halton Arp, John Bahcall, William Baum, Geoffrey és Margaret Burbidge, Robert Dicke, Thomas Gold, Jesse Greenstein, Robert Her-man, Tom Kinman, Frank Low, C. Roger Lynds, Arno Penzias, Allan Sandage, Maarten Schmidt, John Wheeler és Robert Wilson nevét. Különös hálával tartozom Bruce Partridge-nak, a Haverford Col-lege munkatársának, aki a kéziratot szakmai szempontból lektorálta, és számos kiváló ötletet adott. Kollégája, Ralph Urban, ugyancsak sok értékes megjegyzést tett. Ha mindezek dacára bármilyen hiba maradt a szövegben, azért természetesen engem terhel a teljes felelősség. A 10. fejezetben található John Wheeler-idézetek közül több is abból a beszélgetésből származik, amelyet Laurence B. Chase folytatott vele. Ezeket Chase szíves engedelmével közöljük. A greenwichi Királyi Csillagvizsgálóban dolgozó David Allen ugyancsak volt szíves hozzájárulását adni ahhoz, hogy a világ néhány legnagyobb obszervatóriumának életéről készített beszámolóját beépíthessem könyvembe. A mű megírását megelőző kutatómunkához nagy segítséget nyújtottak a Hayden Planetárium és a Brooklyn College könyvtárának, a New York-i, a Miami, a Los Angeles-i városi könyvtárnak és a New York Egyetem könyvtárának dolgozói.
Sok barátom adott támogatást, bátorítást vagy tanácsot. Külön is megköszönöm ezt Cotton Broede-nek, Nora Ephronnak, Karen Hitzignek, Frederick Lunningnek, Thomas M. Powersnek, Paul Scanlonnak, Alex Shoumatoffnak, Erica Spellmannek és Jack Thi-beau-nak. Amivel pedig Ann Druyannek tartozom, az egyszerűen kifejezhetetlen. Az ember, aki uralja szülőbolygója földjét, vizét és levegőjét, és aki napjainkban, ha csupán tapogatózva is, de elindult más égitestek felé, rendkívül sikeres fajnak bizonyult, legalábbis eddig. Sikereink titka egészen bizonyosan tudásvágyunkban, intelligenciánkban, manipulációs képességünkben és felfedezői szenvedélyünkben rejlik - olyan tulajdonságokban, amelyeket a biológiai fejlődés több milliárd esztendeje alatt keservesen gyűjtöttünk össze. A kérdezés és a válaszolás az emberi természetben rejlik, eddigi sikereink folyománya, és minél súlyosabb a kérdés, annál jellemzőbben emberi a tevékenység. Napjainkban azt látjuk, hogy egy sereg olyan kérdés, amely valamikor kizárólag a filozófia és a teológia tárgykörébe tartozott, apránként enged a tudományos vizsgálódásnak, valamennyi emberi találmány közül a leginkább emberinek. Az anyag szerkezete, a tudat természete, az élet eredete és alapjai, a kontinensek vándorlása, az állatok értelmi képességei, az élet lehetősége más bolygókon, világok kialakulása és eltünése, mind-mind olyan témák, amelyeket most tár fel az emberi elme. Mindez persze nem azért van, mintha ma sokkal értelmesebbek volnánk, mint elődeink voltak néhány százezer évvel ezelőtt; hanem inkább azért, mert technikai vívmányaink - manipulációs képességünk ésszerű kiterjesztései -végre elérték azt a fejlettségi szintet, amellyel már mélyére hatolhatunk ezeknek az alapvető kérdéseknek. Valamennyi kérdés legsúlyosabbika azonban az, amelynek már a puszta fontolgatása is izgató: nem csupán a világok, hanem az univerzumok eredete, természete és sorsa. Legjobb tudásunk szerint, mióta csak ember él a Földön, mindig napirenden van ez a kérdés. A bolygónkon kialakult kultúrák legkorábbi mítoszainak és legendáinak jelentős része foglalkozik vele. E legendák közül sok, bár gyönyörű, annyira leegyszerűsítő, hogy végül nem magyaráz semmit, s a világot úgy képzeli el, hogy az űrből teremtette egy őslétező vagy őspár, akinek eredetén nem gondolkodik el. A görögök e létezőt Káosznak nevezték. Afrikai és ázsiai mítoszokban a világ kozmikus őstojásból alakul ki. Az ilyen elképzelések az ember mindennapi tapasztalatainak az egész Világmindenségre való kiterjesztéséből születtek. De semmi sem kezeskedik azért, hogy mindennapi tapasztalataink, amelyeket a végtelen térben egy parányi porszemcse felszínén és a szakadatlanul múló évezredek által körülölelt pillanatban szerzünk, bármilyen összefüggésben vannak valamely kozmológiai problémával. A környezet, amelyben kifejlődtünk, erélyesen rányomta bélyegét mind megértésünk mélységére, mind pedig meglátásaink minőségére. Amikor olyan területek felé fordítjuk figyelmünket, amelyeken nincsenek korábbról evolúciós tapasztalataink - ilyen például a kvantummechanika, a parányi méretek birodalma vagy a fekete lyukak, a roppant sűrűségek világa -, úgy találjuk, hogy a Világmindenség nincs összhangban a józan ész elképzeléseivel. Az Univerzum persze nem köteles alkalmazkodni egy kis bolygón szerezhető mindennapi tapasztalatokhoz. Mindazonáltal egyes ősi kozmológiai elképzelések megkapó finomságukkal tűnnek ki, például azok az alkalmi regék, amelyek az okok végtelenbe nyúló sorát állítják, vagy a Rig-véda 10. könyvében található nézet, miszerint lehet, hogy még az istenek sem tudnak semmit a Világmindenség eredetéről. Mi, emberek, nagyon távol vagyunk attól, hogy istenek legyünk. És mégis, a XX. század évtizedeiben abban a kiváltságban van részünk, hogy legalább néhányat fellebbenthetünk a tárgyat borító fátylak közül. A Világegyetem felfogásának új, nagy hatású módjait dolgoztuk ki, nagyrészt Albert Einstein általános relativitáselmélete kapcsán, az óriási optikai és érzékeny rádiótávcsövek pedig olyan új megfigyelési módszerek kidolgozását tették lehetővé, amelyek hozzásegítettek bennünket, hogy másként lássuk a Világmindenséget. Semmiképp sem állíthatjuk azonban, hogy valamennyi kozmológiai kérdésre választ adtunk. De lassanként kialakul egy kép, amely arányaiban, hatásában és bonyolultságában az emberi elme és kéz egyik nagy diadala. Mi nem puszta spekulációkat, hanem valóban szilárd érveket gyűjtöttünk egybe az Univerzum kiterjedéséről, formájáról, koráról, összetételéről és végső sorsáról; a spekuláció most olyan más, lehetséges univerzumokkal foglalkozik, amelyek más elvek alapján épülnek fel, más fizikai törvényeknek engedelmeskednek, mint amelyeket a mi világunkban érvényesülni látunk. Lehetséges, hogy a Föld felszínén eddig felállított optikai és rádióteleszkópok még jobb kihasználása és különösen nagy űrteleszkópok fellövése és működtetése révén meg tudjuk válaszolni az alapvető kozmológiai kérdések majd mindegyikét. Azok a kérdések, amelyek még soká ellenállnak vizsgálatainknak, bizonyos értelemben a legvégső kérdések:
miért olyanok a fizika törvényei, amilyenek, „elsődlegesen" honnan származik az Univerzum anyaga; és mi volt a Világmindenség létrejötte előtt. Ezek a kérdések azonban nem biztos, hogy valódi kérdések, amelyeket operacionálisan (* Operacionális a meghatározás, ha egy fogalmat mérésének leírásával határozunk meg. - J.) meg lehet határozni. Lehet, hogy csak látszólagos kérdések, amelyek szóhasználatunkhoz kötődnek. Mert például ha az Univerzum végtelenül idős, fel sem merülhet eredetének kérdése. Ha valaha megtalálnánk azt a forrást a Világmindenségben, amelyből az Univerzum anyaga származik, rögtön a kérdésbe ütköznénk, honnan van ez a forrás, és igy az okok végtelenbe nyúló sorának örök problémájával találnánk magunkat szemben. Ha olyan Univerzum foglyai vagyunk, amelyben a fizikai törvényeknek csak egyetlen kategóriája létezik, rendkívül nehéz kísérleteket kiagyalni annak eldöntésére, hogy a fizikai törvényeknek még milyen kategóriái lehetségesek. A legutóbbi időben sokat tudtunk meg a kozmológiáról, és majdnem biztos, hogy a következő egy vagy két évtizedben is sokat megtudunk. De van valami vigasztaló abban a gondolatban, hogy mindent soha nem fogunk megismerni. Egy értelmes lénynek nagyon unalmas volna az a Világegyetem, amelyikben minden annyira fontos, hogy meg kell ismerni. Mivel a legutóbbi évek felfedezései oly gyors ütemben követték egymást, és e tudományág tárgya oly távol esik a mindennapi tapasztalattól, a modern kozmológiában rejlő izgalmat, vidámságot és az iránta érzett szenvedélyt mindmáig nem méltányolták kellően. Szükség van a kozmológia olyan átfogó, pontos és modern kifejtésére, amely nem kezeli le az intelligens, de nem szakember olvasót. Meg vagyok győződve, hogy Timothy Ferris A vörös határ című műve éppen ilyen. A kecsesen összeállított és költőien tiszta hasonlatokkal díszített könyv figyelemreméltóan közvetíti tárgyának egy-egy téma-körét, és rendkívül sikeres abban, ahogy a szükséges matematikai ismeretek lényegét és hangulatát szavakba önti. Elbűvölő történeti idézetei közül sokat a feledésből vagy a teljes ismeretlenségből emelt ki. Nem zárkózik el korunk vezető kozmológusai élénk vitáinak és erőteljes személyiségének bemutatásától. Nem tér ki a filozofikus eszmefuttatás elől. Nem szégyelli titoknak nevezni azt, amit még nem ismerünk. Sok olvasónak, aki korábban még nem találkozott modern kozmológiai elképzelésekkel, e könyv kétszeres felfedezést ad: az Univerzum szépségének és hatalmasságának felfedezését, és az emberi elme csillogásának és szívósságának felfedezését. Carl Sagan, a csillagászat és az űrtudományok David Duncan professzora, a Cornell Egyetem bolygókutató laboratóriumának igazgatója, Ithaca, New York
„Ha az emberek nem óvatosak a veszéllyel szemben, igen nagy veszélynek tehetik ki magukat.” LA O - C E
(Tao-tö-king, 72.)
AZ UNIVERZUM TÁGULÁSA „Habár a tengernyi dolog sok, a rendjük mégis egy." CSUANG-CE
Éppen csak születőben levő, új és haldokló, öreg csillagok, párban, hármasban keringőző vagy ezres csoportba verődött csillagok, vákuumritkaságú és gyémántkeménységű csillagok, vörösek, fehérek, kékek és sárgák - 100 milliárd csillag gyülekezete alkotja a Tejút-rendszernek nevezett galaxist. Napunk, ez a sárga törpecsillag, amely körül kilenc bolygó kering, az Orion-kar egyik nyúlványában található, 30 ezer fényévnyire a Galaxis középpontjától és 20 ezer fényévnyire a peremétől. Ősi foszlányok, ragyogó lagúnák, gáz- és porfelhők fekete kuszasága az az anyag, amelyből az idők folyamán a Galaxis még több csillagot gyúr, mint amennyit most ölel magába. A Tejútrendszer harsogó elektromágneses sugárzásával, rádiózajával, fényével és mágneses mezejével ad hírt magáról, amint átsuhan téren és időn, 100 ezer fényév átmérőjű, és 200 millió esztendő alatt tesz meg egy-egy méltóságteljes fordulatot. Hosszan elnyúló, porból, gázból és csillagokból álló karjai, mint tengeri csiga tekervényei, a Napot egy keringés alig századrészéig vitték magukkal, mióta a homo sapiens megjelent a Földön. A Tejút egyike annak a mintegy kéttucatnyi galaxisnak, amely tagja a csillagászok által Lokális
Csoportnak nevezett halmaznak. Legközelebbi szomszédunk két kísérőgalaxis: a Nagy Magellán-felhő és a Kis Magellán-felhő, és még vagy fél tucat törpegalaxis. Tőlünk 2 millió fényévre helyezkedik el az Andromeda-köd, a Lokális Csoportot uraló spirálrendszer, Tejutunk túlméretezett hasonmása. A Lokális Csoport népessége legalább 500 milliárd csillag. Mögöttük milliárdnyi galaxis pazar bősége hátrál a mélyülő űrben. Legtöbbjükről még azt megelözően kellett elindulnia a ma szemünkbe jutó fénynek, hogy Földünkön megjelentek a tengeri sünök. A Világmindenségben legalább annyi galaxis található, mint ahány csillag a Tejútrendszerben. Nézzünk az égre! Az északi féltekén nagyon alkalmas erre egy holdtalan nyár végi este. Forduljunk pontosan kelet felé, ekkor éppen kitekintünk Galaxisunk szimmetriasíkjából; kifelé, néhány ezer előtércsillag mögött, már az intergalaktikus tér húzódik. A p Andromedae csillag fölött 7 fokkal megpillanthatjuk az Androme-da-köd halványan derengő fényét. Forduljunk meg, és tekintsünk épp nyugat felé, nagyjából arra, amerre a hajósok egyik vezércsillaga, az Arcturus tündököl. Arrafelé egészen jól ki lehet látni a Lokális Csoportból. Az előtércsillagok között szétterülő tintakék ég távoli csillagrendszerek egész felhőinek ad menedéket. Északkelettől délnyugatig a Tejút húzódik a fejünk fölött - Galaxisunk belülről nézve. Lassan - minél lassabban, annál jobb - pász-tázzuk végig egy turistalátcsővel az északkeleten fellelhető Cassiopeia csillagképtől kiindulva. Derengő gázfelhőkkel szaggatott csillagmezőket látunk. Egy óriási, sötét por- és gázfelhő szinte kettéhasítja a Tejutat a Cygnustól a déli horizontig, mintha megrepedt volna az égbolt. Közeledve a déli irányban található Sagittarius csillagképhez, látómezőnk megtelik csillagokkal. Galaxisunk szíve felé nézünk. Az a felfedezés, hogy egy csillagrendszer belsejében élünk, méretében bámulatosabb emberi tett volt, mintha mondjuk a Fülöp-szigetek egyik kis apálymedencéjében élő véglénycsapat feltérképezte volna a Csendes-óceánt. Mindez századunk elején, izgalmas felfedezések gyümölcseként derült ki, de tulajdonképpen az égbolt három évszázada tartó alapos és kimerítő vizsgálatán alapult. Amikor Galileo Galilei kicsiny távcsövét a XVII. századi Padova éjszakai égboltja felé fordította, észrevette, hogy a pitagoreusok által Időn Túlra Vivő Hídnak nevezett Tejút csillagok millióiból áll. Ekkor merült fel először, hogy egy hatalmas, de mégsem korlátlan, kifejezetten lapult csillagrendszerben lakunk. Ezen túlmenően Galilei az égen számos halványan derengő foltocskát is felfedezett, a ködöket, amelyek méretének és alakjának változatossága arra engedett következtetni, hogy kiismerésük bonyolult lesz. Charles Messier, a XVIII. századi „üstökösvadász", összeállított egy katalógust 103 ködfoltról, hogy figyelmeztesse a többi üstökös-kutatót, nehogy összetévesszék őket jogos zsákmányukkal, az üstökösökkel. Ennél sokkal többet talált William Herschel angol csillagász, aki a technika fejlődését megelőzve szenvedélyesen gyártotta a hatalmas tükörteleszkópokat, és aki szívesen kérkedett azzal, hogy „Messzebb tekintek az ürbe, mint bárki emberfia előttem." Herschel fia, John tovább folytatta apja észleléseit. Némelyik köd a csillagok közé gabalyodott krétaszínű pókhálónak tűnt. Mások spirál alakúak voltak, és a gyerekek szélkerekeihez hasonlítottak. A XIX. század folyamán a legtöbb csillagász afelé hajlott, hogy minden ködöt a mi csillagrendszerünkhöz tartozó gáz- vagy porfelhőnek tekintsen. Az egyedüli jelentős kivétel a filozófus Immanuel Kant volt, aki bár gyenge, de indokolt intuícióval megérezte, hogy a pompás szélkerék-ködök a Tejútrendszerhez hasonló galaxisok lehetnek. Kant, aki akkoriban tanár volt Königsbergben (* Ma Kalinyingrád. - A ford.,) 1751-ben egy újságcikkben olvasott Thomas Wright spekulativ kozmológiáiról. Wright istenfélö angol földmérő mérnök és amatőr természetbúvár volt, aki több elméletet is alkotott a kozmoszról. Modelljei némelykor ellentmondtak egymásnak - egyszer azt állította, hogy a Tejút-rendszer gömb alakú, máskor, hogy lapos, mint a malomkő, hogy a Naphoz hasonló csillagokból áll, vagy hogy az egész csak káprázat -, de úgy tűnik, hogy ezek az ellentmondások egyáltalán nem zavarták; úgy gyártotta kozmológiai elméleteit, mint a templomi karnagyok a kantátákat, áldozatul Isten nagyobb dicsőségére. Szerencsés véletlen volt, hogy az az újságbeszámoló, amelyet Kant olvasott, nagyon leegyszerűsítette Wright elképzeléseit, és azt a benyomást keltette Kantban, mintha angol kollégája csillagokból álló vékony korongnak látná a Tejutat. Ez azonban fel sem merült Wrightban, noha tényleg így van. Az elképzelés nagy hatással volt Kantra. Négyévi vizsgálódás után, harmincegy esztendős korában, névtelenül kiadott egy vékony könyvecskét, amelyben nagyon közel jutott az igazsághoz. A természet általános története és az égbolt elmélete című munkában helyesen azt állitotta, hogy míg azok a ködök, amelyek jól láthatóan kapcsolatban állnak
csillagokkal, a Tejútrendszeren belül helyezkednek el, addig mások, a spirál- vagy ovális ködök, óriási távolságra levő, önálló tejutak. Emiatt lett Kant az első, aki megsejtette a spirál-„ködök" valódi természetét. A könyv azonban - részben, mert akkoriban semmilyen módszer nem volt Kant elméletének ellenőrzésére - nem hívta föl magára a figyelmet. Az elmélet helyességét csak a színképelemzés megszületése után lehetett bebizonyítani. 1802-ben William Wollaston angol fizikus észrevette, hogy ha egy prizma elé keskeny rést helyez, akkor a napfényt egymástól jól elkülöníthető összetevőkre bonthatja, és a színképben sötét vonalak jelennek meg. Ezek arra vallanak, hogy a Nap külső rétegeiben levő elemek atomjai a rájuk jellemző rezgésszámú fényt elnyelik. Az, hogy a prizma a Nap fényét különböző szinekre bontja, már régóta ismert volt (Isaac Newton 1666-ban fedezte föl), de Wollaston újítása a spektroszkópiát szórakoztató időtöltésből tudományos módszer rangjára emelte. Egy bajor optikus, Joseph von Fraunhofer hamarosan még jobb színképelemző berendezést készített, és ennek segítségével megállapította, hogy a Nap színképét a mélyvöröstől az ibolya-szinig több száz sötét vonal szakítja meg, mint a zongorabillentyüket a köztük levő rések. John Herschel megfigyelte, hogy ha a kémiai elemeket hevíti, és fényüket valamelyik új laboratóriumi spektroszkóppal megvizsgálja, az egyes elemek a rájuk jellemző színképet adják. Robert Bunsen német vegyész és Gustav Kirchhoff német fizikus 1859-ben összehasonlította a Nap színképét a laboratóriumban felvett szinképekkel, s hidrogénre, vasra, nátriumra, magnéziumra, nikkelre és kalciumra jellemző vonalakat talált benne. Arra a kérdésre, amelyet valamikor a megismerhetetlenség mintaképének tartottak - vagyis hogy miből vannak a csillagok -, a spektroszkóp segítségével választ lehetett adni. Az első csillagász, aki szinképelemző műszerét más csillagok felé fordította, egy gazdag úriember, Sir William Huggins volt. A londoni Tulse Hillen álló házának tetején rendezett be egy kis obszervatóriumot. A vegyésznek tanult Huggins épített egy spektroszkópot, távcsövére szerelte, és belemerült élete legizgalmasabb munkájába. Színképelemző masinája előtt minden egyes távoli csillag előzékenyen feltárta, hogy milyen vegyi elemeket tartalmaz. Huggins boldogan írta ezekről az időkről: „Majd minden éjszakai munkának volt valamilyen piros betűs fölfedezése." Miután már kellőképpen kiélvezte a csillagok fényét, 1864-ben figyelme a ködök felé fordult. E munkája olyan eredményeket hozott, amelyek alátámasztották Kant feltevését. Azt találta, hogy a kozmikus ködök színképét két erősen különböző osztályba lehet sorolni: egyeseké egészen nyilvánvalóan gázra vallott, míg másoké sokkal inkább a Nap fényének spektrumához hasonlított, arra utalva, hogy ezek csillagokból épülnek föl. Minden spirálköd, amelynek fényét Huggins megvizsgálta, csillagszerű színképet mutatott. A spirálködökkel kapcsolatban két elmélet uralkodott. Egyesek, Kant érvelését elfogadva, azon a véleményen voltak, hogy ezek távoli csillagrendszerek. A többség azonban afelé hajlott, hogy viszonylag közeli gázörvények, s új csillag születik bennük. Az örvénymodellt Pierre Simon Laplace hozta nyilvánosságra 1796-ban, az a matematikus, aki arról volt híres, hogy oly elegánsan elemezte, miként mozognak a bolygók pályájukon. Mig Kant könyvét szinte alig ismerték, addig Laplace idevágó műve, a Tanulmány a világ rendszeréről igen kelendő volt. Laplace modellje szinte kecses volt, ámbár tévesen alkalmazta a spirálködökre. Huggins spektroszkópja tüstént eldönthette volna a kérdést, de ehelyett az ügyet még zavarosabbá tette egy kétmillió évvel korábban lezajlott katasztrófa. Időszámításunk kezdete előtt kétmillió évvel az Andromeda-köd centrális vidékén egy csillag borzalmas erővel fölrobbant. Vannak csillagok, amelyek így pusztulnak el, ezek a nóvák, s vannak, amelyek még hatalmasabb robbanásban, ezek a szupernóvák; a mi csillagunk különlegesen nagy erejű szupernóva volt. Néhány nap alatt kiokádta energiáit, és hamuvá omlott össze. A körülötte levő térben terjedni kezdett egy néhány fénynap falvastagságú fénygömb. Hatvanezer év múlva a fény már elhagyta szülőgalaxisát. Százezer év elteltével végigsöpört az Andromeda-ködöt követő két kísérőga-laxison, az M 32-n és az NGC 205-ön, amelyek úgy úsznak a nagy spirálgalaxis körül, mint a kalauzhalak a cápák körül. A szupernóva fénye kétmillió éven át száguldott az intergalaktikus térben, míg elérte csillagrendszerünk előőrseit, körülbelül akkortájt, amikor Egyiptomban a piramisokat építették. A tudomány pillanatnyi szerencsétlenségére e fényréteg 1885-ben érte el a Földet, éppen időben ahhoz, hogy még jobban összekuszálja a ködökről folyó vitát. Egy Ernst Hartwig nevű csillagász az év augusztus 20-án vette észre az „új" csillagot. Úgy tűnt, hogy a Laplace-féle elképzelést alátámasztja ez a megfigyelés. Íme egy „új csillag", éppen ott, ahol
Laplace is várta: egy őrvénylő „köd" belsejében. A csillag ugyan gyorsan halványodott, de ezt talán magyarázni lehet azzal, hogy megnyugszik a nagy megrázkódtatást jelentő születést követően. Kantnak azt a helyes megérzését, hogy az Andromeda-spirálköd csillagrendszer, kétségbe von-ták. Mind a ködök, mind pedig a csillagok megértésének megoldhatatlan nehézsége az volt, hogy a csillagászok nem ismerték az általuk megfigyelt égitestek legtöbbjének tőlünk való távolságát. Egy csillagászati távcső látómezejében ékszerként tündöklő és kecsesen lebegő csillag éppúgy lehet száz fényévnyire, mint százezernyire, és ugyanez áll az Andromeda-spirálködre is. Néhány száz közeli csillag távolságát, fáradhatatlan munkával, már meghatározták, a trigonometrikus parallaxis módszerével. Ez arra épül, hogy a Föld Nap körüli keringése során folyamatosan változik a perspektívánk, s így a közeli csillagok kissé elmozdulni látszanak a háttércsillagokhoz képest. De ezt a módszert csak né-hány tucat fényévre levő csillagok esetében lehetett jól használni. A távolabbi objektumoknál a csillagászok csak azt tudták megállapítani, hogy milyen irányban láthatók tőlünk ezek az égitestek, de sejtelmük sem volt arról, hogy hol vannak a térben. Mindaddig, amíg a pontos helyzet megadásához szükséges harmadik adat nem állt rendelkezésre, minden vita arról, hogy léteznek-e galaxisok, vagy ha vannak, a Tejutunk palacsintához, szélkerékhez vagy füstkarikához hasonlít-e, csupán találgatás maradt. W. Herschel - ebben is megelőzve korát megpróbálta megszerkeszteni a Tejút modelljét oly módon, hogy különböző irányban megszámolta a csillagokat, s egyszerűen feltételezte, hogy azok közel azonos valódi fényességűek. Ez azonban nem igaz, hiszen a csillagok valódi fényessége sokféle, s igy Herschel vállalkozása nem járt sikerrel. Végkövetkeztetése az volt, hogy a Tejútrendszer olyan, mint egy vastag, elfuserált palacsinta, majd mással kezdett foglalkozni. A XIX. század utolsó évtizedeiben a két dimenzió csapdájába esett csillagászok félretették a legtöbb lényeges kérdést, és kevésbé lelkesítő munkára adták a fejüket: csillagtérképeket rajzolgattak és vaskos katalógusokat állítottak össze, amelyekben felsorolták a csillagok nevét, színképét és színét. (* Koordinátáit és látszólagos fényességét is megadták. - A ford.) A XIX. század végének egyetemi csillagászati intézetei a korszak üzemeihez hasonlítottak, a zsúfolt termekben zsarnok főnökök ellenőrizték az alkalmazottak fárasztóan ismétlődő munkáját, amely szemük világát fenyegette. Ez a módszer azonban eredményre vezetett. A száraz számoszlopok a csillagok titkairól árulkodtak. A Harvard College obszervatóriumában az alantas munkákat elsősorban nők végezték. Edward Charles Pickering felfogadta őket, elnevezte őket „számológépeknek", és 25 cent óradíjat fizetett, hogy az üres katalóguslapokat parányi fekete számokkal töltsék meg - tévedni tilos! A rendkívül módszeres Pickering az M. I. T.-ről ( * Massachusetts Institute of Technology, azaz Massachusettsi Műszaki Egyetem. I. J.) 1876-ban került a Harvardra, ahol egészen 1919-ben bekövetkezett haláláig dolgozott. Ideje legnagyobb részét a csillagok fényképezésé-vel és rendszerezésével töltötte. Öccse, William segítségével obszervatóriumot szervezett és épített az arizonai Flagstaff tiszta ege alatt, és egy másikat a perui Arequipában, abból a célból, hogy a két helyen mind az északi, mind pedig a déli égboltot módszeresen lefényképezze, ugyanolyan fotóanyagra és ugyanolyan expozíciós idővel. Eközben több ezer csillag színképét is fölvették a két csillagdában. Az exponált lemezeket Cambridge-be küldték.(** Az amerikai Cambridge-ről van szó. - J.) Az évek folyamán Pickering gyűjteménye negyedmillió felvételre, 225 ezer csillagszínképre és a Harvard Observatory Annals egy tucat kötetét megtöltő adatra nőtt. Mintegy negyven nő dolgozott Pickering „számológépeként". Legtöbbjük csendben érkezett és távozott, de néhány makacsul próbálkozott vele, hogy valami értelmét lelje annak az adattengernek, amelyet kezébe adtak, hogy gyümölcsét betakarítsa. Közéjük tartozott Annie Jump Cannon is. Pickering támogatta, és megengedte neki, hogy beüljön az M. I. T.-ben tartott fizika-előadásaira, pedig oda nők nem tehették be a lábukat. Annie még egyetemi hallgató korában női fizikai laboratóriumot alapított, majd megszerezte a B. S. fokozatot (*** Bachelor of Science egyetemi végzettség, amely két-három évi egyetemi tanulás után érhető el. - A ford. (Wellesleyben, és díjtalan gyakornokként folytatta Pickeringnél a Harvard égboltfotóinak kiértékelését. 1896-ra, harminchárom éves korára a csillagszínképek szakértője lett, és Pickering ezért csekély fizetést is adott neki. Negyvenkét esztendőt töltött el a Harvardon, miközben több mint 300 változócsillagot fedezett föl, 300 ezer színképet rendszerezett és osztályozott. Tizennégy évi szívós munkával kiérdemelte Pickering személyes elismerését, hogy főnöke csillagásznak tekintse, de hiába szerzett nemzetközi hírnevet és lett négy egyetem - köztük az oxfordi - tiszteletbeli doktora, nevét mégsem tüntették föl a Harvard-katalóguson. Az egyetem végül 1938-ban ismerte el őt hivatalosan, amikor már betöl-tötte 75. életévét.
Egy másik „számológép", Henrietta Swan Leavitt, felfedezte azt, amit a cefeida változócsillagok periódusa és fényessége közti összefüggésnek neveznek, és így a csillagászatot megajándékozta a hiányzó harmadik koordinátával, hogy segítségével felfedezhessék az extragalaxisokat és a Világegyetem tágulását. Leavitt 1895-ben a később Radcliffe-nek nevezett Kollégiumközi Nőnevelő Intézettől került a Harvardra. Pickering egy rakás olyan fotólemezt tett eléje, amelyet a perui állomáson vettek föl, és azt az utasítást adta, hogy keressen rajtuk változócsillagokat. Párosával kellett átvizsgálnia az égbolt ugyanazon részletéről, de más-más időpontban készült felvételeket, s megnéznie, változott-e a látszólagos fényessége valamelyik csillagnak a sok ezer közül, mert ez árulkodik arról, hogy az illető csillag változó. Már több száz esztendeje megfigyeltek változócsillagokat, és tudták, hogy két csoportba oszthatók: a fedési változók és a valódi változók csoportjába. A fedési változócsillagok olyan, két vagy több csillagból álló rendszerek, amelyek véletlenül éppen úgy helyezkednek el a világűrben, hogy felőlünk nézve időről időre részben vagy egészen elfedik egymást. A valódi vagy fizikai változók olyan csillagok, amelyek lüktetnek, abszolút fényességük időben változik. Némelyikük évente, esetleg még ritkábban pulzál, míg mások, kevésbé komótosan, néhány óra és egy hónap között mutatnak egy-egy teljes periódust. E fürgébb változók közé tartoznak a cefeidák is, amelyeket azért hívnak így, mert a Cepheusról, Etiópia mitológiai királyáról, Andromeda apjáról elnevezett csillagképben találták az első ilyen változócsillagot. A cefeida változókból lettek azok a távolság-jelzők, amelyekre a csillagászoknak oly nagy szükségük volt. . Henrietta Leavitt több ezer cefeidát vizsgált meg a Harvard-felvételeken - egymaga több mint 2400-at fedezett -, és ahogy telt-múlt az idő, valamilyen szabályosságot kezdett felismerni. Minél fényesebb egy cefeida típusú csillag, annál hosszabb ideig tart egy teljes fényváltozási ciklus. Leavitt azért tudta e fontos felfedezést megtenni, mert a neki vizsgálatra kiadott cefeidák legtöbbje a Tejút-rendszer két, mintegy 165 ezer fényévnyire levő kísérőgalaxisában, a Nagy és a Kis Magellán-felhőben helyezkedett el. Pickering és „számológépei" nem tudták, hogy mik is valójában ezek a ködök, de mindenesetre érvényesült egy igen fontos hatás: a bennük levő valamennyi cefeida lényegében azonos távolságra volt tőlünk, mint távoli palackba zárt szentjánosbogarak. Így a távolságkülönbségből származó látszólagos fényességkülönbség oly csekély volt, hogy nem okozott zavart a törvényszerűség felismerésében. A fényváltozási periódus hossza és az abszolút fényesség közötti összefüggés feltárult. Ha egy cefeida valódi - abszolút - fényességét is meg lehetne határozni, a kozmikus távolságok mérhetőkké válnának. Nehéz feladatnak bizonyult akár csak egyetlen cefeida távolságát is megmérni, mert a közelben egyáltalán nem találtak ilyet. Néhány csillagásznak azonban sikerült elég pontosan megbecsülnie néhány rövid periódusú cefeida távolságát olyan statisztikus módszer alkalmazásával, amely azon alapul, hogy a Nap csillagszomszédaihoz képest is vándorol. Ezek után úgy tűnt, hogy bármelyik cefeida tipusú változócsillag valóságos távolsága meghatározható látszólagos fényessége és fényváltozási periódusa ismeretében. A csillagászat megtalálta a hiányzó harmadik koordinátát. Ekkor lép színre Harlow Shapley, egy simán hátrafésült, fekete hajú, magabiztos nézésű, sötét szemű és hírnévre áhítozó fiatalember. Missouriban született, tizenöt éves korában riporter lett, s előbb a kansasi Chanute város Daily Sun, később a missouribeli Joplin Times című újságjánál verte gépén a sztorijait. (A Times egyik szerkesztője egyszer elküldte, hogy leplezzen le egy lovat, amely állítólag tud számolni, de nem azért, hogy cikket írjon róla, hanem hogy megzsarolja a vándorcirkuszt egy hirdetés erejéig.) Shapley úgy érez-te, hogy a szabályszerű képzés után előkelőbb beosztásba juthat, ezért 1907-ben a Missouri Egyetemre utazott, hogy újságirást tanuljon. Megérkezésekor azonban nyomban kiderült, hogy újságíró szak csak a következő esztendőben indul. Mivel mindenképp tanulni akart, a csillagászatot választotta. (Évekkel később is kitartott amellett, hogy azért döntött így, mert az Astronomy - csillagászat - a lista legelején volt.) Négy évet töltött Missouriban, majd elnyert egy ösztöndíjat, és Princetonba ment, ahol a csillagvizsgáló igazgatója, Henry Norris Russell éppen a fedési kettőscsillagok problémájával foglalkozott. Ezek a kettősrendszerek túl messze voltak ahhoz, hogy a távcső külön mutassa őket, s hogy kettősök, csak onnét látszott, hogy összfényességük változott, amint az egyik csillag részben vagy egészen eltakarta a másikat. A munka célja az volt, hogy a halványka fénysugárból kiderítsék minden kettőscsillag egész történetét: milyenek, miből épülnek fel, hogyan viselkednek. Ez épp olyan feladat volt, amelyre egy fiatal csillagász egész karrierjét felépíthette. Shapley belevetette magát. Előbb a Princetoni Egyetem műszereit fejlesztette a végletekig, majd bonyolult okfejtéssel megrajzolta a fogyatkozási kettősrendszer arcképét. Nemsokára már azzal büszkélkedett, hogy egyetlen távcsővel, színképelemző készülékkel és fotométerrel (fénymérő műszerrel) húsz különböző dolgot tud kideríteni egy-egy fedési kettősről, amely puszta ránézésre semmiben sem különbözött egy tűhegynyi fényponttól.
Meg tudta mondani, hány csillagból áll a rendszer, a tagok milyen távol vannak egymástól a térben, milyen gyorsan keringenek egymás körül, és még egy nagyon fontos dolgot: azt, hogy milyen messze vannak a Földtől. Shapley úttörő munkáját 135 dollár havi fizetésű állással jutalmazták a világ akkor legnagyobb csillagászati távcsövével felszerelt, kaliforniai Wilson-hegyi obszervatóriumban. 1914-ben a Wilson-hegy zord hely volt 1800 méter magasságban, ahová 15 kilométeres ösvény vezetett. A hegyre mindent vagy háton vittek föl, vagy szamáron. Az éjszakák sötétek voltak, az égbolt tele kitartóan ragyogó csillagokkal. A csúcson állt egy csillagászati távcső, 60 hüvelyk átmérőjű főtükörrel: tőle nem messze építési terület volt, ahol az obszervatórium igazgatója, George Ellery Hale, egy 100 hüvelykes (* 1 hüvelyk 2,54 centiméter. - A ford.) reflektor felállitását tervezte. Shapley azzal érkezett ide, hogy figyelmét a kettőscsillagok helyett a továbbiakban a cefeidáknak szenteli. Két csillagász dolgozatait hozta magával: korábbi princetoni főnökének, Russellnek és a dán Ejnar Hertzsprungnak a munkáit, amelyekben megbecsülték néhány közelebbi cefeida abszolút fényességét. Ezek a cefeidák egészen gyors fényváltozást mutattak azokhoz képest, amelyeket Henrietta Leavitt talált a Magellán-felhőkben - nagyjából egynapos periódus-sal lüktettek, míg amazok periódusa legalább egy hét volt vagy még több -, mégis ésszerűnek látszott feltételezni, hogy valamennyien ugyanannak a csillagtípusnak a különböző képviselői. Shapley, újdonsült feleségével, Marthával házat bérelt Pasadenában, majd fölpakolt, és nekivágott a hegynek, hogy a cefeidákat irányfénynek használva föltérképezze az égbolt mélységeit. Amint később leírta: „biztos voltam benne, hogy valami lényegeset tudok tenni a Wilson-hegyen, ha az ott dolgozók lehetőséget adnak rá... Óhajom, szinte kezdettől fogva, az volt, hogy távolságadatokat kapjak." Solomon Bailey a Harvardról már korábban azt tanácsolta a fiatal Shapleynek, hogy a gömbhalmazokban keressen cefeidákat. A gömbhalmazok, ezek az akár százezer csillagot is tartalmazó, látványos csillagvárosok már régóta elbűvölték a megfigyelőket tiszta szépségükkel. Bailey azt vette észre, hogy valamilyen oknál fogva tele vannak rövid periódusú cefeidákkal. Shapley a 60 hüvelykes teleszkóppal dolgozott, megmérte a cefeidák látszólagos fényességét és fényváltozásuk periódusát, majd összehasonlitva az eredményt Russell és Hertzsprung adataival, amelyek a cefeidák abszolút fényességéről szóltak, megbecsülte több gömbhalmaz tőlünk való távolságát. A Galaxisunkhoz tartozó gömbhalmazok közül mintegy százat figyelhetünk meg Földünkről. Shapley nagyjából tucatnyi közelebbiben tudta kiválasztani a cefeida típusú változócsillagokat. Ezután olyan módszert dolgozott ki a távolságmérés hatékonyságának megnövelésére, amely a XX. századi csillagászat jó néhány legfontosabb munkájának alapja lett. Mindegyik közeli halmazban megkereste a legfényesebb csillagokat, a vörös óriásokat és szuperóriásokat, és látszólagos fényességüket rendszeresen összehasonlította a cefeidákéval. Amikor már elég sokszor megtette ezt, úgy érezte, hogy meglehetősen jól ismeri az óriáscsillagok valódi fényességét (abszolút magnitúdóját). Ezután már nem törődött többé a viszonylag halvány cefeida változókkal, hanem az óriásokat használta irányfénynek vagy „standard gyertyának", hogy az olyan, még távolabbi gömbhalmazok távolságát is megállapítsa, amelyekben már nem tudott megkülönböztetni cefeidákat. Az egész viharos gyorsasággal zajlott le. A Mount Wilson Contributions 1918-1919-es számaiban közzétett húsz dolgozat felét Shap-ley írta. A 60 hüvelykes távcsővel szerzett friss adathegyek Shapley merész, de szigorú érvelésével összekapcsolódva új irányzat megszületéséhez vezettek a csillagászati kutatásban. Shapleynek a gömbhalmazok világáról készített háromdimenziós térképe megmutatta, hogy ezek a halmazok hatalmas, gömb alakú térrészben helyezkednek el, mintha maguk is valamilyen szuper-gömbhalmaz tagjai volnának. E gömb középpontja egyáltalán nem a Nap közelében volt, hanem tőle több tizezer fényévre, a Sagittarius csillagkép irányában. Shapley ekkor gondolt egy merészet, és kijelentette, hogy a gömb-halmazok világának tömegközéppontja egyben a mi csillagrendszerünknek, a Tejútnak is a középpontja. Kopernikusz megállapította, hogy a Föld nem az Univerzum középpontja, Shapley pedig rájött, hogy a Nap sem az. Úgy látta, hogy Galaxisunk egyik peremkerületében lakunk. Shapleynek igaza volt abban, ami a Tejúton belüli helyünket illeti, de rosszul becsülte meg a Tejút méretét. Ugy vélte, hogy csillagrend-szerünk 250 ezer fényév átmérőjű, s hogy a Nap a középponttól 50 ezer fényévnyire található. A valóságos érték ezzel szemben körülbelül 100 ezer fényév az átmérőre, a Nap pedig mintegy 30 ezer fényévre van a közepétől, a kifelé vezető út háromötödénél. Shapley nem vette figyelembe,
hogy a csillagközi gáz és por rontja a látási viszonyokat, ( * Akkoriban még nem ismerték ezt a jelenséget. - A ford.) különösen a Galaxis szimmetriasíkja kőzelében, ahol a legtöbb vizsgálódását végezte. Amikor egy távoli, gömbhalmaz óriás-csillagát mérte, halványságát pusztán messzeségének tulajdonította, pedig azért részben a csillagközi térben úszó por és gáz is felelős volt. Igy azután túl messzire helyezte a gömbhalmazokat, következésképpen a Tejútrendszer középpontját is. A tévedés mindaddig nem volt bénító, amíg csak a saját Galaxisunk megértéséről volt szó, de Shapley bajba jutott, amikor előtérbe került az a kérdés, hogy léteznek-e más galaxisok is. Azok, akik teljesen helyesen - úgy vélték, hogy a Magellán-felhők a Tejút kisérőgalaxisai, Shapley Tejútrendszerét oly óriási kiterjedésűnek találták, hogy az teljesen magába zárta e ködöket. Éppígy azt is nehéz volt belátni, hogy hogyan lehetnének a spirálködök különálló galaxisok, hacsak a miénk nem egy elhízott uralkodó, az összes többi pedig törpe. Shapley a Tejútrendszerről alkotott képét igen makacsul védelmezte, felfújta a számadatokat és minden egyebet. Tagadta, hogy a spirálködök távoli galaxisok lennének. Mivel az extragalaxisok szerepére éppen a spirálködök voltak a legjobb jelöltek, ezzel úgy tűnt, arra célzott, hogy csak a Tejútrendszer létezik az egész Világegyetemben. A San José közelében, a kaliforniai tengerpart északi részénél levő Lick Obszervatóriumban egy Heber Curtis nevű csillagász orvtámadást indított Shapley műve ellen. Ez azonban csak az első sortűz volt egy hosszú háborúban. A Lick Obszervatórium a Kaliforniai Egye-temmel, a Wilson-hegyi pedig a Carnegie-alapítvánnyal, később a Kaliforniai Műszaki Egyetemmel állt kapcsolatban, és e kettő még éveken át marakodott egymással. Curtis Shapley Tejútrendszer-modelljét nevetségesen túlméretezettnek tartotta. Azt vallotta, hogy a spirálködök éppen olyan galaxisok, mint a miénk. A Nemzeti Tudományos Akadémia vitát rendezett a két csillagász között Washingtonban. Shapley és Curtis együtt utazott keletre a Southern Pacific vasúton, de útközben csak tudománytalan fecsegéssel töltötték az időt, hogy a vitájuk kellően élénk legyen. Az össze-csapásra Albert Einstein jelenlétében, 1920. április 26-án került sor. Curtis Shapley érvelésének leggyengébb pontjára összpontosította támadását, arra a makacsul hangoztatott állításra, hogy a spirálködök kozmikus értelemben véve lokális objektumok. Shapley bekapta a csalit, és két gyanús érvet is előhozott. Előkotorta az 1885-ben az Andromeda-ködben megfigyelt szupernóvát, mondván, az is azt bizonyítja, hogy a spirálköd nem lehet galaxis, mert akkor egyetlen fölrobbanó csillag fénye fölérne százmillió közönséges csillagéval, ami nyílvánvaló abszurdumnak tűnt számára. A szupernóvák azonban valóban ilyen fényesen ragyognak. Ezt követően Shapley barátja és kollégája, Adrian van Maanen megfigyeléseit idézte, amelyek arra utaltak, hogy az Andromeda-köd oly gyorsan suhan át az égen, hogy ha valóban extragalaktikus távolságban lenne, akkor gyorsabban kellene haladnia, mint a fény, s ez - mint Einstein néhány évvel korábban kimutatta - lehetetlen. Van Maanen adatai azonban tévesek voltak. Utólag megállapítható, hogy Shapley érvei, bár pontatlanok voltak, mégis közelebb jártak az igazsághoz, mint Curtiséi. Shapley helyesen állította, hogy a Nap jó messze van a Galaxis középpontjától, míg Curtis ragaszkodott ahhoz a korábbi elképzeléshez, hogy benn ülünk a dolgok közepében. A gömbhalmazokkal kapcsolatban is Shapley elgondolása volt a kifinomultabb, jóllehet tévedett e halmazok csillagai valódi fényességének megítélésében. És végül, míg Shapley Tejút-modellje túlságosan nagy volt, addig Curtisé, még nagyobb tűréssel, túlságosan kicsiny. Mindketten egyetértettek abban, hogy a csillagközi gáz és por fényelnyelése elhanyagolható; e ponton mindketten tévedtek. Bárhogyan legyen is, általában az a nézet terjedt el, hogy Curtis legyőzte Shapleyt, akinek pedig azt kellett tapasztalnia, hogy Amerikában széles körben őt tartják egy olyan vita vesztesének, amelyet a Scopes-per (* Tennessee állam törvényhozása 1925-ben megtiltotta, hogy az iskolákban a bibliai teremtéstől eltérő elméletet taníthassanak. John Thomas Scopes tanárt azzal fogták perbe, hogy megszegte ezt a törvényt. Bár bűnösnek találták és elítélték, 1927-ben a fellebbviteli bíróság felmentette. Az ügy nagy port kavart Amerika-szerte. - I. J.) mellett a korszak legnagyobb
közérdeklődést kiváltó tudományos vitájaként emlegettek. Ezt sohasem felejtette el. Még évtizedekkel később is dühöngött Curtis miatt, aki szerinte elterelte a figyelmet a tárgyról, és van Maanen miatt is, amiért rosszul végezte az Andromeda-észlelést. Emlékirataiban így ír erről: „Csodálkoznak rajta, miért csinált ekkora baklövést Shapley. Az volt az oka, hogy van Maanen a barátja volt, és ő hitt a barátaiban!" Röviddel a vita után Shapley elhagyta a Wilson-hegyet. Elfogadta a Harvard College Obszervatórium igazgatói állását (Pickering még 1919-ben elhunyt). Barátai sürgették, hogy gondolja meg a dolgot; a Wilson-hegyhez képest, ahol minden éjszaka a világ legjobb távcsöveivel vizsgálták az égboltot, a Harvard csak egy könyvelőség. De Shapley mégis lement Cambridge-be.( A Harvard Egyetem az amerikai Cambridge-ben
van. - A ford.)
Különleges tisztelet övezte alakját, elnöke lett nemcsak az Amerikai Művészeti és Tudományos Akadémiának, hanem a Tudományfejlesztés Amerikai Társaságá-nak is, fióknyi kitüntetést kapott, írt egy fél tucat csillagászati ismeretterjesztő könyvet, és hires rádiós személyiség lett. A politikába is belekóstolt, segédkezett az UNESCO megalapításánál, és támadás érte Joseph McCarthy szenátor részéről. Amikor a „spirálködökről" végül is kiderült, hogy galaxisok, az obszervatórium a csillagok katalogizálásáról áttért a galaxisokéra, amelyeket ezrével kellett „rendbe szedniük" női asszisztensek újabb nemzedékeinek segítségével, akiknek rabszolgamunkájára Shapley a „lányórák" kifejezést találta ki. Míg Shapley szorgoskodott, a valódi áttörés a Wilson-hegyi obszervatóriumban következett be. Ha ez fájt is neki, soha nem beszélt róla, bár elismerte: „Időnként arra gondoltam, hogy minden, amit azután csináltam [hogy eljöttem a Wilson-hegyről], középszerű volt." Shapley a műszaki lapokban olvasott róla, hogy odahaza, a Wilson-hegy huzatos csúcsán, Edwin Hubble - mindenki Hubble-ja, a hideg és erőszakos Hubble - az Univerzumot fedezi föl. Shapley idegenkedett Hubble-tól. Ez az ember udvariatlan volt; amikor elküldték neki Shapley egyik cikkét, hogy lektorálja, ráfirkálta keresztben a kéziratra: „Jelentéktelen", és visszaküldte. A cikk végül gondatlanságból úgy jelent meg, hogy Shapley neve alatt olvasható volt e megjegyzés is. Hubble igazságtalan volt: „Mindaz, amit Hubble a galaxisok körében elért, nagyon sokban az én módszereimre épült... - írta Shapley. - Soha nem ismerte el elsőbbségemet, de hát vannak ilyen emberek." Nagyon ritkán kért tanácsot. Hubble oxfordi kiejtéssel beszélt, ami különösen dühítette Shapleyt, aki, éppúgy, mint Hubble, Missouriból származott. Shapley erősen gyanította, hogy ha Hubble-t az éjszaka kellős közepén fölébresztenék, újra úgy beszélne, mint egy missouri őslakos. Hubble magas, erős állú, keskeny szájú és hideg tekintetű férfi volt, aki keveset tett azért, hogy elnyerje kollégái rokonszenvét. Jóllehet egy maréknyi barátja melegszívűnek, sőt elragadónak tartotta, mások szemében önteltnek és elfogultnak tűnt. Egy fényképe, amelyen pisztránghalászathoz öltőzve, kezében műlegyes horgászbottal a kamerára mered, a pisztráng iránt kelt együttérzést az emberben. Legtöbben elismerik, de csak kevesen önként, hogy ő volt az egyik legnagyobb csillagász, aki valaha élt a Földön. Hubble 1889-ben a Missouri állambeli Marshfieldben született egy hétgyermekes, szigorú atya ötödik gyermekeként. Verne Gyula könyveit olvasgatta, és már kisfiú korában megtanulta a csillagképeket. Ösztöndíjjal került a chicagói egyetemre, és ott kiemelkedett elevenségével, az egyetem atlétikai és kosárlabdacsapatának tagja lett, és öklözőnek is elég ügyes volt ahhoz, hogy bemutató mérkőzést vívjon az akkori félnehézsúlyú világbajnokkal, Georges Carpentier-vel. A néger Jack Johnson nehézsúlyú világbajnokkal való összecsapásra „fehér reménységet" kereső szervezők megpróbálták rávenni Hubble-t, hogy legyen hivatásos ökölvívó, de ő inkább Oxfordba ment, hogy a Queens College-ben jogot tanuljon Rhodes-ösztöndíjasként. 1913-ban Kentuckyba került a törvényszékre, és néhány hónapig Louisville-ben is dolgozott. A jog azonban untatta: „Csak a csillagászat számít" - mondta. Hubble újra beiratkozott a chicagói egyetemre, amely a világ legnagyobb lencsés távcsövének otthont adó Yerkes Obszervatóriumot is fenntartotta. (A csillagászati távcső egyik legfőbb erénye, hogy összegyűjti a fényt. A lencsés távcsövek Galilei első műszerétől kezdve egészen a Yerkes Obszervatóríum refraktoráig objektívlencséjükkel érik ezt el. A 40 hüvelyknél (101, 6 centiméter) nagyobb átmérőjű lencsék azonban már olyan vastagok és súlyosak, hogy ilyen refraktort (lencsés csillagászatí távcsövet) már nem lehet készíteni. Ezért a XX. század nagyobb távcsövei reflektorok: ezekben egy homorú tükör gyűjti össze a fényt, és irányítja a gyújtópontba. A tükröt hátulról is meg lehet támasztani, hogy ne deformálódjék, ezenkívül kevesebb fényt nyel el, mint a nagy lencsék. Napjainkig már 200 hüvelyk (508 centiméter) átmérőjű, sőt nagyobb tükörteleszkóp is készült.) Ez a csillagvizsgáló Wisconsin államban, az
illinois-i határ közelében fekvő Williams Bayben működött. A 40 hüvelykes refraktort 1897-ben Charles Tyson Yerkesnek, a chicagói villamosvasút börtönviselt tulajdonosának adományából építették meg. Ez az eszköz csúcsteljesítménye volt egy olyan korszak csillagászati műszertechnikájának, amikor a távcsövek óriási messzelátókhoz hasonlitottak. Lilliputi csillagászok küszködtek toronyként magasodó pillérje és 36 láb (11 méter) hosszú, szögecselt acélcsöve alatt, hogy megközelítsék a műszer szemlencséjét; hatalmas, fából készült futballlelátóhoz hasonló állványra kellett fölkaaszkodniuk, amelyet kisebb birkózás árán körbe is tudtak mozgatni a kupola padlóján, hogy kövessék vele az állandóan mozgó távcsövet, amely folyamatosan haladt a csillagok után. Néhány zavaró eset ellenére - egy nyáron hátba szúrta egy rablójelölt az erdőben, de nem sérült meg komolyabban, máskor meg belevetette magát a Williams-öbölbe, hogy kimentsen egy fuldokló nőt -, Hubble a Yerkes Obszervatóriumban megszerezte a doktori fokozatot csillagászatból. Az első világháború alatt
bevonult a gyalogsághoz, Franciaországban a jobb karján gránátszilánk sebesítette meg, és végül 1919-ben érkezett a Wilson-hegyre, az új, 100 hüvelykes (254 centi-méteres) teleszkóp csábítására. Hubble fő problémája kezdettől fogva a spirálködök mibenléte volt. Már diplomamunkáját is ebből a témából írta, s azt hangoztatta, hogy a csillagászoknak abból kellene kiindulniuk, hogy a spirálok galaxisok, hiszen ha ez a gondolat beigazolódnék, nagy dolgokhoz vezetne. (Elképzelhető, hogy Hubble ezt a gondolatmenetet Arthur Stanley Eddington angol csillagásztól kölcsönözte, aki egy két évvel korábban megjelent könyvében így írt: „Ha a spirálködök a csillagrendszerünkön belül vannak, akkor semmiféle elképzelésünk sincs arról, hogy mik is lehetnek valójában. Ez a feltevés tehát zsákutcába vezet bennünket. ... Ha azonban elfogadjuk, hogy ezek a ködök csillagrendszerünkön kívül fekszenek, hogy valójában egyenrangúak a Tejútrendszerrel, akkor legalább olyan feltevéshez jutunk, amelynek segítségével továbbhaladhatunk, és amely valamennyire megvilágíthatja az előttünk álló problémákat.")
Az első bizonyíték arra, hogy jó úton halad, 1917 júliusában született meg, amikor a Wilson-hegyi obszervatórium kiváló optikusa, George Ritchey egy, a Cygnus csillagképben levő spirálködről készült régi felvételen rábukkant egy fénypontra, és - helyesen - arra a következtetésre jutott, hogy az nóvacsillag volt. Ezt követöen Ritchey és Curtis mind a Wilson-hegyi, mind pedig a Lick Obszerva-tórium archívumából kikereste az Andromeda-ködöt ábrázoló képeket, és átvizsgálta őket. Két, korábban észrevétlenül maradt nóvát is fölfedeztek azokon a lemezeken, amelyeket maga Ritchey készített. Szerencsére mindkettő több éjszakán át felvett képsorozatokon volt, s így mindkét robbanó csillag fénygörbéjét - felfénylésének és elhalványulásának időbeli lefutását - meg lehetett állapítani, és össze lehetett hasonlítani a Tejútban talált hasonló nóvák viselkedésével. Nyilvánvaló volt a hasonlóság, és az újonnan talált robbanó csillagok viszonylagos halványsága az addigi legjobb érvet szolgáltatta amellett, hogy az Andromeda-spirálnak nagyon messzire kell lennie tőlünk. Hubble először olyan ködöket vizsgált, amelyekről úgy vélte, hogy közeliek. Közülük jó néhányat, például a Fiastyúkot és a virághoz hasonló alakú Orion-ködöt, már gyermekkora óta ismerte. A többiek halványabbak voltak. A Wilson-hegyen fölállított távcsövekkel - a kis 10 hüvelykes (25,4 centiméteres) Cook-kamerától a 60 hüvelykes reflektorig minden műszérrel dolgozott - ötévi munkával a közeli vagy „galaktikus" ködöket különálló osztályokba sorolta. Abban a 37 oldalas dolgozatban, amelyet 1922 májusában adott le a Hale szerkesztésében kiadott Astrophysical Journalnak, Hubble először tisztelettel adózott a ködök korábbi észlelőinek, egészen Herschelig, majd hozzákezdett saját felfedezéseinek ismertetéséhez. „A köd, úgy tűnik, anyag, molekulák, por, esetleg nagyobb részecskék felhője, amely nem eléggé forró ahhoz, hogy saját fénnyel világítson, de látható, mert a benne vagy a közelében levő csillagok fényét tükrözi, vagy tőle gerjesztődik" - írta. Némelyik köd azért látszik ragyogni, mert a szomszédos csillagok fényét visszaveri. Mások, amelyek közelében elegendően forró csillag van, oly mértékben ki vannak téve a csillagfény gerjesztő hatásának, hogy molekuláik és atomjaik a rájuk jellemző színű sugárzást bocsátják ki, mint a reklámfénycsövek. Hubble kimutatta, hogy ha a szóban forgó csillag átlagos hőmérsékletű, akkor a köd színképe pontosan megegyezik a csillagéval: ilyenkor csupán a visszatükrözött csillagfényt látjuk. Ha a csillagok elegendően fényesek, akkor a köd „gerjesztődik" (ahogyan ezt a spektroszkópusok mondják), és saját színképét sugározza. Az eredmény ilyenkor emissziós spektrum, hiszen maga a köd bocsátja ki a fényt, nemcsak egyszerűen visszaveri. Ez magyarázza meg tehát, hogy miért csillagszerű a Fiastyúkban levő köd színképe, mig az első ránézésre hasonlónak tűnő Orion-ködé emissziós spektrum. Hubble azt is kimutatta, hogy az Orion csillagképben találhatóhoz hasonló emissziós ködökben vagy a közvetlen közelükben mindig lehet néhány nagyon forró csillagot találni. Minthogy e csillagok minden bizonnyal Galaxisunkhoz tartoznak, a ködöknek is itt kell lenniük. Hubble ezért nevezte el ezeket „galaktikus ködök"-nek. A spirálokat, a gömbhalmazokat és néhány elliptikus és szabályta-lan alakú ködöt pedig „nem-galaktikusok"-nak. Jóllehet szinte minden kétséget kizáróan biztos volt benne, hogy „nem-galaktikus" ködjei éppolyan galaxisok, mint a miénk, és hogy kutatásukkal minden korábbinál távolabbi térrészek felfedezésébe vágott bele, Hubble mégsem szólt erről, mert semmi értelmét nem látta, hogy belekeveredjék a Shapley és Curtis közti vitába. „Úgy tűnik, hogy alapvető különbség van a galaktikus és a nem-galaktikus ködök között - írta. - Ez persze nem jelenti azt - tette hozzá gyorsan, Shapleynek szánt bókkal -, hogy az utóbbi osztályt Galaxisunkon »kívülinek« kellene tekintenünk." Évekkel később is, amikor már úgy beszéltek róla, hogy ő leplezte le előttünk a galaxisokat és tárta fel előttünk az Univerzumot, még mindig ragaszkodott régi elnevezéseihez. „A köd kifejezés hordozza a hagyományban rejlő értéket, míg a galaxis szó az ábrándok báját."
Ha sikerülne egy spirálról megállapítani, hogy csillagok sokaságából áll, ez majdnem kétségtelenül bebizonyítaná róla, hogy galaxis; ez azonban túlságosan is nagy feladat volt a 60 hüvelykes teleszkóp számára. Ritchey elsőrendű fotói közül néhányon mintha felismerhetők lettek volna elszórt egyedi csillagok is egy-két spirálban, de maga Ritchey is óva intett attól, hogy ezt bizonyítéknak tekintsék, a legjobb esetben is csak tapogatózás. A spirálok közeli gázörvények is lehetnek, ahogyan Laplace sejtette, legfeljebb néhány új csillag ágyazódik beléjük. Amikor elkészült a 100 hüvelykes óriástávcső, Hubble olyan fényképeket készített, amelyek szívfájditóan közel jutottak a megoldáshoz. A spirálködök képét nagyítóval vizsgálgatva Hubble időnként úgy érezte, hogy csak egyenletes fénypászmák nyomát látja. Máskor viszont - mint mondta -, attól függően, „hogy mit ettem reggelire", biztos volt benne, hogy a spirálok tejbedarájában látható milliónyi parányi szemcse nem fényképészeti hatás következménye vagy képzeletének szüleménye, hanem csillag, és hogy jómaga egy óriási csillagkontinensre bámul. Végül is később, a 100 hüvelykes távcső oldotta meg a spirálok rejtélyét, de ekkor még nem lehetett választ adni a kérdésre. Látnoki, bár nem eléggé meggyőző vizsgálatot végzett egy E. Oepik nevű csillagász, aki 1922-ben közölt cikkében amellett érvel, hogy az Andromeda-köd 1,5 millió fényévre van tőlünk. Ez a korához képest igen jó becslés (hiszen ma is 2 millió és 2,5 millió fényév közé teszik e távolságot), jobb még Hubble húsz esztendővel későbbi becslésénél is. De kevesen támogatták. Hubble, elhárítva magától - ahogyan mondta - minden „bebizonyítatlan spekulációt", az alapos kutatáshoz ragaszkodott, egyszerre több nyomon is haladva. Shapleyhez hasonlóan ő is cefeida típusú változócsillagokat keresett, hogy megbecsülhesse a kozmikus távolságokat. Több nem-galaktikus ködben meg is találta őket. Hubble egy ideig az NGC 6822-es különös csillagcsoportra összpontositotta vizsgálatait. Ezt a csoportot először Edward E. Bernard, egy autodidakta amerikai csillagász figyelte meg még 1886-ban, majd Charles Perrine a Lick Obszervatórium angol veteránja vizsgálta meg részletesebben, aki Argentinában telepedett le, hogy a déli égboltot tanulmányozza. Minthogy e csoport közel fekszik a Sagittarius csillagkép gazdag csillagfelhőihez, a Tejút részének is lehetett volna nézni, de Perrine, aki igen ügyes megfigyelő volt, felismerte, hogy a ködfolt önálló egység, amelybe többféle bennszülött csillag csoportosul. Ha ez így van, gondolta Hubble, akkor ez galaxis is lehet, amely elég közel van ahhoz, hogy megvizsgáljuk. Két éven át fényképezte az NGC 6822-t, és ötven cefeidát talált benne. Lényegében Shapley módszerével megállapított fényességük alapján távolságukra több 100 ezer fényév adódott. Íme egy objektum, amely független Galaxisunktól! Az NGC 6822 oly megdöbbentően távolinak tűnt, hogy Hubble valósággal megkönnyebbült, amikor azonosítható csillagokat talált benne; hisz még abban sem volt biztos, hogy más galaxisok ugyanazoknak a fizikai törvényeknek engedelmeskednek, mint a miénk. A tény, hogy megtalálta a cefeidákat, megerősítette abban a meggyőződésében, hogy ha nehéz is a kozmosz mélységeibe való bepillantás, mégsem lehetetlen. „A természet egységességének elve... -írta -, úgy tűnik, zavartalanul érvényesül az ür e távoli tartományában is." Miután képességeit már kipróbálta ezen a kozmikus szigetvilágon, Hubble a mély vízbe indult. Éveken át tanulmányozta a földi égbolton látható két legnagyobb spirálködöt. Az így összegyűlt több száz megfigyelés két hosszú cikkhez vezetett. Mindkettő tömérdek vizsgálat adataitól hemzseg. Az egyik 1926 februárjában jelent meg a Triangulum csillagképben levő, M 33 katalógusszámú ködről, a másik pedig 1928 decemberében az Andromeda-ködröl számolt be. Az M 33 pompás spirál, amely úgy helyezkedik el az űrben, hogy majdnem lapjával fordul felénk, és olyan szép, mint egy naphal. Újfajta, a korábbiaknál érzékenyebb fotoemulziót használva, Hubble újra és újra lefényképezte a 100 hüvelykes távcsővel, a legtisztább éjszakákon, és végül sikerült az égitestet minden kétséget kizáróan csillagokra bontania. Ezt követöen a csillagok közül harmincötről megállapította, hogy cefeida (korábban csak három volt ismert közülük, és ezek is csak feltételesen), majd belőlük kiindulva akkora távolságot kapott az M 33-ra, amely azt még az NGC 6822-nél is távolabbinak mutatta, bebizonyítva róla, hogy a Tejút-rendszertől külön álló, annak határain kívül fekvő spirálgalaxis. Hubble-nak az Andromeda-ködről írt cikke tulajdonképpen már csak a kegyelemdöfést adta meg a témának. Őt megelőzően több csillagász is tanulmányozta már ennek az elbűvölő spirálnak több tucatnyi
fényképét. Hubble háromszázötvenet vizsgált át igen alaposan, közülük több mint kétszázat maga vett föl a teleszkóppal. Ritchey két nóvát talált a ködben; Hubble hatvanhármat fedezett föl benne, és arra a figyelemre méltó következtetésre jutott, hogy az Andromeda olyan népes galaxis, hogy minden évben harminc csillaga robban föl. Megbecsülte méretét és tömegét, és igen helyesen azt is megsejtette, bár talán rossz érveléssel, hogy végül még nagyobbnak is bizonyulhat majd. E dolgozatok közzétételével bolygónk lakói felfedezték azt, amit a tiszta égbolt alatt kifejlődő legtöbb értelmes lény feltehetően előbb vagy utóbb kiderítene - azt, hogy a kozmosz galaxisokra tagolódik. E lassan megszülető felismerést azonnal követte az Univerzum tágulásának felfedezése. Hubble íróasztalán már ott voltak a tágulás bizonyítékai, amikor az Andromeda-ködről írt cikkének korrektúráját olvasta. Miközben több tucatnyi galaxis hozzávetőleges távolságát, méretét és fényességét igyekezett megállapítani, mindegyikük hozzánk viszonyított sebességét is megmérte. Eredeti szándéka az volt - igazán nem túl nagyravágyóan -, hogy meghatározza, milyen gyorsan mozog a Nap, miközben részt vesz Galaxisunk lassú forgásában; mint a körhintán ülőknek, nekünk is meg kellene tudnunk állapítani, hogy milyen gyorsan mozgunk, ha távoli, rögzített tárgyakat nézünk. Hubble föltette, hogy más galaxisok ilyen alkalmas összehasonlítási pontokként szolgálhatnának, akár rögzített helyzetűek, akár véletlenszerűen sodródnak erre-arra a térben. A Nap Galaxisunkon belüli mozgását le lehetne vezetni a többi galaxis látszólagos mozgásából; közülük egyesek bizonyára közeledni látszanának, ha éppen utunkba esnének, mások pedig távolodni. Hubble tényleg megtalálta e hatás nyomát, de közben felfedezett egy teljesen váratlan, egységes és különös dolgot, ami elnyomta a Nap mozgásából eredő látszólagos sebességkülönbséget. Csak néhány közeli galaxisnál mutatkozott meg a várt véletlenszerű mozgás. Az összes többi meglehetősen gyorsan távolodni látszott, és ami a legmegdöbbentőbb volt, minél messzebb volt, annál sebesebben. Két elég egyszerű módja is volt annak, hogy megmagyarázzák a dolgok ilyetén állását. Az egyik szerint Galaxisunk van a Világmindenség középpontjában, és az összes többi galaxis, valamilyen oknál fogva, távolodik tőle, méghozzá annál gyorsabban, minél messzebb van. Ez valószínűtlennek tűnt. A másik magyarázat az volt, hogy az Univerzum tágulóban van. Bármely egyenletesen duzzadó alakzat-ban legyen az pöttyös léggömb, kelő mazsoláskalács vagy galaxisokból felépülő kozmosz - két tetszőlegesen kiválasztott pont távolsága növekedni fog az idő múlásával, méghozzá annál gyorsabban, minél nagyobb volt közöttük a távolság kezdetben. Eddington angol csillagász úgy tette szemléletessé ezt a jelenséget, hogy megkérte diákjait, képzeljék el, mi történnék akkor, ha azt a tantermet, amelyben ülnek (a Világmindenséget), kétszer akkorára akarnák növelni, magukkal vive a padokat és székeket (a galaxisokat). Mindenki azt venné észre, hogy a közeli hallgatóknak csak 0,5-1 méterre kellene elhúzniuk a padjukat a távolság megkétszerezéséhez, míg azoknak, akik a terem átellenes sarkaiban ülnek, sokkal messzebb kellene menniük egymástól, következésképpen tetszőleges idő alatt minél messzebbre tekintenének a teremben, annál gyorsabban látnák távolodni a padokat. Hubble oly módon becsülte meg a galaxisok sebességét, hogy fényüket spektrométerrel szétszórta, és megmérte, hogy a színképükben látható vonalak mennyire voltak elcsúszva megszokott helyzetükhöz képest. Ha egy galaxis közeledik, akkor színképében a vonalak kissé eltolódnak a magasabb rezgésszámú kék szín felé. Ha viszont távolodik tőlünk, akkor a fényhullámok megnyúlnak, s így a vonalak a színkép kisebb rezgésszámú, vörös vége felé tolódnak el. A Hubble által megfigyelt galaxisok színképében, a legközelebbiek kivételével, a vonalak a vörös felé tolódtak el. Meg lehetett állapitani a szabályt: minél távolabbi a galaxis, annál erősebb fényének vöröseltolódása. Hubble felfedezésének alapjai a XIX. század elejére nyúlnak vissza. Egy Bécsben tanító fizikus, Christian Doppler rájött arra, hogy ha egy fényforrás gyorsan közeledik a megfigyelőhöz, vagy távolodik tőle, akkor a forrás fényének színképében fellelhető vonalak hullámhosszának meg kell változnia; mint ahogyan az autókürt hangja is magasabb - rövidebb hullámhosszúságú -, ha a jármű közeledik, és mélyebb - nagyobb hullámhosszú -, ha távolodík. Azt mondjuk ilyenkor, hogy a színképben „Doppler-eltolódás" lépett fel a sebesség miatt. A színképvonalakat igen nagy pontossággal lehetett meghatározni, s ez azt jelentette, hogy a távoli, fényes objektumok - például csillagok - sebességét is pontosan tudták mérni. A Lick Obszervatóriumban dolgozó James Keelernek hamarosan sikerült is Doppler-eltolódást találnia a fényes Arcturus csillag színképében: a vonalak a spektrum kék vége felé csúsztak el, azt jelezvén ezzel, hogy e csillag és a Nap egyre közelebb kerül egymáshoz, amint mindketten végigszáguldanak a Galaxisunkon. Ezt követően széles-körűen alkalmazták a Doppler-eltolódást a csillagok sebességének meghatározására.
A galaxisok fényében jelentkező Doppler-eltolódás megállapítására az első kitartó próbálkozást még Hubble-t megelőzően - egy különc csillagász, Percival Lowell ösztönzésére tették. Lowell előkelő bostoni családból származott, John nevű ükapja a Kontinentális Kongresszus (* Kontinentális Kongresszusnak hívták az amerikai angol gyarmatok 1774-ben összehívott, s 1788-ig több ülést tartó gyűlését, amelyik 1776-ban a függetlenséget is kimondta. 1789-től az új alkotmány szerint megalakult Kongresszus vette át a helyét. - I. J.) tagja volt, Abbott fivére a Harvard Egyetem elnöke, nővére,
Árny pedig költő és John Keats életrajzírója. Lowell a csillagászat iránti szenvedélyét vagyonával párosította, hogy valamit tegyen e tudományért. Az arizonai Flagstaff közelében, egy fenyvesekkel benőtt csúcson építette fel a Lowell Obszervatóriumot, s a tudo-mány mezejére lépett, legalább annyira költői, mint amennyire tudományos indítékból. Meg volt győződve róla, hogy az azóta optikai csalódásnak bizonyult Mars-csatornák a szomjúságtól fenyegetett marsi civilizáció által épített vízi utak, és kitartott a mellett az elképzelés mellett, hogy a spirálködök születőben levő naprendszerek - éppen akkor, amikor a legtöbb szakcsillagász már kezdte elvetni ezt a gondolatot. Ez az idejétmúlt elmélet iránti hűség, egy kis kitérővel, olyan fontos munkához vezetett, amely előfutára volt Hubble vizsgálatainak. Lowell, talán éppen azzal a szándékkal, hogy saját sokszínűségét ellensúlyozza, felfogadott egy Vesto Slipher nevű megfigyelőt. Később kinevezte a csillagvizsgáló igazgatójává. Amennyire könnyen lelkesedett Lowell, annyira türelmes és pedáns volt Slipher, aki soha nem röviditette le a vizsgálatok útját, soha nem tett közzé eredményt mindaddig, amíg biztosan nem tudta, hogy helyes-e. Még akkor is öltönyt viselt és szorosan megkötött nyakkendőt, ha egész éjszaka egyedül dolgozott a távcsőnél. Lowell arra biztatta, hogy készítsen szinképfelvételeket a spirálokról, és hogy vizsgálja meg, van-e bennük nyoma a Doppler-eltolódásnak - abban reménykedve, hogy az eredmények majd alátámasztják a régi, Laplace-féle elméletet. Bár maga Slipher ezt valószínűtlennek tartotta, és úgy gondolta, hogy a spirálokról előbb-utóbb kiderül, hogy galaxisok, kötelességtudóan hozzálátott e ködök színképének elkészítéséhez és színképvonalaik Doppler-eltolódásának kiméréséhez. A nehéz megfigyeléseket többször is megismételte, hogy kellően pontos legyen. Több mint egy évtizedig teljesen egyedül munkálkodott a csillagászat e területén (Lowell csak azért bonyolódott ebbe a kérdésbe, mert hibás alapfeltevésből indult ki, mások pedig egyáltalán nem kívántak vele foglalkozni), és 1925-re már negyvenöt spirál színképvonalainak Doppler-eltolódását ismerte. Slipher nem volt meglepve, amikor látta, hogy eredményei nem támasztják alá Lowell feltevését. Meglepődött viszont azon, hogy a ködök nem véletlenszerűen mozognak az űrben, hanem szinte valamennyien nagy sebességgel távolodnak tőlünk. A jegyzékén szereplő galaxisok átlagos sebességére a színképvonalak vöröseltolódása alapján 650 km/s értéket kapott. De voltak olyan galaxisok is, amelyek 1600 kilométert távolodtak tőlünk másodpercenként. Néhány csillagász, elsősorban Carl Wirtz Németországban, aki látta ezeket az adatokat, valamilyen összefüggést sejtett a spirálködök távolsága és távolodási sebessége között, mivel azonban nem volt több távolságadatuk, az egész elgondolás csak tapogatózás maradt. Az egyetlen ember, aki ismerte ezeket a távolságokat, Hubble volt. 1927-ben végre eléggé pontosan sikerült megmérni a Nap Galaxisunkon belüli keringési sebességét, és így Hubble-nak lehetősége nyilt arra, hogy teljesen világosan lássa: a galaxisok egy nagyszabású és megdöbbentő szabály szerint viselkednek: minél messzebb vannak, annál nagyobb a vöröseltolódás spektrumukban. Hubble, rá jellemzően, igen óvatosan kezelte e felfedezését. Egy szerény kis cikkben látott napvilágot a beszámolója arról, amit egy csillagász később „a XX. század legmegdöbbentőbb tényének" nevezett; nem esett benne szó a Világegyetem tágulásáról, sőt ami azt illeti, magáról a Világegyetemről sem. A Kapcsolat az extragalaktikus ködök távolsága és radiális sebessége között című cikk az egész ügyet eredeti, nagyon is földi alkalmazása szempontjából közelítette meg: mint olyan nehézséget, amely a Nap Galaxisunkon belüli sebességének pontosabb meghatározásánál lép fel. „A közeljövőben várható újabb adatok megváltoztathatják a jelen vizsgálat jelentőségét, vagy - amennyiben megerősítenék - egy sokkal fontosabb következtetésre vezetnének." Ez éppolyan sejtelmesen hangzott, mintha Hubble azt mondotta volna, hogy az ősidők óta állandó bágyadtságban nyugvónak vélt Univerzum keletkezésétől végzete beteljesedéséig tágulásban van. Minden óvatossága ellenére Hubble kezdettől fogva tisztában volt vele, hogy a sebesség és a távolság közti összefüggés, ha megállja helyét, igen hatékony, új eszközt nyújt neki a világűr mélységeinek feltérképezésére. A cefeida típusú változócsillagok már több galaxis távolságát megadták. Hubble, megvizsgálva e galaxisok legfényesebb óriáscsillagait - mint ahogyan Shapley a gömbhalmazokét meg tudta mérni olyan csillagrendszerek távolságát, amelyeknek cefeidái már túl halványak voltak ahhoz,
hogy meg lehessen öket figyelni. Ezenfelül néhány távolságot úgy kapott meg, hogy a galaxisok teljes abszolút fényességét tekintette mércének, de e módszer durva volt. A radiális sebesség és a távolság közötti összefüggés a nagyobb távolságok méréséhez ígért „méterrudat". Ha ugyanis ez az összefüggés igaz, akkor olyan galaxisok esetében, amelyek már túl messze vannak ahhoz, hogy távolságuk egyszerű fényképfelvételükből meghatározható legyen, az kikövetkeztethető vöröseltolódásuk-ból. Távolodási sebességük tájékoztatja a csillagászt távolságukról. 1928-tól kezdve Hubble mindinkább Milton Humasonra, egy különös emberre bízta e még fel nem térképezett távoli világ kutatásának éjszakáról éjszakára ismétlődő feladatát. Humason akkor tűnt fel a Wilson-hegyen, amikor munkát keresve körutazást tett Kaliforniában. Először öszvérhajcsárnak vették fel, majd kisegítő pincérfiú lett a hegycsúcson levő ebédlőben, még később az obszervatórium portása. Allandóan kérdezősködött. Shapleynek és még néhány csillagásznak feltűnt kíváncsisága és intelligenciája, előléptették éjszakai kisegítőnek az egyik kisebb távcsőhöz. Humason értelmesen és szivvel-lélekkel végezte munkáját, és azt is kiügyeskedte magának, hogy néhány rutinszerű észlelést egyedül végezhessen el, előbb a kis, 6 hüvelykes, majd a 10 hüvelykes teleszkóppal. Hubble végül a 100 hüvelykes óriástávcsőnél is kipróbálta, és meg volt elégedve az eredménnyel. Minthogy azonban Humasonnak csupán nyolcosztályos végzettsége volt, Hale sokáig elzárkózott a további előléptetés elől. Végül is megadta magát, és teljes jogú munkatárssá tette. A dolgokat könnyen vevő és természetes Humason ugyanolyan szerénységgel pókerezett az éjszakai kisegítőkkel, mint ahogy Einsteinnel tréfálkozott. Ő lett az összekötő az olümposzi Hubble és a többi csillagász között; Hubble segédjeként dolgozott a távcsőnél, vállára véve az észlelés oroszlánrészét, mialatt főnöke pipázgatott, és az eredményeken elmélkedett. Először a 100 hüvelykes távcső szemlencséje helyére egy erre a célra tervezett, „gyors" lencsét szerelt. (* A fotósok méltányolni fogják, hogy e lencse nyílásviszonya F/0,6 volt.) Miután a már korábban is észlelt galaxisokon kipróbálta, a világűr még távolabbi vidékei felé fordította a távcsövet, oda, ahol Hubble elgondolása szerint egész galaxishalmazok vártak átvizsgálásra, mint az aranyász próbaserpenyőjén a talajszemcsék. A távcsövet egymás után a Pegasus, a Perseus, a Coma Berenices és a Bootes halmazra szegezték; és az a tudomány, amely néhány évvel korábban még abban sem volt biztos, hogy a kozmosz véget ér-e a Tejútrendszerrel, most százmillió fényévekre fekvő területeket kezdett föltérképezni. Derült, holdtalan éjszakákon Humason egy kis acélállványon gubbasztott, 15 méterre a kupola padlója fölött, míg a teleszkóp tubusának sötét sziluettje a kupola rése, a csillagok és az égbolt előtt kirajzolódott. Egy éjszakai kisegitő, aki Humason korábbi munkakörét töltötte be, ült az irányítópult előtt, arcát a vörös fényü éjszakai lámpa alig világította meg. Munkájukat a hegyi szelek zenéje és a távcsövet vezérlő rézsúlyos ingaóra megfontolt ketyegése kísérte. Szaggatott berregés jelezte, hogy Humason magasan a sötétben meg-megnyom egy gombot, hogy a távcső sebességén változtatva a kívánt helyen tartsa a vezetőcsillagot a látómezőben. Ha a vezérlő mechanizmus felmondta a szolgálatot - és ez gyakorta meg-esett -, Humasonnak nem volt más választása, mint nekifeszülni a súlyos távcsőnek, vagy éppenséggel rácsimpaszkodni, hogy a csillag képét a megfelelő helyen tartsa; ő megtette, bármilyen akrobatikus mutatványra is volt szüksége, hogy a látómező változatlan maradjon, mialatt a fotoemulziót átitatta a galaxisok ősi fénye. Ezek az éjszakák Humasont fizikailag éppúgy próbára tették, mint szellemileg. A csillagda kupoláját nem lehet elzárni az elemek kénye-kedve elől. A távcső elé helyezett üvegablak csak gyengítené az amúgy is csak pislákoló fényeket; füteni nem lehet, mert a melegebb levegő felfelé száll, légáramokat keltve, amelyek tönkretennék a nagy távcsőben keletkező képet. Télen a megfigyelő összekuporodik a szemlencsénél, miközben arcán csorog a könny, mélyeket lélegez, hogy visszaverje a reszketés rohamait, és mereven bámulja a vezető-csillagot, egy pillanatra sem veheti le a szemét róla, ha nem akarja, hogy hosszú expoziciójú felvétele vagy spektrogramja tönkremenjen. Amint a távcső nyomon követi az égitesteket az égbolton, a szemlencse ördögi helyzetekbe tud kerülni; erről Shapley és diákjainak az ideális csillagászról szóló dala jut az eszembe, amelyet a Harvardon komponáltak Gilbert és Sullivan (* Arthur Seymour Sullivan angol zeneszerző a múlt század második felében sok operettet komponált William Schi,enck Gilbert szövegkönyve alapján. - I. J.) stílusában:
Kifordul a térd és reccsen a nyak, A hát hétrét s a tekintet vad. Bandzsít a jobb szem, gúvad a bal, És ebben a pózban él és hal. A köztiszteletben álló Rudolph Minkowskival esett meg egy ízben, hogy öt egymást követő éjszakán át végigszenvedte mindezt, hogy egyetlen felvételt kapjon egy rendkívül halvány galaxisról. Az ötödik éjszakát követő hajnalon kimerülten a csillagda sötétkamrájába ment, hogy előhívja a lemezt. De véletlenül nem az előhívóba, hanem a rögzitőoldatba merítette, és ezzel egy pillanat alatt tönkretette az egészet. Mégis megmaradt
csillagásznak.
2. MIÉRT SÖTÉT AZ ÉGBOLT ÉJJEL? „Rendkívül szokatlan észjárás kell ahhoz, hogy valaki vállalkozzék a kézenfekvő elemzésére." ALFRED NORTH WHITEHEAD
Amikorra Humason elérte a Bootes és az Ursa Maior csillagképben levő galaxishalmazokat, már olyan csillagrendszerekkel foglalkozott, amelyek túl halványak voltak ahhoz, hogy a 100 hüvelykes távcsövön át látni lehessen őket. Módszere a következő volt: először az égbolt egy-egy nagyobb területéről készített hosszú expozíciós idejű felvételeket, ezeken megkereste a megfigyelendő galaxisokat, majd becélozta őket az óriásteleszkóppal oly módon, hogy azt a megfelelő égi koordinátákra állitotta, remélve, hogy az égitestek ott vannak a teljesen sötétnek tűnő látómezőben. A beállításra használt osztott körök jó magasan voltak elrejtve a távcső mechanikájában úgy, hogy az éjszakai kisegítő az irányítópultról csak két, külön erre a célra készült kis teleszkóppal tudta leolvasni őket. Humasonnak minden alkalommal meg kellett várnia, amíg a felvételt előhívták, és csak ekkor tudta meg, hogy sikerült-e lefényképeznie valamit. Ezzel a módszerrel olyan galaxisokra bukkant, amelyek másodpercenként több mint 40 ezer kilométerrel, a fénysebesség hetedrészével távolodnak tőlünk. Az új, nagyobb érzékenységű fotoemulziók révén lehetővé vált, hogy még távolabbi galaxisokat is megörökítsenek ugyanekkora expozíciós idővel, és Humason új képein már a galaxisok úgy hemzsegtek, mint egysejtűek a mikroszkóp alatt. Hubble elhatározta, hogy kedvtelésből készít egy olyan felvételt, amelyen ugyanannyi galaxis látszik, mint ahány előtércsillag. Ez 1934. március 8-án sikerült. A látvány olyan volt, mintha papírlapra parti homokot hintettek volna. A foltocskák mintegy fele a Galaxishoz tartozó csillag volt, míg a többiek olyan galaxisok, amelyek milliárdnyi saját csillagnak adtak otthont. Hubble a felvételt „a távcső messzelátó képessége látványos bizonyítékának" nevezte. Hogy emellett még valami mást is érzett-e, arról nem szólt. Wilhelm Olbers német orvos szeretett azzal szórakozni, hogy az éjszakai égboltot pásztázza kis távcsövével, üstökösökre és kisbolygókra vadászva. Ezt a nyugalmas időtöltést az égi mechanika szívós tanulásával egészítette ki. Ő volt az, aki elsőként számította ki egy üstökös pontos pályáját, felfedezve ezzel, hogy az üstökösök Nap-rendszerünknek a bolygók pályáján túli, külvárosi szeméttelepéről származnak. Azt is megállapította, hogy a kisbolygók - ezek a labdányi kődarabok vagy városoknál nagyobb átmérőjű alaktalan sziklatömbök - olyan törmelékövből kerülnek ki, amelyik a Mars és a Jupiter pályája között húzódik. E felfedezései hírnevet hoztak Olbersnek, de ő mégis megmaradt az orvostudomány mellett, és a csillagokat csak időtöltésből tanulmányozta. 1826-ban, hatvannyolc éves korában Olbers rövid cikket írt, amelyben fölvetette a tudomány történetének egyik nyugtalanító kérdését: miért sötét az égbolt éjjel? A XVIII. és a XIX. század folyamán a Világmindenséget általában végtelennek tartották. Ez a nézet elodázta azt a dilemmát, hogy a háromdimenziós világ hogyan lehetne véges (ha volna határa, mi volna azon túl), és Sir Isaac Newton jóváhagyását is bírta. „Ha az a tér, amelyben ez az anyag eloszlik, véges lenne - írta Newton 1692-ben -, akkor az anyag e tér külső részeiből gravitációja folytán a tér belsejében elhelyezkedő anyag felé törekednék; következésképpen bezuhanna a tér közepébe, s ott egyetlen nagy, gömb alakú tömeget alkotna." Ennek az egyáltalán nem lelkesítő állapotnak az alternatíváját Newton egy végtelen Univerzumban látta, amelyet végtelen sok csillag népesít be. „Ha azonban az anyag végtelen térben oszlanék el egyenletesen, akkor sohasem sűrűsödhetnék egyetlen tömeggé - írta -, hanem különböző részei különböző tömegekké sűrűsödnének oly módon, hogy végtelenül sok nagy tömeg állna elő, melyek egymástól nagy távolságokra szóródnának szét a végtelen térben." (* Levél Richard Bentleyhez. Ford.: Fehér Márta. Newton: A világ rendszerérő l. Magyar Helikon, Bp., 1977. 311-312. o.) És valóban, Newton nagy tömegű anyagcsomóin akár galaxisokat is érthetünk. Elmélkedései során Newton az euklideszi geometriára, az akkortájt ismert egyetlen használható geometriára támaszkodott; húsz évszázad földmérési, hajózási, építési és tanítási tapasztalatai bizonyították Euklidész lángelméjét, és egész rendszerét széles körben szinte kinyilatkoztatott igazságnak tartották. Az euklideszi geometria magával hozza a végtelen teret, hiszen például a párhuzamos egyeneseket a végtelenbe kell kiterjeszteni, mielőtt találkoznának, és így, amikor Newton euklideszi fogalmakkal
gondolkodott a kozmoszról, természetszerűleg hajlott arra, hogy végtelennek gondolja. Ez a kép szinte mindenkit kielégített egészen Olbersig. Miért is sötét az égbolt éjjel? Ha valóban végtelen sok csillag van, akkor az égbolt minden zugában csillagokat kellene látnunk összezsúfolódva. Tegyük fel, hogy egy kis látcső két csillagot mutat egy bizonyos területen. Erősebb távcsővel már olyan csillagokat is meg kell látni, amelyek közöttük vannak, és ha még erősebb a teleszkóp, még ezek között is újabb és újabb csillagokat találnánk, egészen addig, míg végül már egyáltalában nem látnánk az égboltot, hanem csak a csillagokat. Más szavakkal, ha Newton világmodellje helytálló, akkor bármilyen irányba is tekintsünk, mindenképpen kell csillagot látnunk. Olbers előtt úgy vélték, hogy a végtelen sok csillag legtöbbjét egyszerűen azért nem látjuk, mert túlságosan messze vannak ahhoz, hogy észre-vehessük őket. (A csillag látszólagos fényessége távolságának négyzetével forditottan arányos, tehát ha a csillag 100 fényévre van tőlünk, egy vele azonos csillag pedíg 200 fényévre, akkor a második csak negyedolyan fényesnek fog tűnni, mint az első.) Olbers kritikusabban vizsgálta meg az egész ügyet, és úgy találta, hogy a korábbi feltevésekkel szemben végtelen sok csillag együttes fényességének le kell gyűrnie hatalmas távolságuk gyengítő hatását. Felismerte, hogy ha valóban statikus, homogén és végtelen Világmindenségben élünk, ahogyan Newton állította, akkor az égboltnak vakítóan fényesnek kellene lennie, mint amilyen fényes a Nap felszíne. És mégis sötét. Ezt nevezik Olbers-paradoxonnak. Korábban, 1744-ben lényegében ugyanezt bizonygatta egy csillagász, a svájci J. P. L. de Chéseaux. Olbers könyvtárában is megvolt Chéseaux könyvének egy példánya, de a jelek szerint sohasem olvasta; így azután a legtöbb tudós elfogadja, hogy magától jutott ugyanarra a gondolatra, mint Chéseaux. Edmund Halley, akit a róla elnevezett fényes üstökösről ismerünk, már Chéseaux előtt fennakadt a paradoxon egy másik változatán, de úgy tűnik, nem ismerte föl annak jelentőségét. Olbers két kiutat is megvizsgált, de mindkettőt el is vetette. Az egyik az volt, hogy kimondjuk: a Naptól távoli csillagok valójában is halványabbakká válnak, de ezzel éppen bizonyítottnak vettük a kérdést. A másik az, hogy az Univerzum végtelen, de a csillagok száma véges. Talán az egész kozmosz nem áll másból, mint a Tejút-ból és az üres térből. Olbers ezt a lehetőséget is elvetette, mert ha a dolog így állana, akkor Newton szerint a Tejútnak össze kellene omlania. (A későbbi vizsgálat bebizonyította, hogy ebben a kérdésben Newton tévedett, de mivel azóta már tudjuk, hogy a Tejútrendszer nem az egyetlen galaxis - korántsem -, így a paradoxon tovább-ra is fönnáll.) Olbers végül is úgy döntött, hogy valószínűleg a csillagközi anyag nyeli el a távoli csillagok fényét. Ez elég ügyes magyarázat volt - Shapley jól járt volna vele, ha komolyabban veszi a csillagközi anyagot -, de nem bizonyult kielégitőnek. Végtelen hosszú idő alatt ugyanis a csillagok fénye fölmelegiti a csillagközi gázt és port, míg éppoly fényesen nem fog ragyogni, s ezzel az egész világ úgy fényleni, mint a Nap. Az Olbers halála után felismert termodinamikai alaptörvények mindezt világossá tették, és így újjáélesztették a paradoxont. Az Olbers-paradoxont mindaddig nem oldották meg, amig Hubble fel nem fedezte a Világegyetem tágulását. Ma úgy véljük, hogy az égbolt azért sötét, mert az Univerzum tágul. Newton kérdésére válaszolva, a világ nem omlik össze, mert tágul. Olbers kérdésére válaszolva, a Világegyetem azért nem kápráztatóan fényes, mert energiakészletének jó részét másra - nevezetesen saját tágítására - kell használnia. A távoli galaxisok fényük oly nagy részét pazarolják el a vöröseltolódás révén, energiájuk oly nagy részét szórják szét a táguló térben és időben, hogy az égbolt sötétnek tűnik. A legutóbbi években néhány elméleti fizikus a Világmindenség tágulását olyan távoli problémákkal is kapcsolatba hozta, mint az idő iránya, vagy hogy miért kell melegítenünk egy teáskanna hideg vizet ahhoz, hogy forrni kezdjen; véleményük szerint ugyanis a termodinamika alaptörvényei a Világegyetem tágulásának követ-kezményei. Ezek a hipotézisek, ha érvényeseknek bizonyulnak, tovább gazdagítják azt az Olbers nevével fémjelzett felismerést, hogy az Univerzum éppúgy az otthonunkba ér, mint amilyen távoli, és hogy az oly megszokott tény, mint az éjszakai égbolt sötétsége, olyan hatalmas dolog következménye, mint a galaxisok egymástól való távolságának állandó növekedése.
3. AZ ÉSZ UNIVERZUMA: KOZMOLÓGIA
„Nyilvánvaló, hogy vagy olyannak kell tekintenünk a Világmindenséget, amely végtelenül, mindörökké és minden irányban terjed, vagy pedig olyannak, amely nem tágul. Mindkét lehetőség beláthatatlan számunkra." Vezércikk a Scientific American 1921. március 13-i számából
Az égi jelenségeket tanulmányozó tudósok Lucretiustól Newtonig, akik a kozmoszt végtelennek vélték, úgy tűnik, nem azért tartottak ki e nézet mellett, mert lelkesedtek érte, hanem azért, mert az ellenkezője még rosszabbnak látszott: a véges, háromdimenziós világnak valahol véget kell érnie, s ez elképzelhetetlen. Ahogyan kétezer évvel ezelőtt egy kínai filozófus, Vang Csung ismerőse kérdezte, majdnem ugyanazokkal a szavakkal, ahogyan még ma is hallható: „Ha a Mennynek is van határa, akkor miféle dolgok lehetnek rajta kívül?" A véges Univerzum gondolatát Lucretius nevetségesnek tartotta. „Tedd fel mégis, hogy valahol van vége a térnek! Nos, ha akadna, ki eljuthatna a leg-legutolsó Szélire annak, s ott egy dárdát messzehajítna, Mit gondolsz, hogy nagy-nagy erővel szállva a fegyver Célhoz jutna-e vagy tán még messzebbre repülne, Vagy fenntarthatná valamely gát, ellene állva?" (* Lucretius: A természetről. I. könyv, 972-977. sor. Ford.: Tóth Béla. Alföldi Magvető, Debrecen, 1957. 39. o.) A véges Világegyetemmel szemben fölhozott legerősebb érvek az olyan képtelenségre vezető gondolatmenetek, mint amilyet Lucretiusnál olvashatunk. De az a gondolat is éppoly paradox, hogy az Univerzum végtelen. Ha ugyanis feltesszük, hogy végtelen sok csillag és galaxis van, akkor szembe kell néznünk Carl Neumann-nak és Hugo Seeligernek azzal a megállapításával, amely szerint ilyen világ-ban nem „működhetne" az általunk ismert gravitáció; a távoli, végtelen tömegek vonzása, ahogyan a két matematikus kimutatta, a kozmosz minden pontjában elnyomná a helyi gravitációt. Ráadásul bármilyen dolog végtelen mennyisége belső szemléleti problémákat is fölvet. Nagy Sándor állítólag sírva fakadt, amikor azt mondták neki, hogy végtelen sok világ létezik, hiszen, ahogy panaszosan mondta, „oly óriási mennyiség van belőlük", és ő eddig csak egyet hódított meg. Persze megvigasztalódhatott volna azzal a gondolattal, hogy a végtelen sok világból álló kozmoszban bizonyára végtelen sok Sándor is van, akik szintén azzal vannak elfoglalva, hogy meghódítsák a végtelen sok Földet. Mégis, minden győzelmük csak végtelenül kicsiny töredéke az egésznek, így talán mégis okkal zokogott a mi helyi Sándorunk. Ebben a gondolatmenetben van valami ésszerűtlen. Ha ehelyett azt javasoljuk, hogy csak a tér végtelen - hogy a csillagok és a galaxisok egy bizonyos távolságon túl már nem népesítik be az űrt, és ezen a határon túl már üres tér húzódik -, akkor nehéz lesz megmagyaráznunk, mit is jelent „a tér" az anyagon túli végtelenben. A tárgyak nélküli tér, ha jól meggondoljuk, megkülönböztethetetlen a térnélküliségtől; erre a következtetésre jutott Newton, Arisztotelész és George Berkeley is. A végtelen és a véges Világegyetem egyaránt zavarja gondolkodásunkat. Most szeretném elmondani, hogy ez az ókori probléma talán megoldódik századunkban. Mindig gyanúsan hangzik, ha azt állitják, hogy régi, fogas kérdésekre mostanában megtalálták a választ. Mégis, valóban feltűnik néhány új dolog is a Nap alatt, és a véges, de határtalan Univerzum gondolata is ilyen. A XIX. században indult meg az a fejlődési folyamat, amely a XX. században hozta meg gyümölcsét, az általános relativitáselméletet. Ez a gondolat szabadította ki a kozmológiát, a Világegyetem egészének fizikai tulajdonságaival foglalkozó tudományt a véges és a végtelen dilemmájából. Két széles eszmeáramlat vezetett hozzá, Ernst Mach tudományos pozitivizmusa és Karl Gauss, Bolyai János, valamint Nyikolaj Ivanovics Lobacsevszkij nemeuklideszi geometriája. A két eszme Einsteinnél találkozott. Kezdjük Machhal. A morvaországi Turasban született 1838-ban. Szegény diákként néhány évet egy osztrák bencés akadémián küszködött végig, majd kilépve egy műbútorasztalosnál tanonckodott. Azután egy morvaországi gimnáziumban folytatta tanulmányait, ahol bár gyűlölte a tanórákat, mégis kitartott, és végül fölvették a főiskolára. Ahogyan Einstein írta róla: „egy gyermek kíváncsi szemével tekintett a világra"; úgy tűnik, a dolgok relativitásának gondolata vezette el őt rendkívüli meglátásaihoz. Egy hidról az alatta áramló vízbe bámulva, beleszédült a gondolatba, hogy a híd az, ami mozog. Amikor az Elbán egy gőzösön hajózott, az szédítette meg, hogy úgy érezte, nem a hajó, hanem a part siklik tova. Egy alkalommal, amikor vonaton utazott, rosszalló tekintettel nézte egy férfi kopottas ruháját, mígnem rájött, hogy önmagát látja egy tükörben. Ezek a serdülőkorban még zavaró érzékcsalódások Machot felnőttként jól szolgálták. Pszichológusként
figyelemre méltó munkát végzett az emberi érzékelés vizsgálatában, fizikusként a hang terjedésének tanulmányozásában (a repülőgépnek a hangéhoz viszonyított sebességét Mach-számmal mérik), és filozófusként, aki azt kivánta, hogy a kutató elméletében ragaszkodjék az adatokhoz, kerülje az abszolút valóságról vagy annak hiányáról szóló kijelentéseket. Mach szerint a tudományos „törvények" az ember mindennapos tapasztalatából erednek, és nem érdemelnek tágabb hatáskört. „A fizika nem az egész Világmindenség... - írta. - Fizikai fogalmaink, bármilyen közel álljanak is a tényekhez, nem tekinthetők e tények teljes és végleges kifejezésének." Mach úgy érezte, hogy Euklidész „magától értetődő" posztulátumait és Newton „abszolút" terét csupán alkalmas segédeszközöknek tekinthetjük, amelyeket abban a pillanatban, minden lelkiismeret-furdalás nélkül el kell dobnunk, mihelyt az adatokhoz jobban illő eszközökre akadunk. Ebben a vonatkozásban Machra nagy hatással volt a XVIII. századi empirista, Berkeley, aki úgy vélte, hogy a dolgok létezésének alapvető sajátsága az, hogy érzékeljük őket, ezért az abszolút teret nem sokra értékelte. Mach az alábbi szavakat olvasta Berkeley Értekezés az emberi megismerés alapelveiről című művében: „Abszolút tér, amely különbözik attól, amelyet érzékeinkkel fogunk fel, és amely a testek viszonyában tükröződik... nem létezhet az értelem nélkül... A testeket magából kizáró tiszta térről még elképzelést sem tudunk alkotni." Képzeljük el, hogy csupán egyetlen gömb létezik az Univerzumban - írja Berkeley. Képtelenek vagyunk elképzelni, hogy ez a gömb forog, hiszen nincs semmiféle vonatkoztatási pontunk, semmi e gömbön túl, hogy megállapithassuk, valóban forog-e. Képzeljünk el két gömböt egy egyébként üres világban. Keringhetnek ezek egymás körül, mint a tamburmajor földobott botjának gumivégei? Ennek a gondolatnak sincs értelme, ha nincs semmilyen külső vonatkoztatási pont. Newton abszolút tere lelki szemeinknek kevés segitséget nyújt. „De tegyük csak föl, hogy megteremtődött az állócsillagok ege - írja Berkeley. - Abból a feltevésből, hogy a gömbök e világ különböző részeihez közelednek, egyszeriben elképzelhetjük a mozgást." A saját korában Berkeley érvei elvesztek Newton árnyékában, de Machot, aki másfél évszázaddal kés őbb olvasta azokat, megragadták ezek a gondolatok. Newton egyik nevezetes, a centripetális erőre vonatkozó okfejtésén elmélkedett. Akasszunk föl egy vödör vizet egy zsinórra, és pörgessük meg; a vízszint az edény falánál megemelkedik, középtájt pedig egy kissé lesüllyed. Mindez Newton szerint annak a következménye, hogy a víz mozog az abszolút térhez képest. Minél többet gondolkodott Mach Newtonnak ezen az állításán, annál kevésbé látszott számára elfogadhatónak. Miféle realitást kellene a láthatatlan és kitapinthatatlan térnek tulajdonítanunk, hogy az feltételeket szabhasson a viznek? Berkeleynél egy lépéssel továbbhaladva Mach úgy okoskodott, hogy ha a vödör forgásáról csak külső vonatkoztatási ponthoz képest beszélhetünk, akkor az az erő is megkívánja ezeket a vonatkoztatási pontokat, amelyik a vödör falánál megemeli a vizet. „Addig nincs kifogásom az ellen, hogy [ezt] forgásnak nevezzük írja Mach -, amíg szem előtt tartjuk, hogy mindez nem jelent mást, mint állócsillagokhoz viszonyított forgást." Nem volt kifogása az ellen sem, hogy „centripetális erőről" szóljunk, mindaddig, amíg figyelembe vesszük, hogy a távoli csillagok nélkül ilyen erő létéről nem beszélhetünk. Mach látszólag elvont álláspontja magában hordta egy olyan kozmosz mélyértelmű képének a magvát, amelyben a tárgyak között ahelyett, hogy azok erővel húznák vagy löknék egymást, egyfajta csendes együttműködés van, s ez számunkra a természet „törvényeként" nyilvánul meg. A tehetetlenség, amely a hagyományos tudományfelfogás szerint az anyag alapvető tulajdonsága, Mach számára egyik tárgynak sem velejárója, csupán az Univerzum összes többi tárgyával való kapcsolatának tükröződése. Hogy mekkora erővel kell meglöknünk egy sziklatömböt, hogy megmozduljon, mekkora lendülettel kell belerúgnia egy futballistának a labdába hazaadáskor, vagy hogy az elgurult pénzdarab megáll-e, mielőtt beleesne a csatornába, mindez a csillagok kapcsolatának ügye. Jóllehet sem Mach, sem más azóta nem magyarázta meg, hogy hogyan működik ez a kozmikus kölcsönhatás (matematikailag sohasem fogalmazták meg), Einsteint megihlette a gondolat. „Mach-elvnek" nevezte el, és azon fáradozott, hogy beépítse az akkor még csak embrionális állapotban levő általános relativitáselméletébe. Einstein 1913 egyik őszi napján meglátogatta Machot, aki akkoriban hetvenöt esztendős volt, félig béna, és nézeteiben eléggé megcsontosodott ahhoz, hogy tagadja az atomok létezését. Az idő tájt az atomelmélet forradalmasította a fizikát, de Mach az atomot csupán amolyan agyszüleménynek tekintette, jól használható fogalmi eszköznek, amelynek önálló realitása nincs. Három évvel korábban Mach keserűen írta Max Plancknak: „Ha az atomok valóságába vetett hit olyannyira fontos az Ön számára, akkor eltaszítom magamtól a fizikusok gondolkodási módját... Köszönettel elutasítom a hivő áldozatát. Jobb szeretem a gondolat szabadságát." A kitaszitott ő volt. Kevés látogatója akadt, és amikor valaki megjelent Bécs egyik külvárosában fekvő parányi otthonában, azt
kiabálta: „Kérem, beszéljen hangosan. Egyéb kellemetlen tulajdonságaimon kívül ugyanis szinte teljesen süket vagyok." Einstein leült, és kellemesen elkiabálgatott vele az atomokról. Nem maradt fenn feljegyzés arról, hogy vajon szó esett-e közöttük Machnak a tehetetlenségről és a térről vallott nézeteiről, de ez a témakör már a zürichi Szövetségi Műegyetemen töltött diákévei idején rabul ejtette Einsteint. Pont mielőtt meglátogatta Machot, egy beszédében célzott arra, hogy olyan gravitációs elméleten dolgozik, amely oly távol esik Newtonétól, mint a rádió Benjamin Franklin sárkányától és kulcsától. ( Franklin selyemből készült, kis villámhárítót hordozó sárkányt engedett fel mennydörgéskor. Az esőtől nedves zsineg levezette a légköri elektromosságot a végére kötött kulcshoz. Ha a kulcsot száraz selyemszalaggal tartotta (azaz elszigetelte magától), a kulcs felé közeledve szikra ugrott át ujjbegyébe. Bizonyos értelemben tehát a sárkány „ad", a kulcs „vesz". - I. J.)
Az általános relativitáselmélet másik előzménye, a nemeuklideszi geometria a matematikusok sok-sok nemzedékének abból a kudarcából nőtt ki, amely azokat a próbálkozásaikat kísérte, hogy Euklidésznek a párhuzamos egyenesekre vonatkozó axiómáját levezessék. Az axióma körülírva azt mondja ki, hogy ha egy sikon húzunk egy AB egyenest, és felveszünk egy rajta kívül fekvő P pontot, akkor a P-n át egy és csak egy olyan egyenest tudunk húzni, amely soha nem metszi az AB egyenest. Ez az egyenes és az AB egyenes párhuzamos egymással; akármilyen véges hosszúságúra meghosszabbíthatjuk őket, sohasem találkoznak. Az axiómát így fejezhetjük ki: „A párhuzamos egyenesek sosem találkoznak." Euklidész, aki az i. e. IV. században írt ezekről a dolgokról, meg sem próbálta bebizonyitani ezt az állítást, minthogy axiómának, magától értetődőnek tételezte föl, de az különös ellentétben volt azzal a négy axiómával, amely az Elemek című művében előtte állt. Ezek tömörek, míg amaz viszonylag terjengős és közvetett. És mig Euklidész a többi axiómáját fölállításuk után alkalmazta is, tételei felépítésénél az ötödikkel szemben bizalmatlannak tűnt, és viszonylag ritkán hívta segítségül. Mindez és más jelek azt a gyanút ébresztették a matematikusokban, hogy a párhuzamosok axiómája egyáltalán nem is igazi axióma, hanem tétel, ami a többi négy axiómából levezethető. Az évszázadok során számtalan matematikus próbálkozott a levezetésével. Mind kudarcot vallott. Kudarcuk Euklidész lángelméjének elismerésévé vált, hisz ő maga nem próbálkozott ezzel. Ahogyan Herbert Turnbull angol matematikus írta: „Van valami méltóság abban, ahogy Euklidész meghagyta ezt a különös, durva kinövést természetes sziklakibúvásként a már szépen elsimított mezőn." A szimbolikus logikában elért új eredmények fényénél a XIX. századra, egymástól függetlenül, három geométer is felfedezte, hogy a párhuzamosok axiómája azért nem volt bebizonyítható, mert nem szükségképpen teljesül. Ez a keskeny átjáró a nemeuklideszi geometriákhoz, az athéni idők óta talán a legnagyobb intellektuális felismerésekhez vezetett. Úgy tűnik, hogy Karl Friedrich Gauss német matematikus volt az első, aki felismerte, hogy Euklidész ötödik axiómájának tagadásával s egy másikkal való helyettesítésével különös, új geometriák építhetők fel. Az eredmény olyan különös volt, hogy bár Gaussnak igen komoly hírneve volt, széles körben a kor legnagyobb matematikusának tekintették, munkáját nem hozta nyilvánosságra, félt, hogy kinevetik. Magyarországon Bolyai János foglalkozott ezzel a kérdéssel, édesapja tanácsa ellenére, aki azt írta neki: „A Parallelákat azon az úton ne próbáld... e pokoli holt tenger minden szirtje mellett elhajóztam és mindenhonnan szétzúzott árboccal és elfoszlott vitorlákkal tértem vissza." Bolyai 1823-ban fölfedezte, hogy a párhuzamosok axiómáját tagadva új geometriát építhet föl, amely éppoly következetes, mint Euklidészé, de teljesen eltér tőle. Nyikolaj Lobacsevszkij ugyanerre a felfedezésre jutott Oroszországban, körülbelül Bolyaival egy időben. Bolyai és Lobacsevszkij geometriáját ma hiperbolikus geometriának nevezzük. A göttingeni Bernhard Riemann gömbi nem-euklideszi geometriát dolgozott ki. Riemann göttingeni kollégája, Felix Klein, az angol Arthur Cayley munkáját felhasználva, bebizonyította, hogy ezek az új geometriák az euklideszivel azonos értékűek. Logikai szempontból valamennyi érvényes. A tudomány hagyományosan úgy tekintette a fizikai világot, bármilyen engedetlennek is tűnt, hogy merev háromdimenziós geometriába van beágyazva. Egy virág, az óceán egy hulláma vagy egy csillag mindig feltérképezhető a balra-jobbra, fel-le, előre-hátra változatlan hálóján. Most meg az újabb felfedezések azt a különös lehetőséget vetik fel, hogy maga a háromdimenziós geometria lehet „görbült", beágyazva négy vagy esetleg még több dimenzió rácsába. A négydimenziós szerkezet vagy elképzelhető, vagy nem - Bertrand Russell meg volt róla győződve, hogy az ember számára lehetetlen elképzelni, mondjuk, egy négydimenziós „szuperkockát", míg a fizikus és fiziológus Hermann von Helmholtz úgy vélte, hogy a gyermekeket meg
lehet rá tanítani. De akár fel tudunk olyan fogalmakat fogni, mint a hipergeometria vagy „görbült tér", akár nem, ki tudunk gondolni olyan módszereket, amelyekkel eldönthetjük, a természet szerintük épül-e fel. Képzeljék el, hogy egy Földhöz hasonló golyó felszínén olyan kétdimenziós teremtmények élnek, amelyek csak előre, hátra és oldalra látnak, a fönt, lent érzékelésére képtelenek. Ezek a lapos földlakók alaposan bejárják a golyót, és megelégedéssel állapítják meg, hogy határtalan, és nincs széle. Ekkor egy lapos Magellán körülhajózza. Fölismerik, hogy bár otthonuk határtalan, mégsem végtelen. A lapos geométerek visszavonulnak, hogy tanakodjanak. Rábukkannak a dolog nyitjára. Egy gömbnek nevezett valami felszínén élünk - jelentik ki. - Nem tudjuk elképzelni ezt a tárgyat, minthogy létezése az általunk ismert két dimenzión kivül egy harmadikat is feltételez, de íme itt van e világ geometriája, amely teljesen racionális és következetes, olyan mint a kör, de egy dimenzióval több. Hogy meggyőzzék a lapos szkeptikusokat, a lapos geométerek egy óriási háromszöget rajzolnak, és megmérik a szögeit. Mivel oldalai finoman kidomborodnak a golyó láthatatlan görbülete miatt, a háromszög szögeinek összege többnek adódik, mint a síkháromszögek esetében, vagyis mint 180°. A láthatatlan dimenzió léte levezethető, bár nem érzékelhető. „Na, tessék - mondják. - Egy háromdimenziós tárgynak, egy gömbnek a felszínén élünk, amely végesnek, de határtalannak tűnik számunkra. A természet több dimenzióban épül föl, mint amennyiről megtanultunk gondolkodni." A nem-euklideszi geometriák megalkotása azt sugallta, hogy mi, háromdimenziós emberi lények is hasonló helyzetben lehetünk, mint az imént bemutatott lapos tudósok. Lehetséges, hogy a Világmindenség nem három dimenzióban épül föl, vagy inkább ahogyan Mach fogalmaz, a Világmindenség sokkal készségesebben válaszol a négydimenziós faggatásra, mint a háromdimenziósra. Az az elképzelés, hogy a természet az általunk megszokottól ennyire különböző szerkezetekben gyökerezik, első hallásra szinte riasztó volt. Ez magyarázhatja, miért nem törekedett arra Gauss, hogy még életében nyilvánosságra hozza munkáját. A nemeuklideszi geometriák kezdetben főként a matematikusokra, filozófusokra és néhány természettudósra voltak hatással, mivel semmiféle bizonyíték nem támasz-totta alá, hogy ezeknek az absztrakcióknak valami közük van a való világhoz. A négydimenziós világok szépen virulhattak a könyvek lapjain, de a Földet és az égboltot még Euklidész és Newton uralta. Vagy legalábbis így tűnt - Einsteinig. 1912-1916 között Zürichben és Berlinben Einstein az általános relativitáselméleten, új gravitációs elméletén dolgozott. A Mach-elv filozófiai szemléletmódján és a nemeuklideszi geometrián kívül felhasználta az erőtér fogalmát, amely az elektromágnességtanból származott, de amelyet igyekezett a tömegvonzásra is alkalmazni. Az eredmény túllépett a gravitáció newtoni felfogásán, amely szerint a tömegvonzás távolba ható erő, de amelyről maga Newton is elismerte, hogy megmagyarázhatatlan. Ahogy Einstein írta: „A távolba hatást felváltotta az erőtér." Einstein elképzelése a teljes elméletről, legalábbis nagy vonalakban, már ezekben az években világos lehetett hiszen az ő intuitív természetfelfogása felülmúlhatatlan volt -, de a részletek kidolgozása nehéznek bizonyult. A nemeuklideszi geometria igen szövevényes, és Einstein korántsem volt matematikus. „A mi matematikus Göttingenünk utcáin bármelyik gyerek többet tud a négydimenziós geometriáról, mint Einstein - írta a geométer David Hilbert, megbocsátható túlzással. - Ennek ellenére - tette hozzá - Einstein végezte el a munkát, és nem a matematikusok." Akárcsak Gauss, aki egyszer azt mondta jókedvűen egyik kollégájának: „Kezemben az eredmény, csak egyelőre még nem tudom, hogyan jutok el hozzá", ugyanúgy Einstein is tudta, mi a célja, de nem volt biztos benne, hogy milyen úton kőzelítheti meg. Ellentétben Gauss-szal,ő nem bízott benne, hogy valaha is megtalálja a helyes utat saját erejéből. Egyik közeli barátja, Marcel Grossmann a nemeuklideszi geometria rajongó híve volt. „Segíts nekem, Marcel, mert különben megbolondulok" - írta neki Einstein. Grossmann gyámkodása mellett Einstein megtanulta tisztelni Hermann Minkowskit, akire diákéveiböl úgy emlékezett, hogy hűvös egyetemi előadó volt és rossz jegyeket adott neki, de most már elismerte róla, hogy az általános relativitás-elmélet egyik központi gondolatának úttörője volt - nevezetesen annak, hogy a nemeuklideszi geometriát lehet alkalmazni a fizikai világra, ha az időt negyedik dimenziónak tekintjük. Amikor a relativitáselmélet berobbant a világba, Minkowski megjegyezte: „Számomra óriási meglepetést okozott, hiszen diákéveiben Einstein lusta kutya volt. Soha nem törődött a matematikával." Grossmann megtanította Einsteint a Ricci- és Levi-Civita-tenzorkalkulus használatára, a
másodfokú differenciálegyenletek bonyolult szerkezetére és Bern-hard Riemann hatvan évvel korábban közzétett nemeuklideszi geometriájának éles elemzésére. (Riemann negyvenedik születésnapja előtt, légzőszervi megbetegedésben meghalt, örökre megválaszolatlanná téve azt a kérdést, hogy milyen közel juthatott a relativitáshoz.) „Csak Riemann magányos és felfoghatatlan géniusza találta meg az utat, már a múlt század derekán, a tér új felfogásához - írta később Einstein -, amelyben a tér többé már nem merev, s meglehet az a képessége, hogy részt vesz a fizikai eseményekben." Newton a teret és az időt egymástól különállónak és abszolútnak tekintette. Einstein viszont úgy képzelte, hogy rugalmas kontinuum egyesíti őket, amely reagál az anyag jelenlétére. A csillagok és a bolygók maguk körül meggyűrik a téridő-kontinuumot, bizonyos értelemben valamennyien egyfajta téridőörvény közepén ülnek. A tömegvonzásnak nevezett kapcsolat azért lép fel, mivel a testek a kontinuum hullámain a legkönnyebb, leghatékonyabb utat követik. A Föld a pályáján, a Nap téridőörvényének belsejében siklik, mint a golyó a rulettkeréken, miközben a Naphoz való vonzódását pálya menti sebessége révén ellensúlyozza. Ez a téridőörvény lejtőjén „lefelé" való törekvés egyenértékű a tömegvonzással, jóllehet gravitációs „erőt" nem feltételez. A fénysugár is követi a kontinuum lejtőit és dombjait. Olyan nyomvonalat követ, amelyet „görbültnek" mondunk, habár ezt háromdimenziós lokálpatriotizmusunk mondatja velünk; a fény annyira egyenesen halad, amennyire a téridő alakja megengedi. Einstein érdeme természetesen nem az volt, hogy kimondta: a tér olyan, mint az örvény, s a bolygók rulettgolyók, hanem az, hogy olyan elméletet alkotott, amely az égitestek viselkedését pontosabban és egységesebben magyarázta meg, mint a korábbi tanok. Az általános relativitáselmélet számot tudott adni a Merkur bolygó pályájának hosszú idő alatt megmutatkozó változásáról, amelyet a newtoni elmélettel nem lehetett megmagyarázni. Megjósolta, hogya Nap közelében elhaladó fénysugár számunkra, háromdimenziós lények számára, elgörbülni látszik, olyan mértékben, mint ahogy Eddington megfigyelte 1919. május 29-én, a Nigéria közelében fekvő Príncipe szigeten egy történeti jelentőségű napfogyatkozás alkalmával. Az általános relativitáselmélet később is kiállta azokat a próbákat, amelyeket a kutatók kísérletei állítottak elé. A relativitáselmélet felfrissítette a kozmológiát. Míg a teret és az időt tehetetlennek és változatlannak tekintették, pusztán színpadnak, amelyen az anyag eljátssza kozmikus szinjátékát, nem volt rá remény, hogy bármiféle kiutat találjanak abból a két, egyaránt illogikus feltevésből, hogy az Univerzum véges, illetve végtelen. De most a relativitáselmélet megmutatta, hogy a galaxisok közötti gigantikus térségekben a tér és az idő annyira meggyűrődhet, hogy mondhatjuk: magának a Világmindenségnek van alakja. Tegyük fel, hogy ez négydimenziós gömb. Az ilyen univerzum véges - hiszen véges számú galaxist tartalmaz -, de határtalan is: egy örökké élő űrhajós körülutazhatná az egészet anélkül, hogy bárhol határát érné, jóllehet végül is bejárta e világ minden galaxisát. E galaxisok bármelyikében levő megfigyelők a lágyan görbülő fénysugarak irányába tekintve mindenfelé további galaxisokat látnak; nincs olyan határ a térben, ahová Lucretius lándzsavetője jegyet válthatna, hogy elvégezze kísérletét. (* Ha az Univerzum a véges múltban jött létre, akkor ezt a kezdetet az egyik időbeli végének tekinthetjük. Eppen ez az, amire a legtöbb csillagász manapság gondol, ha a világ végéről beszél. Lásd még a 8. fejezetben.)
Így azután a paradoxon megoldódik. „A véges, de határtalan térnek a gondolata a világ természetéről valaha is megalkotott elképzelések közül az egyik legnagyobb" - örvendezett a fizikus Max Born. A Világmindenségnek számos más, szabályos négydimenziós alakja lehetséges. A modellek három csoportba oszthatók: a „zárt" világokéba, amilyen az imént bemutatott véges, de határtalan gömb, a „nyílt" vagy hiperbolikus világokéba, és a „lapos", azaz euklideszi világokéba, amely a két előbbi közötti eset. A valódi világ feltehetően csak egyiküknek felelhet meg a három közül. A kérdés az, hogy melyiküknek. 1916-ban, amikor nyilvánosságra került az általános relativitáselmélet, a csillagászat még nem vállalkozott annak eldöntésére, hogy milyen a Világegyetem alakja, hiszen még abban sem volt biztos, hogy van-e valami Tejutunkon kívül. A kozmológusok nem az égbolt, hanem az einsteini elméletben rejlő lehetőségek tanulmányozásával voltak elfoglalva. Ez kellemes munka volt - a relativitáselmélet matematikai kifejtését szemlélni olyan, mint egy Bach-fúgát hallgatni -, ráadásul meglepő következtetésre vezetett: a relativitás-elmélet magába foglalja az Univerzum tágulását. (* Pontosabban, annak értelmében az Univerzum nem maradhat tartósan nyugalomban. - A ford.) Einstein ezt már korábban észrevette, de még őt magát is nyugtalanította. Az, hogy a Világmindenség
tágulásban lehet, „olyan jóslat volt, ami túl fantasztikusnak tűnt megalkotója számára ahhoz, hogy elhiggye" - írta John Wheeler fizikus évekkel később. Minden csillagász, akivel Einstein beszélt, azt mondta neki, hogy a világ statikus és változatlan, de amikor Einstein megpróbált az általános relativitáselméletre alapozva olyan kozmológiát teremteni, amelyik egybevág ezzel a nézettel, az elmélet ellenállt erőfeszítésének. Azt sugallta, hogy a Világmindenség nem lehet nyugalomban. Pályafutása során először Einstein elvesztette magabiztosságát, és megtorpant. Hogy a relativitáselmélet azt a statikus Univerzumot írja le, amelyet a valósággal megegyezőnek tartottak, egyenleteibe egy új tagot vett be, a görög ábécé lambdájával jelölt „kozmológiai állandót". Ez egy nagy távolságokon érvényesülő antigravitációfélét jelentett. Célja az volt, hogy lehetővé tegyen olyan relativisztikus világmodellt, amely se nem tágul, se nem omlik össze. Einstein közzé is tett egy olyan kozmológiát, amelyben szerepelt ez a kifejezés, de hamarosan megbánta. Kél éven belül arra a megállapításra jutott, hogy a kozmológiai állandó „súlyos kárt okoz az elmélet formális szépségének". Három évvel később saját maga jelentette ki, hogy ez „az elméletet bonyolulttá teszi, s komolyan sérti annak logikai egyszerűségét". 1931-re teljesen elvetette, s tudományos tevékenysége legsúlyosabb baklövésének bélyegezte. Eközben a kozmológusok a relativitáselmélet hatékony, új eszközét Európa-szerte kevesebb óvatossággal használták. A krétával táblára vetett jelek halmazából feslő bimbóként virult ki a kozmosz, úgy táncolt, mint a betanított medve, hátborzongató számításokban horpadt és csavarodott láthatatlanul. Ez azonban csupán a gondolat kozmosza volt. Kevesen hitték el, hogy a valóság ilyen féktelen lehet. Willem de Sitter, a Hollandiában levő Leideni Obszervatórium igazgatója, szinte azon a napon, amikor az Einsteintől érkező levélben kézhez kapta a relativitáselmélet egy példányát, új kozmológiai modelleken kezdte törni a fejét. Ennek a hagyományos külsejű, fehér szakállas és kellően szórakozott csillagásznak rendkívül hajlékony és termékeny észjárása volt. Az egyszerűség kedvéért számításait arra a feltevésre alapozta, hogy az Univerzum tökéletesen üres. Ez a megközelítés kérdésesnek látszik, hiszen tudjuk, hogy a valóságos világban igenis van anyag, magunkat is beleértve, de Sitter azonban ezt a modellt a valóság megközelítésének szánta, olyan matematikai ötletnek, amely talán mond valami érdekeset is. Végül is, akárhogy is van, a kozmosz legnagyobbrészt űr - mondhatná -, akkor hát mi lehetne a baj egy olyan kozmológiai modellel, amely csupa űr? A de Sitter-féle Világegyetem tágul, ami geometriáját illeti, de ahogyan megalkotója széles mosollyal megjegyezte, akár statikusnak is vehető, mivel nincs benne semmi, ami tágulhatna. Eddington anyagrészecskéket helyezett ebbe az üres Univerzumba, és arra a következtetésre jutott, hogy azok szét akarnak repülni. De Sitter azonban eleinte nem vette túlságosan komolyan ezt a következményt. Elsősorban a sokat vitatott „de Sitter-hatással" foglalkozott, azzal a matematikai furcsasággal, hogy a modelljében a messze levő tárgyak távolodni látszottak akkor is, ha egyáltalán nem mozogtak. Ezt a hatást a későbbiekben kétségbe vonták, legalábbis ami a való világot illeti, de addigra már jó néhány kutatót megzavart, közöttük Hubble-t is. Az első olyan kozmológiai modellt, amely világosan kimondta, hogy a Világmindenség tágul, 1922-ben hozták nyilvánosságra. Megalkotója egy orosz matematikus, Alekszandr Fridman volt, aki Pétervárról, szinte a partvonalról figyelte a relativitáselmélet körüli, egyre növekvő lármát. Mint a többi kozmológusnak, Fridmannak sem volt megfigyelési bizonyítéka arra, hogyan viselkedik valójában az Univerzum; az ő módszere, éppúgy, mint tudóstársaié, abban állt, hogy elmélyült a relativitás matematikájában, kereste, van-e olyan korábban észre nem vett „emeltyű" benne, amit meg lehetne húzni, vagy sebességváltó, amelyet sebességbe lehetne tenni. Munkája akkor nyerte el jutalmát, amikor észrevette, hogy Einstein algebrai hibát követett el a kozmológiai állandóval bővített modelljében, lényegében azáltal, hogy olyan mennyiséggel osztott, amely bizonyos esetekben nulla is lehet. Amikor Fridman kijavította ezt a hibát, az Einstein-féle Univerzum azonnal elvesztette nyugalmát, és mozgásba lendült. Fridman úgy találta, hogy a kezdeti feltételektől függően a világ tágulhat, összehúzódhat vagy akár lüktethet is, mérhetetlen időkig tágulva, majd összeomolva. A relativitáselmélet, dacolva Einstein erőfeszítésével, hogy megfékezze, dinamikus kozmoszt hordozott magában. Hogy a való világ tényleg így viselkedik-e, olyan kérdés volt, amelyre csak a megfigyelés adhatott volna választ, de az idő tájt a megfigyelő csillagászok - nagyobbára - alig tudtak valamit a kozmológiáról, sok kozmológus pedig szinte semmit sem tudott a csillagászatról. Az új óriásteleszkópok Amerikában voltak, míg a kozmológiai vizsgálatok elsősorban Európában folytak, hiszen e tudományág művelői a leideni, a berlini és a cambridge-i egyetemen dolgoztak. A két területet elválasztó szakadékra utal, hogy szinte tudomást sem vettek Sliphernek a Lowell Obszervatóriumban végzett munkájáról, amelynek
során a spirálködök fényének színképében levő vonalak eltolódását tanulmányozta. Abban az esztendőben, amikor Fridman közzétette első tanulmányát a relativisztikus kozmológia témaköréből, Slipher már negyven olyan galaxist tartott számon (bár eredményeit még nem publikálta), amelyek négy kivételével mind vöröseltolódást mutattak. Ez komoly, bár csak előzetes bizonyíték arra, hogy a Világegyetem tágul. Ez a lista igazán számot tarthatott volna Einstein, Fridman vagy bármelyik más, Fridman munkásságát ismerő kozmológus érdeklődésére, de úgy tűnik, hogy egyiküknek sem volt tudomása róla. Persze az is igaz, hogy Slipher egy hihetetlenül elszigetelt obszervatórium munkatársa volt, amelynek főtitkára az intézethez nem tartozó csillagászok hivatalos, érdeklődő leveleire azzal válaszolt, hogy egyszerűen eldobta őket. De bizonyos fokig minden amerikai csillagász el volt vágva attól a forradalomtól, ami az óceán túlsó partján zajlott az elméleti kozmológiában. Fridman táguló Univerzumát, meggyőző csillagászati bizonyítékok híján, matematikai furcsaságnál alig többre tartva az a néhány szakember is félretolta, aki vette magának a fáradságot, hogy elolvassa. Einstein rövid, udvarias hangú, de lelkesnek nem nevezhető levélkében köszönte meg a dolgozatot. Fridman egy meteorológiai léggömbön kemény hidegben tüdőgyulladást kapott, és elhunyt, túlságosan korán ahhoz, hogy megtudja, mekkora is eredményének jelentősége. Fridman halála után elmélete annyira visszhangtalan maradt, hogy amikor egy fiatal belga kutató alig öt évvel később ugyanezzel a kérdéssel kezdett foglalkozni, a nyomát sem találta meg, így nem tudva róla, kénytelen volt keservesen megismételni Fridman több számítását, s szinte ugyanarra az eredményre jutott. Ez a fiatalember a louvaini egyetem relativitáselmélet- és tudománytörténettanára, Georges Lemaitre abbé volt. Fridmanhoz hasonlóan ő is megtalálta a relativitáselméletben a táguló, az összehúzódó és a lüktető világmodell csíráit. Alaposan végiggondolt kozmológiai modelljeiről szóló dolgozatát egy nem túlságosan széles körben olvasott folyóiratban (a másodvonalbeli Annals of the Brussels Scientific Societyben) tette közzé, és az, lényegében éppúgy, mint Fridman elmélete, feledésbe merült. Lemaitre megjósolta, hogy a Világegyetem tágulhat, és hogy ezt a galaxisok szinképében kimutatható vöröseltolódás erősítheti meg. Valószínűleg olvasta Slipher vöröseltolódás- táblázatát, amelyet valamikori tanára, Eddington épp akkortájt tett közzé. 1927-et irtak; ez volt az utolsó olyan évek egyike, amikor a csillagászok és a kozmológusok még nem elegyedtek komoly párbeszédbe egymással. A Louvaintől a Föld kerületének mintegy harmadára fekvő Wilson-hegyen Edwin Hubble épp azon munkálkodott, hogy kapott adataiból megrajzolja az egymástól távolodó galaxisok portréját. Később, amikor felfedezése nyomán a két tudományterület kapcsolatba került, Hubble könyvet készült írni The Observational Approach to Cosmology (A kozmológia a megfigyelés oldaláról) címmel, de akkoriban még szinte semmit sem tudott a kozmológiá-ról. Fridman és Lemaitre munkásságát sem ismerte. Olvasta ugyan de Sitter közleményeit, de csak annyira értette meg őket, hogy a galaxisok színképében megfigyelt vöröseltolódást a nem létező „de Sitter-effektusnak" tulajdonította. Miután Hubble felfedezte a vöröseltolódás-távolság közötti összefüggést, s ezzel lényegében bizonyítékot szolgáltatott az Univerzum tágulására, „Einstein általános relativitáselmélete igazi fizikai elmélet rangjára emelkedett - írta egy későbbi kozmológus, William McCrea. - Mindaddig csupán a klasszikus fizikától való parányi eltéréseket jósolta meg. Most azonban a tudománytörténet legnagyobb horderejű jövendölése Hubble azonban nem tudott erről, amikor 1929-ben közölte mérföldkőnek számító dolgozatát. Hubble 1930-ban ismerkedett meg Lemaitre kozmológiai modelljével, Eddingtonnak egy félig-meddig népszerűsítő cikkéből. Így az Univerzum tágulásáról szóló hír végre elérte azt az embert, aki az égboltot szemlélve meg is győződött róla. Amennyire ma ismerjük, dolgozószobájában Hubble biztosan dzsiggelt egyet, de az arca a nyilvánosság előtt ezúttal is olyan merev volt, mint mindig. Éveken keresztül vonakodott még csak el is ismerni azt, hogy megfigyelései alátámasztják az Univerzum tágulásának elméletét. 1937-ben végül kényszeredetten beadta a derekát. „Nos, lehetséges, hogy a ködök ilyen különös módon távolodnak. Az elképzelés azért eléggé riasztó."
4. A „VISSZATEKINTÉSI IDŐ" „...minden harang, amely valaha is megkondult, zúg még a hosszú, elhaló fénysugarak mentén..." WILLIAM FAULKNER
Volt azonban Hubble modelljében egy kellemetlen probléma. Hibásak voltak a számadatok. Először is, minden más csillagrendszer kisebbnek tűnt, mint a miénk. Az M 33-as galaxist például csupán huszadakkorának, az Andromeda-ködöt pedig talán ötödének becsülték, mint a Tejútrendszert. Vagy a számértékek rosszak, vagy az Univerzum volna olyan, mintha Galaxisunkat csupa parányi csillagrendszer venné körül, mint ahogy a kiskutyák körülugrálják a nagy kutyát, bár ez utóbbi esetben gyanúsan kitüntetett helyzetben kellene lennünk. Másodszor, Hubble számos gömbhalmazt talált az Andromeda-köd körül, amelyek éppúgy galaktikus halót alkottak körülötte, mint ahogy a Shapley által vizsgált halmazok a Tejútrendszer körül. Hubble számításaiból az következett, hogy vagy az Androme-da-köd van távolabb, mint gondolták, vagy pedig az ottani gömb-halmazok valamilyen okból halványabbak, mint a mieink. Harmadszor, ha az Univerzum tágulását jellemző Hubble-paraméterre alapozva megpróbálták visszafelé kiszámítani a világ sorsát, azt kapták eredményül, hogy az egész kozmosznak, jóval rövidebb idő alatt, mint amennyit a geológusok a Föld korára mondanak, óriási sűrűségűvé kellene összeállnia. Ez a három ellentmondás - a galaxisok viszonylagos kicsinysége, gömbhalmazaik halványsága és a kozmosz gyanúsan fiatal kora - Hubble munkájának éveken át hiányossága volt, de becsületére legyen mondva, meg sem próbálta elkendőzni őket. Különféle elméletek láttak napvilágot, hogy mással magyarázzák a vöröseltolódást, ne a távolodási sebesség hatásával, de egy sem volt közülük elég meggyőző, és Hubble, jóllehet kacérkodott néhányukkal, mégsem hagyta magát elcsábítani. De Sitter az ellentmondáson bizarr gondolattal tette túl magát: „Végül is - írta - az «Univerzum» éppúgy hipotézis mint az atom, és meg kell engednünk neki, hogy úgy viselkedjék, és olyan tulajdonságai legyenek, amelyek véges kiterjedésű anyagi struktúra számára ellentmondásosak és megengedhetetlenek." De Hubble ezt a magyarázatot is elutasította. „Meglehetősen súlyos dilemmával kell farkasszemet néznünk - írta. Vannak néhányan, akik szívósan kitartanak amellett, hogy a Föld jóval öregebb lehet, mint amióta az Univerzum tágul. Mások véleménye szerint azon a zsúfolt, nyüzsgő tegnapon az események ritmusa gyorsabb volt, mint a mostani fölpuffadt világban; a fejlődés azután megdolgozta a teret, és a fennmaradt halovány nyomokba, tévesen, beleolvassuk a múlt nagy távolságának bizonyítékát. Tudásunk túl szegényes ahhoz, hogy megbecsülhessük az ilyen spekulációk értékét, azok mégis megtévesztő érvelésként hangzanak, a nehézség erőltetett megoldásának tűnnek." Három évtizedbe telt, míg az adatokat sikerült helyesbíteni, mivel többféle hibát tartalmaztak, amelyeket sem elméletileg, sem megfigyeléssel nem lehetett egyik napról a másikra megszüntetni. Felismerésükhöz előbb meg kellett értenünk, hogyan működnek a csillagok - ezt a fizikusoknak és a csillagászoknak az új tudományágban, az asztrofizikában való együttműködése hozta meg -, és még nagyobb távcsövet kellett építeni. Mindkét területen George Ellery Hale játszotta a fő szerepet. Amikor Einstein és Hubble 1931-ben találkozott a Wilson-hegyen, végérvényesen leomlottak az elméleti fizikát a csillagászattól elválasztó falak. Hale felügyelt a „bontásnál". Ragaszkodott hozzá, hogy az általa fölépített három óriási csillagvizsgáló - a Yerkes, a Wilson-hegyi és a Palomar-hegyi - kapjon spektrográfot, sötétkamrát és olyan műhelyeket, amelyek ahhoz szükségesek, hogy az obszervatóriumok fizikai kutatólaboratóriumokká válhassanak, ahol a csillagok nemcsak megfigyelhetők, de elemezhetők is. Az eredmények közzétételére megalapította, és hosszú időn át szerkesztette az Astro-Physical Journalt, amelynek címéből egy idő után - ahogy erősödött a kapcsolat a két tudományág között kimaradt a kötőjel. A modern csillagászat munkastílusa, a rámenős szondázás, szinte az égbolt „fölboncolása", sokkal inkább Hale műve, mint bárki másé. Az egész Hale Nap-imádatából fejlődött ki. Még gyermekként tanulta, hogy a napfényt elemzésre fel lehet bontani. Ebből a felfedezésből többé nem tudott „kigyógyulni " . Olyan izgalommal mélyült el a Nap színképének tanulmányozásában, mint amilyennel Kolumbusz vizsgálgathatta Pierre „Imago Mundi" világtérképét. Húszesztendős korában feltalálta az első, igazán jól használható spektroheliográfot, egy olyan műszert, amelynek segítségével a nap-korong képét a napszínkép egyetlen vonalának megfelelő hullámhosszú sugarak révén készíthetjük el. Bizonyos hullámhosszokon a Nap felszíne éppoly bonyolultnak mutatkozott, mint az élő sejt. Másokon olyan léggömbhöz volt hasonló, amelyen elefántcsontszínű foltocskák sorakoznak. A spektrohelioszkóp, a Hale által évekkel később megépített másik műszer lehetővé tette, hogy
közvetlenül és folyamatosan is tanulmányozhassák a Napot egzotikus jelmezeiben. Hale nagyon komolyan úgy vélte, hogy benne élünk az Univerzumban, és hogy a közeli objektumok vizsgálatával éppannyit tanulhatunk róla, mint a távoliakéval. „A Nap csillag, az egyetlen csillag, amelynek jelenségeit részleteiben is tanulmányozhatjuk" - mondta kifogyhatatlan épitési tervei támogatóinak. Olvasta Darwint, és meg volt róla győződve, hogy a fizika és csillagászat együttműködve éppúgy felderitheti a csillagok fejlődésének útját, mint Darwin a hagymáét ,",s a marhákét. 1908-ban Hale - talán egy évszázaddal is megelőzve korát - ezt a profetikus kijelentést vetette papírra: „Ma már abban a helyzetben vagyunk, hogy úgy tekinthetünk az evolúció vizsgálatára, mint egyetlen óriási problémára, amely a csillagoknak a ködökben való megszületésével kezdődik, és azokban a nehéz és bonyolult tudományokban éri el csúcsát, amelyek nemcsak arra törekszenek, hogy megmagyarázzák az élet jelenségeit, hanem arra is, hogy számot adjanak azokról a törvényekről, amelyek az emberi lényekből felépülő társadalom működését szabályozzák." Hale távcsőépítő pályája a New York állambeli Rochester egyik szállodájának, a Powers Hotelnek a verandáján kezdődött egy késő délutánon. Miután a szállodában tartott összejövetelen egy tudományos dolgozat felolvasása befejeződött, kollégáival társalgott. Egyszer csak megütötte a fülét egy kiváló lencsecsiszoló, Alvan Clark megjegyzése: a dél-kaliforniai egyetem egy párizsi optikai cégtől objektívlencséket rendelt egy 40 hüvelyk (101,6 centiméter) átmérőjű csillagászati távcsőhöz, de nem tudja kifizetni az árukat. A két öntött üvegpogácsa - amelyet ha megfelelő alakúra csiszolnak és egymáshoz illesztenek, egy csillagászati refraktor tárgylencséjeként szolgálhat - egy párizsi raktárban hever. A dolog felkeltette Hale érdeklődését. Egy 40 hüvelykes lencsés távcső a legnagyobb ilyen műszer lenne a világon, felülmúlná a Lick Obszervatórium 36 hüvelykes (91,4 centiméter) refraktorát. Rengeteg pénz kellett volna azonban ahhoz, hogy megvegye az üvegtömböket, hogy a kívánt alakúra csiszoltassa őket, és hogy egy csillagvizsgálót építtessen köréjük, de Hale gazdag család fia volt, és úgy érezte, hogy elő tudná teremteni az összeget. Visszatérve Chicagóba, körbejárta a számításba vehető emberbarátokat. Zsebre vágott egy halom udvarias visszautasítást, míg végül összetalálkozott Charles Yerkesszel, akit sikerült megnyernie. Éveken át tartó alkudozás és érvelés következett, de a makacs Yerkes végül is centenként megadta, amit megígért, és 1897. október 21-én felavatták a Yerkes Obszervatóriumot, amelynek igazgatója az akkor huszonkilenc éves Hale lett. A Wisconsin állambeli Williams Bayben alig kezdte meg működését az obszervatórium, amikor Hale felköltözött a Wilson-hegy tetejére, egy elhagyott kunyhóba, hogy egy kis távcsővel vizsgálgassa az éjszakai égboltot. Miután meggyőződött róla, hogy a hely alkalmas a csillagászat számára, pénzt gyűjtött egy ott felépítendő napmegfigyelő állomásra. Ezután következtek a hatalmas, a messze űrbe látó tükörteleszkópok, kezdve a 60 hüvelyk (152,4 centiméter) átmérőjűvel, amelynek főtükrét apjától kapta ajándékba. Noha Hale jó fizikai kondícióban volt - mindig könnyed, siető léptekkel tette meg a Wilson-hegyre vezető utat -, idegrendszeri zavarokban szenvedett, amelyeket súlyosbított a megfeszített munka, a milliomosokkal és alapítványaikkal való körmönfont alkudozás és a félelem, hogy nagyra törő tervei kudarcot vallanak. Amikor 1917. november 7-én átadták a 100 hüvelykes (254 centiméter) távcsövet, Hale belepillantott a szemlencsébe, és egy csillag képe helyett egymásra csúszott korongok elmosódó tömegét látta. Amint később kiderült, a tükör tökéletes volt. Csak átmenetileg torzult el, amikor aznap délután egy munkás hagyta, hogy a kupola résén át rásüssön a Nap, s emiatt a vastag üvegkorong kitágult. De Hale, aki álmatlanul hánykolódva várt hálóhelyén hajnalí fél háromig, amíg a tükör vissza nem nyerte eredeti alakját, olyan súlyos megrázkódtatáson esett át, hogy egyikét szenvedte el azoknak a töréseknek, amelyek még többször megszakitották pályafutását. Álmatlanság, fejfájás, lábzsibbadás gyötörte, és nem tudott olvasni. Képzeletében egy kis ember jelent meg, s kisérte álmatlan éjszakáin. Hale eldiskurált ezzel a barátságos manóval, és attól rettegett, hogy megörül. Az orvosok tanácsára 1922-ben lemondott a Wilson-hegyi obszervatórium igazgatói tisztéről, és elhatározta, hogy nyugalomba vonul. Pasadenai otthona közelében épített egy kis napmegfigyelő obszervatóriumot, fölszerelte műszerészműhellyel és egy 12 hüvelykes lencsével, amelyet még egyetemista diákként használt. Ekkor találta fel a spektrohelioszkópot, fedezte fel a napfoltok mágneses tulajdonságait, és jósolta meg, hogy a napkitörések nyomán rádióviharoknak kell jelentkezniük a Földön. Könyveket és cikkeket írt. Megpróbált pénzt szerezni, hogy csillagdát építtethessen a déli féltekén, de hamarosan ismét visszakerült a pszichiáter díványára. Addigra a nagyközönség egyre barátságosabban fordult a tudomány felé, és Hale mind könnyebben érte el sikereit. Hubble, Shapley és mások Hale vezetése alatt elért eredményei felebresztették az amerikai
kíváncsiságot és büszkeséget, míg az európai tudományos élet iránti lelkesedés csökkent. Hale maga is lehúzott egy évet egyetem utáni továbbképzésként a berlini Fizikai Intézetben, miközben annak a Yerkes Obszervatóriumnak a tervrajzait ellenőrizte, ahová majd visszatér igazgatónak. Az amerikai kutatóknak ahhoz a talán legutolsó nemzedékéhez tartozott, amelyik még elengedhetetlennek tartotta, hogy tanulmányait az Óvilágban fejezze be; nem sokkal később Hitler is támogatást nyújtott ahhoz, hogy a világ tudományos központja nyugat felé tolódjék el. 1932-ben Einstein és felesége összecsomagolt egy - mint felesége hitte - rövid kaliforniai útra. Einstein kérte, hogy jól nézze meg villájukat, mert „sosem fogod többé viszontlátni". Utazásukból örökös száműzetés lett. A náci rohamosztagosok kifosztották a házat. Hale egyik cikke, amelyben új óriásteleszkóp felállitását javasolta, meghallgatásra tatalt. „A Föld felszínének minden négyzetmérföldjére jut csillagfény - írta -, és a legtöbb, amit tehetünk, hogy egy mindössze 100 hüvelyk átmérőjű területről összegyűjtjük azt, és egy pontba irányítjuk." Egy óriásteleszkóp természetesen igen sokba kerülne, de „ha az égi kincsek összegyűjtésének költsége felül is múlná azt, amennyibe Morgan vagy Flint elásott kincsesládájának kutatása kerül, minden bizonnyal a gazdag nyereség reménye is nagyobb". A Palomar-hegyen fölállítandó 200 hüvelyk (508 centi-méter) tükörátmérőjű távcső költsége hatmillió dollárra rúgna. A Rockefeller-alapítvány ajánlotta fel az összeget oly készségesen, hogy az még magát Hale-t is meglepte. A 16 láb és 8 hüvelyk átmérőjű tükör üvegtömbjét a New York-ban működő Corning Glass Company öntötte ki. Hogy kellő gyakorlattal láthassanak a munkához, az üveggyártók előbb egy teljes tükörnemzedéket készitettek távcsövekhez. Két 61 hüvelyk (155 centiméter) átmérőjű üvegtömb Shapleyhez került a Harvardra, egy 76 hüvelykes (193 centiméter) Torontóba, egy 82 hüvelykes (208 centiméter) Texasba a McDonald Obszervatóriumba, egy 98 hüvelykes (249 centiméter) a michigani egyetemre, míg végül egy 120 hüvelykes (305 centiméter) a Lick Obszervatóriumba. A folyékony pyrexből kiöntött 200 hüvelykes tükröt, amelynek hátoldala méh-sejtszerkezetű volt, hogy ne legyen olyan nehéz, zárt téglakemencében hűtötték egy álló esztendeig. Amikor egy közeli folyó árvizet okozott, az üveggyáriak az egész Corning üzemet homokzsákokkal vették körül, hogy feltartóztassák az áradó vizet, nehogy az lehűtse a kemencét, és elpattanjon az üvegkorong. Az elkészült nyers tömböt külön erre a célra épített vasúti kocsin, acéltokban, élére állítva szállitották óránként 40 kilométeres sebességgel. Az iskolás gyerekek országszerte megbámulták a különös szállítmányt. Pasadenában a fehér köpenybe öltözött optikusok két évig csiszolták a tükröt, akkor a háború félbeszakította munkájukat, majd még két évig csiszolták; 5,25 tonnányi üveget távolítottak el ahhoz, hogy a nyers korongból olyan paraboloid tükröt kapjanak, hogy azt ezeratomnyi vastagságú alumíniumréteggel bevonva, a csillagok fénye élesen, sík gyújtófelületre essék. Az optikusok olyan pontosan dolgoztak, hogy a kész tükör felülete sehol nem tért el két milliomod hüvelyknél (0,000 05 milliméter) nagyobb mértékben az ideálistól. Ez nagyobb pontosság annál, mint amelyet a földi légkör zavaró hatásai miatt a gyakorlatban egyáltalán ki lehet használni. Ez számukra hiúsági kérdés volt. A 200 hüvelykes távcső és a köré tervezett kisebb távcsövek kupoláit egy 1700 méter magaságban fekvő legelőn állították föl, ahol az előzetes vizsgálatok szerint a levegö tisztasága és nyugodtsága - amit a csillagászok összefoglalóan „seeing"-nek (látásnak) neveznek - a lehető legjobb volt. (* A csillagvizsgálókat azért szokás magas hegyekre telepíteni, hogy kiemeljék ők e t a légkör alsó, s űr ű és örvénylő rétegeibő l. Elméletileg minél magasabban állítják fel a teleszkópot, annál jobb. A gyakorlatban részben a hegyre vezető utak építési költsége és a magas csúcsokon uralkodó, sokszor igen zord időjárás megalkuvásra késztet. A Hawaiiban felépített Mauna Kea Obszervatórium - talán a legmagasabbra telepített
csillagvizsgáló, amelyet a Földön valaha is építhetnek - több mint 4200 méter magasságban fekszik, ahol mindennapos a viharos szél, és olyan ritka a levegő, hogy a magasabb rendű agytevékenységet már gátolja az oxigénhiány. A csillagászok, akik a hegyoldalban fele útnál laknak, gyermekdeden egyszerű utasításokat írnak maguknak, amelyekről remélik, hogy eltompult aggyal is végre tudják hajtani, ha felmennek a kupolába észlelni.)
Hale, aki a 200 hüvelykes távcső és az obszervatórium építésére felügyelt, attól tartott, hogy nem fogja megérni elkészültüket. 1936-ra egészsége annyira megromlott, hogy többé már nem tudott a Wilson-hegyre fölmenni. Számos ottani csillagász sohasem találkozott vele, és ahogyan egyik életrajzírója megjegyezte, úgy tekintettek rá, „mint egy szinte már mitikus lényre". Shapley egy alkalommal meghívta egy, az ő tiszteletére rendezett szimpozionra, de Hale az alábbi sorokkal utasította vissza a meghívást: „Régi, ütöttkopott maradványok talán felkelthetik a régész érdeklődését, de a mostani forradalmi fejlődés közepette gyorsan érdektelenné válnak". 1938 elejére, már az úgynevezett „nyugalomba vonulása utánra" épített kis Nap-megfigyelő állomását sem tudta tovább használni. Szeretett volna fellátogatni a Palomar-hegyre, és megnézni az épülőfélben levő óriási kupolát, de egészségi okból kénytelen volt elhalasztani a kirándulást. Február 21-én meghalt. Hale pályafutása alatt az asztrofizika, amelyet ő vett pártfogásába, szépen fölcseperedett. A csillagok
fejlődésének történetét nemzetközi erőfeszítéssel sikerült összeállítani, s ezt számos csillagász és fizikus tudományuk legnagyobb eredményének tekinti. E történet első fejezeteit éppen a századforduló után írták meg, amikor Shapley princetoni tanítómestere, Henry Norris Russell, és egy dán vegyészmérnök, Ejnar Hertzsprung - egymástól függetlenül - összefüggést fedezett fel a csillagok színe és abszolút fényessége között. Az elkövetkező évek további kutatásai a Hertzsprung-Russell-diagramot a csillagok fizikai tulajdonságainak teljes áttekintését adó „leltárává" tették, amelyben az átlagcsillagok a lágyan hajló „főághoz" tartoznak, a törpék, óriások és szuperóriások a főág alatti és fölötti oldalágakon helyezkednek el. (* A csillagászok a főágon elhelyezkedő átlagcsillagokat nevezik törpéknek. A szerző által így említett csillagok pontos neve: szubtörpék és fehér törpék. - A ford.) Ugyanez az ábra érvényes akkor is, ha a csillagcsalád tagjainak színét, tömegét vagy vegyi összetételét vesszük figyelembe. Az atommagfizika kibontakozásával mindinkább megértettük, mi is történik a csillagok belsejében, és miért kell nekik úgy elhelyezkedniük, ahogy a kecsesen hajló Hertzsprung-Russell-diagram mutatja. A csillagokat működtető mechanizmus az atommagok fúziója. Ennek során energia szabadul fel, amikor az egyesülő atommagokban levő részecskék új maggá állnak össze, amelynek tömege valamivel kisebb, mint az őt felépítő részecskék tömegének összege. A folyamatot Einstein híres egyenlete szabályozza, amely szerint E= mc2, azaz az energia egyenlő a részecske tömege és a fénysebesség négyzete szorzatával. Tekintve, hogy a fénysebesség értéke igen tekintélyes, 300 ezer kilométer másodpercenként, már egészen kis tömeg átalakulása is igen nagy energiához vezet. 1939 óta, amikor a fizikus Hans Bethe először állitotta, hogy a magfúzió a felelős a csillagokban tomboló heves tűzért, a kutatások bebizonyították, hogy a fejlődésük különféle szakaszaiban levő csillagok belsejében valószínűleg többféle fúziós folyamat is végbemegy, közülük néhány egyidejűleg. A csillagok életútjának a csillagászok és magfizikusok által összeállított története valahogy így hangzik: a csillag por és gázok gravitációs összehúzódása révén alakul ki, és akkor kezd világítani, amikor magjának hőmérséklete és nyomása elég naggyá válik ahhoz, hogy beinduljon a magfúzió. Eléri a Hertzsprung-Russell-diagram főágát, és itt marad életének 90%-ában. Ez az az állapot, melyben Napunk is van. Végül elfogy a hidrogén tüzelőanyag, és ahhoz, hogy a csillag tovább élhessen, meg kell kezdődnie a héliummagok nehezebb magokká való egyesülésének. Az égitest atmoszférájának külső tartományai fakóvörös felhővé duzzadnak; a csillag a Hertzsprung-Rus-sell-diagram főágából átcsúszik az óriások birodalmába. Amikor belsejében - tüzelőanyag híján - már semmiféle fúziós mechanizmus nem működik, a kifelé irányuló sugárnyomás nem tud egyensúlyt tartani a gravitációval, és a csillag összeroppan. Hogy az egyes csillagok esetében meddig tart ez a történet, attól függ, hogy mekkora volt az égitest kezdeti tömege: egy szerény, sárgás csillag, amilyen a Nap is, évmilliárdokig a főágon marad, miközben egyenletes fénnyel világít, majd viszonylag kevésbé termetes vörös óriásként szinte csak futtában áthalad az óriáságon, végül pedig fehér törpecsillag lesz belőle. A nagyobb, kékesfehér csillagok szinte elherdálják energiájukat, sokkal rövidebb időt töltenek el a főágban, gigantikus óriásokká fúvódnak föl, majd éppoly teátrálisan halnak meg, mint ahogyan éltek, a törpe állapoton áthaladva megkergülten forgó neutroncsillagokká vagy talán fekete lyukká válnak. Jóllehet még ma sem ismerjük a csillagok fejlődésének menetét teljes részletességgel, a történet körvonalait a harmincas évekre már elég jól fölvázolták ahhoz, hogy felkeltsék a kozmológusok érdeklődését. Ha a kozmosz geometriáján való töprengést egy város utcáinak feltérképezéséhez hasonlítjuk, akkor a csillagokban lezajló folyamatok vizsgálatát e város lakóinak tanulmányozásaként foghatjuk fel. A csillagok fejlődéséről szerzett friss ismereteket elsőként Walter Baade alkalmazta a kozmológiában. Baade egyetemi hallgató volt Németországban, amikor először megjelent a Hertzsprung-Russell-diagram. Így emlékezett vissza rá: „Óriási hatással volt rám, mivel nyilvánvalóan teljesen új utat nyitott meg a Tejútrendszer szerkezetének tanulmányozásához. Jól meghatározott csillagtípusokat válogathattunk ki..., és azokat fölhasználhattuk arra, hogy a Galaxis szerkezetét felderítsük." A csillagok fejlődésére vonatkozó felfedezéseket nemcsak arra kívánta felhasználni, hogy megértsük csillagrendszerünk szerkezetét, hanem arra is, hogy meghatározza az Univerzum méreteit. Amikor Baade, nem sokkal Einstein előtt, kivándorolt Németországból, és 1931-ben a Wilson-hegyre érkezett, megtámadhatatlan intuícióval megsejtette, hogy azok a problémák, amelyekkel a csillagászok az Univerzum korának és méreteinek meghatározására tett kísérleteik során találkoztak, a Világegyetem csillagainak hiányos ismeretével kapcsolatosak. Végül is a csillagok - mindenekelőtt a változócsillagok - voltak azok az eszközök, amelyeket Shapley és Hubble a kozmikus távolságok meghatározására használt. Shapley és a Lick
Obszervatóriumban dolgozó Robert Trumpler már ezt megelőzően felfigyelt arra, hogy a csillagrendszerünkben halmazokba tömörülő csillagok bizonyos fokú hasonlóságot mutatnak egymáshoz, és a Hertzsprung-Russell-diagramon sokkal közelebb esnek egymáshoz, mint a Tejútrendszer más vidékein levő csillagokhoz. Ez arra utalt, legalábbis visszatekintve úgy gondoljuk, hogy egy-egy galaxison belül a csillagrendszer fejlődése során a csillagok nem egy időben születnek, így azután lehet, hogy a csillagok külön-böző nemzedékei léteznek együtt, mindegyik a rá jellemző sajátossá-gokkal. (* Ma azt a nézetet valljuk, hogy a csillaghalmazok tagjai majdnem egyszerre keletkeznek, ez azonban nem jelenti azt, hogy az őket reprezentáló pontok közel esnének egymáshoz a Hertzsprung-Russell-diagramon. Ez csak az azonos korú és azonos tömegű csillagok esetében igaz. A HRD-n sok esetben sokkal közelebb vannak egymáshoz a különböző halmazokhoz tartozó, de azonos tömegű csillagokat jelölő pontok, mint egyazon halmaz azonos korú, de lényegesen különböző tömegü csillagainak reprezentánsai. - A ford.)
Baade úgy fogott hozzá e kérdés tanulmányozásához, hogy nem a Tejútrendszert vizsgálta, hanem egy másik, a miénkhez hasonló, tehát elegendően nagy spirálgalaxist, amelyik elég közel van ahhoz, hogy csillagait külön-külön is megfigyelhesse. A legkézenfekvőbb célpont az M 31-es galaxis volt az Andromeda-csillagképben. Az M 31 valamikor Hubble kedvence volt, de ő azóta a világűr távolabbi mélységei felé fordult, így Baade, aki öt évvel fiatalabb volt nála, s újonc az obszervatóriumban, boldog volt, hogy teljesül szive vágya, és foglalkozhat az M 31-gyel anélkül, hogy Hubble kutatási területét zavarná. Baade a wisconsini Joel Stebbins csillagász segítségével, aki gyakran járt a Wilson-hegyre észlelni, először is pontosabban meghatározta a csillagok fényességének mérésére szolgáló skála nullapontját minden fotolemezre. Ez valamelyest megnövelte Hubble értékeit, de még mindig nem eléggé ahhoz, hogy megoldja azt a dilemmát, amely szerint az Univerzum fiatalabbnak tűnt, mint a Föld. Baade ezután hozzáfogott az M 31 csillagai tanulmányozásához, olyan kalandba vágva bele, amelyre végül is húsz esztendeje ment rá. A galaxis spirálkarjainak szélei közelében nem volt nehéz az egyes csillagokat megkülönböztetnie - Hubble-nak ez már korábban is sikerült -, de sok szempontból egy csillagrendszer sűrűn lakott középpontja a legérdekesebb, és errefelé - bár a számítások szerint a 100 hüvelykes távcső alkalmas volt e feladat megoldására - Baade képtelen volt egyes csillagokat lefényképezni. Éveken át próbálkozott, de semmi egyebet nem kapott fotolemezein, mint ugyanazt a kásaszerű szemcsézetet, ami Hubble-t is elkedvetlenítette, amíg a 60 hüvelykes távcsővel dolgozott. Amikor az Egyesült Államok belépett a második világháborúba, a Wilson-hegyen dolgozó legtöbb csillagásznak hadi szolgálatba kellett állnia. Hubble a marylandi Aberdeenbe kezdett ingázni, hogy ott egy ballisztikai vállalkozást irányítson, hiába zúgolódott gőgösen, hogy azt sem tudja, mi az a „ballisztika". Baade viszont, aki Németországban született és ott is nőtt fel, elvesztette az amerikai állampolgárságát bizonyító papírokat, és egyik napról a másikra ellenséges idegenné vált. Mivel ezért nem léphetett szolgálatba, egyedül maradt a 100 hüvelykes teleszkópnál. Mintha csak egy csillagász vágyálma valósult volna meg, nyugodtan észlelgetett, miközben a Wilson-hegy alatt elterülő Los Angeles fényei kihunytak a háborús elsötétítés miatt. A még soha nem látott sötétségű égbolt alatt ismét megpróbálta az Andromeda-köd magját csillagokra bontani. Ismét kudarcot vallott. Végső elkeseredésében Baade a szokásosan alkalmazott fotolemez helyett - amely a színkép kék végén volt a legérzékenyebb - vörösre érzékeny lemezre tért át, amelyet az ég természetes eredetű háttérsugárzása (* Az égbolt a mesterséges fényforrások szórt fénye mellett szórt csillagfénytől, halvány sarki fénytől és a Nap fényének a bolygóközi anyagon való szóródása következtében fellépő állatövi fénytől is derenghet.) kevésbé tud elhomályosítani. A vörösre
érzékeny lemez hátránya viszont az volt, hogy nagyon „lassú" volt, nyolc órát vagy még többet is kellett exponálnia rá. Nyolc óra leforgása alatt sok minden történhet egy nagy távcsővel: a tükör alakja csekély mértékben megváltozik, ahogy az éjszaka folyamán csökken a hőmérséklet; a teleszkóp csövének acélszerkezete összehúzódik, s megváltoztatja a fókusztávolságot; a levegő állapota percről percre változik, egyre homályosabbá téve a csillag képét az expozíció során. Hogy az M 31 csillagról pontszerű képet kaphasson, Baade tanulmányozta az ottani időjárást, és a megfigyeléseket olyan éjszakákra tűzte ki, amikor nagy valószínűséggel jó látási viszonyokra számíthatott. Ezt a luxust azért engedhette meg, mert szinte kizárólag az övé volt a távcső. Aznap, amikor éjszaka észlelni akart, már délután kinyittatta a kupolát, és rését úgy fordíttatta, hogy ne süthessen bele a Nap, ily módon a belső és külső hőmérséklet minél jobban kiegyenlítődhessen. Amikor teljesen besötétedett, a távcsövet az Andromeda-köd közepe felé irányította, exponálni kezdett a fotolemezre, és egy csillagot a 2800-szoros nagyítású vezető távcsövön keresztül figyelve ellenőrizte, hogy a teleszkóp pontosan követi-e a célt. Az általa kidolgozott új
módszerrel sikerült e fényfolton észrevennie a légköri zavarok által okozott képdeformációkat, és a fókusz megváltoztatásával ellensúlyozni azokat. „Még ma is emlékszem rá, milyen zavarban voltam, hogy mit is kell tennem - mondta Baade, visszaemlékezve az első éjszakára, amikor kipróbálta új módszerét. - De nem kell mást tenni, mint szépen lehiggadni, és nyugodtan kivárni azt a pillanatot, amikor legjobbak a látási viszonyok. Miután az ember ezt jól megtanulja, meglepő, milyen rövid idő elég, hogy a helyzetet felismerje, és a fókuszt gyorsan megváltoztassa. Ily módon begyakorolva a dolgot, megtanultam a módszer alkalmazását... Miután túlvoltunk az expozíción, teljesen világossá vált, hogy valamennyi elővigyázatossági intézkedésemre szükség volt, hiszen így is, mindet betartva, éppen csak sikerült a feladatot megoldani." A képek ezerszámra mutattak csillagokat az M 31 szívében. A kimutathatóságnak annyira a határán voltak, hogy az Astrophysical Journal szerkesztősége nem bízott benne, hogy a nyomatok is egyenként mutatják majd a csillagokat. Ezért a folyóirat az eredeti negatívról volt kénytelen nagyításokat csinálni, és azokat köttette annak a számnak minden példányába, amelyben Baade tanulmánya megjelent. Baade eredménye azért volt érdekes, mert határozottan utalt rá, hogy az M 31 magjában található csillagok túlnyomóan vörösek. Ezt a megállapítást megerősítették azok a kísérletek, amelyekben Baade ismételten megpróbálkozott azzal, hogy a vörösre érzékeny lemezre begyakorolt, pontos módszerével kékre érzékeny emulzióra fényképezve felbontsa csillagaira a galaxis magját: ismét kudarcot vallott. Eredményei jól egyeztek azzal az egyre erősödő gyanújával, hogy a normális galaxisokban található csillagok - nagyon durván - két csoportba sorolhatók. Az egyik csoportot, amelynek tagjairól ma már tudjuk, hogy öregebb csillagok, II. populációnak nevezte el; ezek vörös vagy sárga óriáscsillagok voltak, amelyekből hiányoztak a nehezebb fémek atomjai, és amelyek elsősorban a galaxismagban és gömbhalmazokban fordultak elő. Az I. populációs csillagok, amelyekről ma már tudjuk, hogy a fiatalabbak, sárgák vagy kékek voltak, és többféle olyan nehézelem atomját tartalmazták, amelyeket a II. populációhoz tartozó elődeik szórtak a csillagközi térbe. Főként a Tejútrendszer spirálkarjai mentén lehetett őket megtalálni; a Nap is I. populációs csillag. Es mi van akkor, ha a változócsillagok is kétféle változatban léteznek? Amikor Shapley a csillagok közötti távolságot a cefeida típusú változók segítségével mérte fel, feltételezte, hogy az általa felhasznált két változócsillag-fajta lényegében hasonló. Egyesek rövid fényváltozási periódusúak, azaz fényességük néhány órán belül ingadozott. míg mások több hét vagy hónap alatt változtak. Valamennyien követték a periódus és az abszolút fényesség között a Henrietta Swan Leavitt által felfedezett összefüggést: minél fényesebbek, annál hosszabb fényváltozásuk időtartama. Közülük azonban csak a rövidebb periódusúak voltak elég közel a Naphoz ahhoz, hogy Shapley kellő pontossággal megmérhesse távolságukat. Ő ezeket az adatokat extrapolálta: görbét rajzolt a kapott adatoknak megfelelő pontokon át a hosszú periódusú változókig, és ezt a görbét használta ő is és Hubble is a távolság számítására. 1944-ben Baade azzal az észrevétellel állt elő, hogy a rövid periódusú és a hosszú periódusú változók két teljesen különböző csillagcsoportot alkotnak. Meg is jósolta, hogy a hosszú periódusúaknak II. populációsaknak kell lenniük, és sokkal nagyobb abszolút fényességüeknek, mint a rövid periódusú, I. populációba tartozó unokaöccseiknek. Ha pedig fényesebbek, akkor csak azért tünhetnek olyan halványaknak, mint amilyeneknek látszottak, mert jóval messzebb vannak. Ha Baadenak igaza van, akkor a galaxisok távolabb vannak tőlünk, mint ahogy Hubble számította, így az Univerzumnak már lényegesen több ideje volt arra, hogy táguljon. Ily módon magyarázható az időskála-probléma. A kérdés eldöntésére a 200 hüvelykes tükörteleszkóp elkészültéig várni kellett. Shapley megjósolta, hogy az Andromeda-ködben levő rövid periódusú változók elég fényesek ahhoz, hogy megfigyelhetők legyenek az új távcsővel. Baade viszont azt állította, hogy még a 200 hüvelykes távcső sem lesz képes rövid periódusú változókat találni, mert az Andromeda-galaxis túlságosan távol van tőlünk. A Palomar-hegyi távcső, amelynek tükre 15 tonnát nyomott, 1947 decemberére készült el annyira, hogy beszabályozhatták. Elsőként - egy kis ünnepség keretében, amelynek a „fénybebocsátás" nevet adták vizuális megfigyelésre állították be. Ez ritka a hatalmas teleszkópok esetében, amelyeket elsősorban fényképezésre és spektroszkópiai vizsgálatokra használnak, és a megfigyelő csillagászok csak néha néznek vele valamit hosszabb ideig. Most szemlencseként egyszerű kézi látcső optikáját szerelték fel rá. Elsőként John Anderson, az egész építkezés igazgatója nézett bele a 200 hüvelykes távcsőbe. Húsz évvel ezelőtt már ő is ott táborozott Halelel együtt, hogy kiválasszák az obszervatórium helyét. Hosszú éjszakákon át vizsgálgatták az égboltot, míg lentről a pala indiánok rezervátumának távoli tábortüzei pislogtak. Mit lát? - kérdezték tőle.
Ó, néhány csillagot - válaszolta Anderson. A vendégek kedvéért a hatalmas teleszkópot a Szaturnuszra irányították, de a látási viszonyok rosszak voltak, s a bolygó képe sápadtnak tűnt. Egy zenithez közeli gömbhalmaz már nagyobb sikert aratott: csillagai úgy ragyogtak a fekete égbolton, mint gyémántdarabok a tintában. Hubble hetekig várt, míg elmúltak az égiháborúk, és megjavultak a látási viszonyok, és végül január 31-én, nem sokkal hajnal előtt, a kis felvonóval fölvitette magát az észlelőkalitkába, hogy egyedül próbálja ki a távcsövet. A házitelefonon megadta az éjszakai kisegítőnek a Coma Berenices koordinátáit; ez alkalmas égi tartomány volt a műszer kipróbálására, tekintve, hogy az előtérben halvány csillagok egész hada látható, mélyen a háttérben pedig számtalan galaxis van. Hubble becsatolta magát a forgatható megfigyelőülésbe, miközben a távcső meglódult. Amikor a koordinátakörök tanúsága szerint megtalálta a célt, beállította a pontos fókuszt, ellenőrizte, hogy a kívánt terület van-e a látómezőben, és megvilágította a fotolemezt. A tükör ekkor még nem volt teljesen készen, szélét 18 hüvelyk (46 centiméter) szélességben mindaddig csiszolatlanul hagyták, amíg az optikusok el nem végezték végső méréseiket; ráadásul a fényvissza-verő bevonat is meglehetősen piszkos volt. Az első felvételek azonban mégis azt mutatták Hubble-nak, hogy a távcső működik. Az öt-vagy tízperces expozícióvál készített felvételeken olyan csillagok is nyomot hagytak, amelyekről a 100 hüvelykes távcsővel egy egész éjszakán át exponálva is alig lehetett képet kapni. „A próbák egészen világosan megmutatták, hogy a 200 hüvelykes távcső a korábban vizsgálhatónál mintegy nyolcszor nagyobb térfogatú térrész kutatására nyújt lehetőséget - jelentette. - Az űrnek az a régiója, amelyet most meg tudunk figyelni, olyan méretű, hogy elég jó mintája lehet az Univerzum egészének." Amikor a tükör megkapta végső formáját, új visszaverő réteget vittek rá, és elhelyezték a távcső vázában, Baadenak lehetősége nyílt rá, hogy tanulmányozza az Andromeda-galaxist. Ha Shapleynek igaza volna, és a csillagrendszer csupán 750 ezer fényévnyire volna tőlünk, akkor a 200 hüvelykes teleszkópnak le kellene tudni fényképeznie az ott levő rövid periódusú változókat. Baade képein azonban nyomuk sem volt ilyen változócsillagoknak. Baade mindaddig nem szólt eredményéről, amíg meg nem győződött róla, hogy a távcső valóban előírás szerint működik. William Baum fotocellaszakértő, akit az új műszer bemérésére hoztak a Palomarra, Baade megelégedésére mindezt meg is erősítette 1952 őszén. Most már Baade is felkészült, és a következő konferencián, amelyen részt vett, a Nemzetközi Csillagászati Unió római ülésén bejelentette, hogy a két különböző típusú cefeida létezésére vonatkozó elméletéhez bizonyítékokat talált, hogy Shapley összetévesztette e két típust, s hogy következésképp az Univerzum a cefeidák jelzőfényével feltérképezve nagyobb, mint gondolták. „A hibának akkorának kell lennie, hogy az extragalaktikus távolságokra vonatkozó korábbi becsléseink ... legalább egy kettes faktor erejéig kisebbek a valóságosnál - mondta Baade. - A helyesbitett távolságok számos fontos következtetést vontak maguk után: az M 31-ben és a Tejút-rendszerben lévő gömbhalmazoknak közel azonos luminozitásúaknak kell lenniük, és Galaxisunk ezek után valamivel kisebbnek adódhat, mint az M 31." Amikor Baade befejezte előadását, egy dél-afrikai csillagász, A. D. Thackeray fölállt, és bejelentette, hogy azok a megfigyelések, amelyeket a déli féltekén levő obszervatóriumok kedvenc objektumain, a Magellán-felhőkön végzett, a cefeidák ugyanolyan kettős természetére utalnak, mint amilyet Baade ismertetett. (* A csillagok Baade által javasolt, két populációba való sorolását azóta megváltoztatták, tovább tagolták, eladdig, hogy egyes csillagászok teljesen fölöslegesnek tekintik. Az osztályozás alapelve azonban sértetlen maradt. A normális galaxisok magja majdnem kizárólag, de legalábbis túlnyomórészt olyan öreg, II. populációs csillagokból áll, amelyek szinte teljesen tiszta őshidrogénből és héliumból épülnek fel. Ezek a csillagok a magjukban nehezebb elemek atommagjait kotyvasztották össze, és úgy tűnik, később, amikor összeroppantak, azokat kidobták az űrbe. Ezt követően új csillagok és bolygók születtek, bennük nehezebb elemekkel, úgyhogy a civilizációnk számára oly fontos fémeket a II. populációs csillagok hagyományozták ránk, olyanok, amilyeneket Baade fedezett fel.)
A távolságskála további, elsősorban Allan Sandage által végzett revíziója (aki úgy találta, hogy Hubble a fényes gázködöket többször is óriáscsillagoknak nézte) végül is 2,2 millió fényévben adta meg az Andromeda-spirálgalaxis távolságát. Ezzel együtt az, összes többi intergalaktikus távolság becslését is arányosan meg kellett növelni. Az igy összeegyeztetett Hubble-féle kozmoszban a Tejútrendszert nagy, de nem rendkívüli spirálgalaxisnak értelmezték, amelynek sem csillagai, sem gömbhalmazai nem különböznek más csillagrendszerekéitől. Az Univerzum tágulására az adódott, hogy legalább 10 milliárd, de talán már 20 milliárd éve tart, s ez az érték egybevág azzal a
korral, amelyet az asztrofizikusok a Napra meghatároztak: 5 milliárd esztendővel, s azzal, amelyet a geológusok a Földre kap-tak: hozzávetőlegesen 4,5 milliárd évvel. Az Univerzum végre mindenki számára elegendően nagynak és öregnek tűnt. Hubble-nak azonban a paradoxon megoldódása nyomán érzett megkönnyebbülésébe némi csalódás is vegyült amiatt, hogy nem ő jött rá. „Az ügy kihozta a sodrából - mondta egyik kollégája -, és el is zárkózott attól, hogy véleményt nyilvánítson róla, de alapjában véve nem volt meglepve. Ő mindent amit tett, felderítésnek nevezett." A megnyújtott távolságskála és a 200 hüvelykes távcső üzembe állítása felhívta a csillagászok figyelmét arra, hogy távoli galaxisok fényképezésénél a galaxisokat nem a tényleges, hanem jóval fiatalabb korukban látják. Ennek az a lehetséges, sőt szükségszerű oka, hogy a fény sebessége véges. Képzeljük el, hogy egy távoli galaxisról kiinduló fénysugár egymilliárd évet utazik, majd találkozik a Földdel. Átsuhan a légkörön, ami váratlan zökkenés az egymilliárd esztendeig tartó nyugalmas utazás után, majd elnyelődik legelőinken és erdeinkben, havas hegy-csúcsainkon, háztetőinken és a tengerekben, hogy bolygónk energia-könyvelésének bevételi oldalához egy parányival hozzájáruljon. Az egyik éjszaka e galaxisból a Földre érkező fény töredékét összegyűjti egy csillagászati távcsö homorú tükre, és fotolemezre vetíti. Egy csillagász előhívja a felvételt, és átvizsgálja. Mit mutat a kép? Természetesen egy galaxist, de nem a mai galaxist. Végtére is a fény, amely az emulziót érte, egymilliárd esztendős. A csillagászok ezért nyugodtan tekinthetők kozmikus történészeknek, távcsöveik időgépeknek, frissen előhivott fényképlemezeik pedig az egyiptomi piramisoknál tízezerszer régibb műemlékeknek. Az e jelenséget meghatározó fogalom a visszatekintési idő, hiszen a kitekintés egyszersmind visszatekintés is. Ha a galaxishalmazok közötti nagy visszatekintési időkkel foglalkozik az észlelő, szinte lehetetlennek találja, hogy meghatározza, mi is egy távoli galaxis „távolsága" abban az értelemben, ahogyan e fogalmat a Földön használni szoktuk. A Tejútrendszer és az a távoli társa, amelyet egy felvételen látunk, bizonyos távolságra volt egymástól, amikor a fény elindult, de míg a fény eljutott hozzánk, a közben eltelt mérhetetlenül hosszú idő alatt a Világmindenség tágulása miatt számottevően nőtt közöttük a távolság. Tulajdonképpen ugyanannyi jogunk van azt állítani, hogy a fényévekben kifejezett távolság a két égitest között megfelel a visszatekintési időnek, illetve ahhoz képest kevesebb vagy több. Hogy melyik válasz mellett döntünk, legalább annyira filozófiai, mint természettudományos kérdés, a távolság fogalmának csupán korlátozott haszna van a kozmológiai látókör számára. Ezért azok, akik mindig a legnagyobb ismert távolsággal dolgoznak, ritkán beszélnek „távolságról", és jobban szeretnek olyan egyértelmű és megfigyelhető jellemzőkkel foglalkozni, mint a galaxisok színképében kimutatható vöröseltolódás, látszólagos fényességük, vagy hogy mekkora területet foglalnak el az égbolton. Az a lehetőség, hogy nagy visszatekintési idejű galaxisokat is lefényképezhetnek, óriási érdeklődést keltett a csillagászok körében. Így alkalom nyílt ugyanis a kozmikus történelem közvetlen tanulmányozására. Ha az Univerzum valaha gyorsabban tágult, mint ma, akkor ezt ki kell tudnunk deriteni azáltal, hogy olyan távoli galaxi-ok vöröseltolódását vizsgáljuk, amelyeket még egy korábbi kozmikus korszakukban látunk. Ha a galaxisok másmilyenek voltak ifjú korukban, ennek is megfigyelhetőnek kell lennie. Ahogyan Hubble bizakodva jövendölte, „az elméleti fizikusok és a megfigyelő csillagászok közös erőfeszítései a számításba jöhető világok sorát oly szűk határok közé szorították, hogy ma már megbízhatóan meg tudjuk jósolni: a valóságos világ típusát a belátható jövőben meg fogjuk tudni határozni". E meghatározásnak már a puszta lehetősége is igazi jutalom volt a fiatal csillagászok számára. Az a nemzedék, amelyik kivezette az emberi érzékelést a galaxisok közé, már eltűnőben volt. A nagy optikusok, akik a kaliforniai teleszkópokat megépítették, elhunytak: George Ritchey, a hirtelen haragú maximalista, aki önmagát a Wilson-hegy „parancsnokának" nevezte, de akinek gyönyörű felvételei elősegítették, hogy a világ felfigyeljen az Univerzumra; és a hajthatatlan Bernhard Schmidt, aki fogai között meggyújtatlan cigarettát tartva dolgozott, úgy meresztve szemét a csiszolókorongon levő tükörre, mintha az egy rossz hírt közlő levél volna, pedig a nevezetes Schmidt-távcsövek egyikének szíve volt előtte, amely lehetővé tette, hogy az Univerzum mélységeiről nagy látószögű fényképfelvételeket készíthessenek. A csillagászok megöregedtek. Baade elfogadta egy német egyetem meghívását, ahol kipihenhette magát, és ahol nem kellett a huzatos kupolába kijárnia. Humason, aki még emlékezett rá, hogy a Wilson-hegyen felszolgálóként kezdte, néhány évvel tovább maradt, és olyan felvételeket tanulmányozott, amelyeken több galaxis zsúfolódott össze, mint csillag. Shapley 1952-ben ment nyugdíjba a Harvard
College Obszervatórium igazgatói tisztéből, Hubble ugyanebben az esztendőben meghalt. Életének utolsó hónapjaiban egy szívroham ágyhoz kötötte, megbízottak segítségével észlelt, frissen végzett diplomásokat küldött fel a hegyre olyan pontos és erélyes hangon kiadott feladatokkal, mint egy hadparancs. Hubble véleménye szerint e fiatalok között Allan Sandage volt a legkiválóbb. Sandage is az amerikai középnyugatról származott, akárcsak Hubble és Shapley. Iowa Cityből jött. Fizikai tanulmányait az illinois-i egyetemen fejezte be, és 1948-ban érkezett a Cal Techbe (* A Kaliforniai Műszaki Egyetem. - A ford.), ahol éppen ekkor nyitotta meg kapuit a csillagászati továbbképző tanszék. Tudva, hogy ezek a kapuk tulajdonképpen a Wilson-hegy és a Palomar-hegy távcsöveihez engednek utat, a program szervezői nem nyitották ki őket túlságosan gyorsan; Sandage és még egy maroknyi sorstársa végigkínlódta a később „hihetetlenül keménynek" nevezett előadás-sorozatokat, amelyek szinte alvásra sem hagytak időt. Azok számára, akik túlélték a kurzust, az volt a jutalom, hogy befejezhetik Shapley, Baade és Hubble munkáját, és talán megválaszolhatnak néhányat azok közül a legfontosabb kérdések közül, amelyeket a XX. század tudott csak megfogalmazni. Hubble, tudva, hogy a feladat mekkora elkötelezettséget követel, még arra is talált módot, hogy diákja előtt világossá váljék: átadja neki a stafétabotot. Sandage, aki „középnyugatról jött falusinak" jellemezte magát, vacsorameghívásokat kapott Hubble otthonába, amelyekre olyan kaliberű vendégek voltak hivatalosak, mint Aldous Huxley vagy Igor Stravinszkij. „A társalgás intellektuális, szellemes volt, mintha cambridge-i professzorok asztaltársaságában ültem volna - emlékezett vissza ezekre az alkalmakra később Sandage. -Rengeteg név került szóba." Ha Hubble-nak sziporkázni támadt kedve, sziporkázott, és Sandage még húsz esztendővel később is tisztelettel tekintett fel rá. „Nemes ember - mondta Hubble-ra. - Úgy érintkezett az emberekkel, ahogyan csak egy istenről tudom elképzelni." Sandage-t az a hűsége, amellyel Hubble életművét folytatta, olyan elszigeteltté tette, mint amilyen Hubble volt. Ez egyrészt azzal magyarázható, hogy sokan megirigyelték azt a reklámot, amelyet azzal kapott, hogy őt keresték az újságírók újra meg újra. Másrészt az volt az oka, hogy szinte vallásos megszállottsággal dolgozott, nem volt hajlandó úgy viselkedni, mint a többi fiatal, mindig ragaszkodott ahhoz, hogy amit csinál, az valóban olyan fontos, mint amilyennek tűnik. E jellemvonásával érdemelte ki a „szuper-Hubble" gúnynevet. És végül a szakosodás is hozzájárult elkülönüléséhez; hiszen Sandage lett az egyetlen ember a Földön, aki tövéről hegyére ismerte a megfigyelő kozmológiát. „Azok közül a munkák közül, amit Sandage végez, sok dologgal már olyan régóta foglalkozik - mondta kollégája, Jesse Greenstein -, hogy bárki másnak még ahhoz is évekre volna szüksége, hogy megértse, mit is csinál. És senki sem tudná a munkáját megismételni, mivel teljes áttekintéssel bíró embernek tartják. Nem ismerek még egy olyan területet a világon, ahol valakiről azt mondhatnánk, hogy a teljes áttekintés birtokában van." „Támadnak amiatt, hogy csupán egyetlen dologgal foglalkozom - mondta Sandage 1975-ben -, de ez az egyetlen dolog: megpróbálom kiókumlálni, hogyan állt össze a világ. A világ hihetetlen - már maga az a tény, hogy önök és én itt vagyunk, hogy a testünket felépítő atomok valaha csillagok alkotórészei voltak. Azt mondják, hogy én valamiféle vallásos kutatást végzek, Istent keresem, de Isten maga az a folyamat, ahogyan a világ összeállt. Az Isten Newton és Einstein törvényei." Egy pillanattal később Sandage fölkacagott: „Mindenesetre, tudják, fura egy alak vagyok. Egy őrült."
5. A VILÁGEGYETEM KELETKEZÉSE „Keresd az egyszerűséget, és ne higgy neki." ALFRED NORTH WHITEHEAD
Sir Arthur Stanley Eddington, aki megismertette egymással a csillagászokat és a kozmológusokat, kvéker volt, misztikus, geométer, filozófus, asztrofizikus, tudománynépszerűsitő és talán korának legnagyobb csillagásza, bár nehéz megmondani, melyik koré. A tudományról szóló népszerű tanulmányai ma is korszerűnek tűnnek, míg tudományfilozófiáját - és ő gyakorta összekeverte e kettőt, oldalan-ként és bekezdésenként - széles körben a XVIII. századhoz való visszatérésnek tekintették. 1882. december 28-án született a westmorlandi Kendalban. Első szerelme, szinte istene, a számok voltak. Négyesztendős korában megpróbálta összeszámolni, hogy hány csillag van az égen. A szorzótáblát egészen
huszonnégyig tudta, mielőtt megtanult volna olvasni, és amikor már tudott olvasni, nekilátott, hogy megszámolja a Bibliában található szavakat. Özvegy édesanyja csekélyke jövedelméből megtakarított annyit, hogy fiát jó iskolákba járathatta. A rendkívül magas színvonalú cambridge-i matematikaversenyen minden díjat megnyert. Tudományos kutatóként hozzájárult annak megállapításához, hogy hogyan szállítják a csillagok az energiát izzó magjukból a felszínükre. Vizsgálta a nemeuklideszi geometriát, az általános relativitáselméletnek olyan átfogalmazásával állt elő, amelytől Einstein is el volt ragadtatva, ezenfelül megismertette az elméletet az angolul beszélő közönséggel. Élete utolsó húsz esztendejében megpróbálta egyesíteni a kvantumfizikát és az általános relativitáselméletet azzal, amit saját „miszticizmusának" nevezett: azzal a meggyőződéssel, hogy az Univerzum, amelyet érdemes tanulmányozni, bennünk van. „Nekem úgy tűnik, hogy a mélyebb feltárás első lépésének az emberi természet magasabb rendű képességeivel kapcsolatos képalkotás felismerésének kell lennie - írja -, úgy, hogy ezek többé már ne zsákutcába vezessenek, hanem egy szellemi világba - egy világba, amely kétségtelenül részben illúzió ugyan, de amelyben ugyanannyira él az ember, mint az érzékek által feltárt világban, amely ugyancsak illúzió." A magas, szikár, hallgatag Eddington szeretetre méltó ember volt, s bár felénk, igen jó társalgó, annak ellenére, hogy szokása volt a távolba meredni: szó szerint messze tekintő ember volt. Élete legnagyobb részét Cambridge-ben töltötte, és pihenésképpen detektívtörténeteket olvasott vagy golfozott. Egy alkalommal a golfpályán, amikor megcsavarta a labdát, azt dörmögte partnerének, W. C. Fieldsnek: „E tartományban nagyon görbültnek tűnik a tér." 1930-ban a Royal Astronomical Societyben (* Király i C s i l l a g á s z a t i T á r s a s á g . A ford.) beszélve Eddington idézte Hubble frissen megjelent cikkét a színképvonalak vöröseltolódása és a források távolsága között fennálló összefüggésről, bizonyí-tékul arra, hogy táguló világban élünk. Eddington és egy doktorjelölt, G. C. McVittie, egy kutatási program keretében már korábban kiásta Lemaitre teljesen elfeledett dolgozatát, és az most, Hubble munkája fényében, próféciának bizonyult. (* Fridman is megjósolta az Univerzum tágulását, de akkor sem Lemaitre, sem más nem tudott Fridman cikkeiről.) Eddington igen nagy önbizalommal állította, hogy a Világmindenség valóban tágul, ahogyan Lemaitre felvetette, és még akkor is fenntartotta ezt az álláspontját, amikor Hubble, aki az elképzelést rémtörténetnek tartotta, megvonta támogatását. Egy bizonyos ponton Hubble úgy érezte, hogy saját észlelési eredményei között is vannak olyanok, amelyek nem férnek össze a táguló világ elméletével. Eddington hűvösen elutasitotta Hubble aggodalmait, és a későbbi megfigyelések be is bizonyították, hogy neki volt igaza. Az ismeretlenség homályából kiemelt Lemaitre, akit az Univerzum általános tágulása megjövendölőjének kiáltottak ki, ismét elkezdett elméleti kozmológiával foglalkozni. Közvetlen célja az volt, hogy elfogadható magyarázatot találjon a tágulás kezdetére. 1927-es modelljében, amelyet Eddington támasztott föl, Lemaitre úgy képzelte, hogy az Univerzum, mielőtt tágulni kezdett volna, határozatlan ideig Einstein-féle nyugalmi állapotban volt. Az ilyen statikus kozmosz azonban matematikai szempontból csak akkor fogadható el, ha bevezetjük a „kozmológiai állandót", sőt mint Fridman kimutatta - még ezzel a fogással sem biztos, hogy célt érünk, mert egy relativisztikus Univerzum nullától különböző kozmológiai állandó esetén is tágulhat. Hubble eredményei azt sugallták, hogy az állandó fölösleges, és maga Einstein 1931-ben el is ejtette azt, majd a következő esztendőben de Sitterrel közösen olyan, egyszerű tágulóvilág-kozmológiát tett közzé, amelyben nem használta. A kozmológiai állandó hiányában Lemaitre kénytelen volt elvetni eredeti keletkezéselméletét. Hogy újabbat találjon, figyelmét a magfizika felé fordította. Lemaitre azzal a feltevéssel állt elő, hogy az Univerzum „ősatom"-ként született - átmérője talán csupán 300 millió kilométer volt -, amely széthullott, szerteszórva anyagát. „Természetesen az ősatom e leírásának nem szabad túl nagy fontosságot tulajdonítani - írta Lemaitre. - Ezt ugyanis valószínűleg módosítani kell, ha az atommagot jobban megismerjük." A lényeg az volt, hogy a Világegyetem hevesen, ahogy Lemaitre mondta, „tűzijátékban" kezdődött.
Eddington, bármennyire szerette is Lemaitre-t, ezt az új elképzelést ellenszenvesnek találta. Csillagászként jól ismerte a nyugodt csillagok, a hideg űr és a virágokhoz hasonlóan tökéletes galaxisok világát. Zavarta az a gondolat, hogy valamikor mindez egy pokoli golyóbisba volt belegyömöszölve. „Mivel semmiképp sem tudom elkerülni, hogy valamiféle kezdet problémájával foglalkozzam - írta -, úgy tűnik számomra, hogy az lenne a legkielégítőbb elmélet, amelyik a kezdetet nem túlságosan ízléstelenül hirtelenné tenné" (a kiemelés Eddingtontól). Eddington úgy hitte, hogy a természet törvényei csupán tudatunkban léteznek, nem a kozmosz teremtette őket, hanem a róla alkotott képzetünk, így egy másik bolygóról érkező vendég egész tudományunkat le tudná vezetni egyszerűen úgy, hogy elemezné, miként van „huzalozva" agyunk. Eddington szerint a fizikai törvényeket a priori tudjuk, amint Kant állította, jóllehet, míg Kant a priori tudásunk egy részét velünk születettnek fogta fel, addig Eddington úgy érezte, hogy ez a megfigyelésből leszűrt tapasztalatból és okfejtésből származik. Legtöbbünk gyanítja, hogy a körülöttünk látható világ részben valódi, részben pedig agyunk által el van torzítva vagy meg van keverve, a kérdés csak az, hol fordul át a külső belsőre. Eddington ezt minden más modern kutatónál közelebb vitte az észhez. „Különös lábnyomra bukkantunk az ismeretlen fövenyén - írta. - Mélyértelmű elméleteket eszeltünk ki, egyiket a másik után, hogy számot adjunk eredetéről. Végre sikerült rekonstruálni azt a lényt, aki otthagyta lábnyomát. És lám! Nem másé, mint a miénk." Az ismeretek hálója kiterjed, és időnként partokat köt össze, ahogyan a kozmológiával és a csillagászattal tette az 1930-as években. Míg a tudós türelemmel követheti ezt a folyamatot, mert életében kevés végleges válaszra számít, a misztikus, aki úgy hiszi, hogy a válasz őbenne lakozik, kevésbé hajlamos a várakozásra. Úgy érzi, csak arra van szüksége, hogy megtalálja a kulcsot. Eddington az igazságot a fizika látszólag semmi másra vissza nem vezethető hat állandójának kölcsönhatásában kereste: a fénysebesség, a tömegvonzási állandó, az elektron töltése, az elektron és a proton tömege, valamint a modern fizika egyik alapvető mennyisége, a Planck-féle állandó összjátékában. Eddington számára a kulcsot az „N" jelentet-te, amely feltehetően a legnagyobb azok között a számok között, amelyeket komoly szándékkal valaha is felidézett valaki. Ezzel jelölte az Univerzumban létező összes részecske számát. Értékét Edding-ton 1079-re, azaz tízmillió-billió-billió-billió-billió-billió-billióra becsülte. Bedobta a fizikai állandók közé, és a többi már magától jött. Az Univerzum centiméterben kifejezett R sugara (persze a Hubble által megadott akkori, parányi értéke) osztva N négyzetgyökével, 10-13-t adott eredményül, ami elég közel van 10 -12-hez, az elektron centiméterben kifejezett sugarához. Négyzetgyök N kerekítve 1039, nagyjából megegyezik a gyenge (gravitációs) erő és az atomokat összetartó erős (elektromos) erő arányával, amelyre 2,3 • 1039-t kapott. Eddington úgy érezte, hogy itt a kulcsa a nagyon nagy és a nagyon kicsi viszonyának, vagy ahogyan ő mondta, annak a titoknak, hogy honnan tudja az elektron, hogy mekkorának is kell lennie. Egy másik szám, amely ugyancsak elbűvölte Eddingtont, a 137 volt. Reciprokát a spektroszkópusok finomszerkezeti állandónak nevezik, és az elektron töltésének, a fénysebességnek és a Planck-féle állandónak az ismeretében lehet meghatározni. Eddington a kalapját a ruhatárban mindig a 137-es számú fogasra akasztotta. E szám fontosságára egy bonyolult rendszerből következtetett, tulajdonképpen a relativitáselmélet újszerű felépítéséből, amelyet azért dolgozott ki, hogy megkisérelje az egész kozmoszt helyi vonatkozású egyenletekbe zárni. Arra törekedett, hogy rendszere ne csak az atomok viselkedését írja le, hanem mindazokat a lehetséges módokat is, ahogy azok viselkedhetnének (ezeket a módokat nevezzük „szabadsági fokoknak"), és azokat az összefüggéseket is, amelyek ahhoz szükségesek, hogy mérésüket ismeretelméleti szempontból értelme-sen elvégezhessük, sőt még azt a kérdést is, hogy léteznek-e (ezt matematikai kötélhúzásban kodifikálta, amelyben a nemlétet a Mínusz Egy jelentette). Eddingtonnak 136 tényezőre volt szüksége, hogy egy, a tér tetszőleges pontjában és tetszőleges időpillanatban végbemenő fizikai folyamatot ezzel a módszerrel leírjon. Nos, 136 meglehetősen közel áll 137-hez, a finomszerkezeti állandó reciprokához. Eddington megpróbálta ennek az egyetlen egységnyi eltérésnek a magyarázatához segítségül hívni a magfizikában tömeghiánynak nevezett tényezőt, de azok a kutatók, akik később vették maguknak a fáradságot, és nyomon követték gondolatmenetét, igencsak kérdésesnek találták az egészet. Lucretius óta talán Eddington volt a legérthetőbb író, aki kozmológus is volt, de az a próbálkozása, hogy a természettudományt és a filozófiát egyesítse - Alapvető elmélet című, halála után megjelent könyve szól erről -, kusza tájkép holdfényben. Talán soha senki nem fogja teljesen megérteni. A tudományos érdeklődés meg is csappant, amikor mind Eddington N-je, a Világmindenségben levő részecskék száma,
mind pedig az R, az Univerzum sugara, egyre nagyobb értékek felé tolódott el Baade és Sandage megfigyelési eredményei nyomán, s ennek következtében a magfizikai és csillagászati állandók közti egybeesés megszűnt. Ráadásul az elméletet szinte lehetetlen volt ellenőrizni. Ahogy valamikor Jules Henri Poincaré mondta, a fizikai elméleteknek „mindenekelőtt jóslásokhoz kell vezetniük", és Eddingtoné semmit sem jövendölt meg. Napjainkban az egész elméletnek elsősorban történeti érdekessége van. Mindezek ellenére Eddington óriás volt. Machhal és Einsteinnel együtt azon a véleményen volt, hogy az Univerzum egységes. „Én csupán a dolgok széles körű, kölcsönös összefüggését akarom élettel megtölteni" mondta. Élete utolsó húsz esztendejében részben Einstein híres E = mc2 egyenletével foglalkozott. Lehet, hogy a világ úgy ismeri ezt az egyenletet, mint az atombomba kulcsát, Eddington viszont abban látta a jelentőségét, hogy kapcsolatot teremtett a parányi atomok és a fénysugarak csillagközi világa között. Az egyenlet „az Univerzumot az atomokhoz köti" - írta. Arra volt kíváncsi, miért kell tudnia az atom magjának a fény sebességéről. Ha a civilizáció hosszú idővel túléli az E = mc2 egyenlet felfedezését, meglehet, hogy a fizika inkább Eddington látomása irányában fejlődik majd, mint az ellenkező irányba. 1944-ben bekövetkezett halála után húsz esztendővel a Dél-Walesi Egyetem egyik kutatója, F. P. Dickson ezt írta: „Az igazságos ítélet nem úgy hangzik, hogy Eddington nem követte az irányfényt (* Lefordíthatatlan szójáték. „Off the beam" bolondot is jelent. Ez az idézet tehát így is érthető: „Az igazságos ítélet nem úgy hangzik, hogy Eddington bolond volt..." - A ford.), hanem úgy, hogy addig semmilyen irányfény sem létezett, és ő megpróbálta
megmutatni, hogy merre kell lennie. Próbálkozása idő előtti, de gyönyörűséges volt." George Gamow egyetértett Eddingtonnal abban, hogy a tudomány sok mindent megtudhat a kozmoszról az atomok tanulmányozása révén. De Gamow, aki tiszteletlen, nem szőröző típusú kutató volt, és olyan hanyag a részleteket illetően, hogy gyakran rosszul jegyezte meg a dátumokat és a címeket, teljesen különbözött Eddingtontól. Egyik első találkozása Eddington munkásságával egy beugratási kísérletnek köszönhető. A kevésbé tehetséges kutatók már a húszas években kezdték utánozni Eddington kozmikus számmisztikáját. Jóhiszemű cikkek jelentek meg, amelyek felhívták a figyelmet ilyen vagy olyan számok között korábban észre nem vett összefüggésre. A gyakorlatiasabb gondolkodású kutatók e próbálkozásokat úgy tekintették, mint a tealevélkékből való jóslást vagy az áldozati állat belének vizsgálatát. 1931-ben a cambridge-i Cavendish Laboratórium három aspiráns kutatója pajkos cikket írt Az abszolút nulla fokos hőmérséklet kvantumelméletéről. A rövidke közleményt olyan gondosan fogalmazták meg, és érvelésük annyira logikusnak tűnt - hivatkoztak benne a „szabadsági fokokra" is, amelyek „befagytak", Eddington tanítványainak stílusában -, hogy a neves tudományos folyóirat, a Natur-wissenschaften szerkesztője közzétette anélkül, hogy észrevette volna, az egész csak tréfa. Néhány vezető elméleti fizikust is rászedtek vele. Amikor a szerkesztő megtudta az igazságot, tombolt dühében. A közlemény mellesleg arra a következtetésre vezetett, hogy minden kristályrácsot meg lehet úgy magyarázni, mint amely Eddington kedvenc számának, a 137-nek megfelelően épül fel. Gamow, aki huszonhét esztendős volt ekkor és kész tréfacsináló, „egy álló hétig nem tudott aludni emlékezett vissza az esetre Max Delbrück, a koppenhágai Elméleti Fizikai Intézetben egykori szoba-társa. Valaki túltett rajta." Az összeesküvés két másik részvevőjével, Wolfgang Paulival és Leon Rosenfelddel együtt Gamow csak arra várt, hogy egy komoly, Eddington szellemében írt cikk jelenjék meg a Naturwissenschaftenben. Hamarosan meg is jelent a Kozmikus áthatoló sugárzás eredete cimű komoly tanulmány. Gamow és Rosen-feld rögtön írt is a folyóirat szerkesztőjének, két különböző városból, s részvétüket nyilvánították, amiért ismét megtévesztették, és sajnálatuknak adtak hangot, hogy újabb kiigazítást kell majd közölnie. Az összeesküvés csak azon bukott meg, hogy Pauli megsajnálta a szerkesztőt, és elállt attól, hogy a rászedéshez tekintélyével hozzájáruljon. Gamow Odesszában született. 1933-ban hagyta el a Szovjetuniót. Delbrück így írta le megjelenését: „rendkívül magas és sovány, és még soványabbnak tűnik merev testtartása miatt, szőke, hatalmas koponyával, éles és magas hanggal". Kora ifjúságától kételkedett a vallásban, még kisfiúként elrejtett egy darabkát az áldozati ostyából a szájában, hazacsempészte, megvizsgálta mikroszkóppal, és arra a következtetésre jutott, hogy az egy darab kenyér, nem hús. „Azt hiszem, ez a kísérlet tett kutatóvá" -
mondta. Szívesen mesélgette azt a történetet is, hogy hogyan számította ki Alekszej Nyikolajevics Krilov orosz matematikus, hogy a Földtől az Úristen trónja kilenc fényévnyire van: az 1905-ös orosz-japán háború alatt az orosz templomokban az ellenség vereségéért imádkoztak, és tizennyolc évet kellett várniuk, amíg az 1923-as földrengés lesújtott Japánra (kilenc évre volt szükség, hogy a fénysebességgel haladó ima eljusson az Úrig, és újabb kilencre, hogy haragja visszajusson a Földre). Gamow szerte Európában motorbiciklivel járt a tudományos konferenciákra, imádott kirándulni, vitorlázni, rajzolgatni, tréfálkozni, és gyűlölte az unalmat. „George-nak roppant érzéke volt az idő értékéhez - írta róla a fizikus William Fowler. - Emlékszem, hogy egy nagyon egyhangú és unalmas New York-i konferencián odafordult hozzám, és azt mondta: »Fiacskám, miért vesztegetjük itt az időnket? Gyerünk, igyunk egyet.« És úgy is tettünk." Gamow kidolgozta a radioaktív bomlás kvantumelméletét, megalkotott egy fontos atommagmodellt, foglalkozott asztrofizikával, részt vett azokban a kutatásokban, amelyek a DNS-molekula megfejtéséhez vezettek, és értelmi szerzője volt a Lemaitre-féle tágulóvilág-kozmológia modern megközelítésének, ehhez ő találta ki a „Big Bang" (ősrobbanás)-elmélet nevet. E témák megközelítésében nem korlátozta a pontosságra való törekvés, hiszen sem követni, sem alkalmazni nem tudta következetesen az aritmetikát, és nem is törekedett különösebben arra, hogy tökéletesebbé tegye tudását ezen a téren. Gyengéd szeretettel emlékezett egy esetre, mikor Odesszában egy matematikaprofesszort egy diákja figyelmeztetett rá, hogy számitási hibát követett el. A professzor ekképp mordult vissza: „a pontos számolás nem a matematikusok dolga, ... hanem a bank-tisztviselőké". Ha Gamow olyan cikket olvasott, amely érdekelte őt, gyakran írt a szerzőnek levelet vagy levelezőlapot, ami általában tele volt apróbb hibákkal, de amelyről látszott, hogy írójuk a dolgok velejébe látott. Baade, nem sokkal azután, hogy bejelentette felfedezését, amely szerint a csillagok két populációba tartoznak, kapott egy lapot Gamowtól. „Kérem, közölje velem, hogy a színfényesség-diagram alsó ága hol csatlakozik a fősorozathoz, és én megmondom az Ön II. populációs csillagainak korát" - írta. Baade azt válaszolta, hogy még nem ismerik eléggé a csillagok fejlődését ahhoz, hogy extrapolálni lehessen. Postafordultával újabb levelezőlapot kapott, rajta a diagram rajza. „Én így extrapoláltam az alsó ágat - írta Gamow. - Oké, négy-öt milliárd év." A későbbi kutatások nyomán lényegében úgy rajzolódott ki a görbe, mint ahogy Gamow felvázolta, bár mind az ő adatait, mind pedig Baade eredményeit később fölfelé helyesbítették. „Hogy Gamow olyan jól eltalálta, a véletlen müve volt - mondta Baade -, de megjegyzése valóban magába foglalta a diagram magyarázatának teljes történetét." Gamow Fridmannál, annál a matematikusnál tanult, aki elsőként vetette föl, hogy az Univerzumnak tágulnia kell. Gamow huszonhat esztendős volt, amikor Hubble felfedezte a színképvonalak vöröseltolódása és a csillagrendszerek távolsága közötti összefüggést. 1934-ben, amikor Eddington éppen arra hívta fel a figyelmet, hogy Hubble megfigyelései és Lemaitre elmélete kapcsolatban állnak egymással, Gamow a George Washington Egyetemre érkezett, ahol hamarosan megalkotta Lemaitre kozmológiájának új változatát. Az atomokról úgy kezdett gondolkozni, mint egy teremtés műveiről. A legtöbb atom hosszú életű. A testünket felépítő atomok a Föld óceánjaiban, talajában vagy légkörében voltak, mielőtt kialakult bolygónkon az élet, és elmúlásunkat követően is itt maradnak még jó ideig. Amikor a Világmindenséget végtelenül öregnek tekintették, úgy vélték, hogy a csillagok belseje, ahol az öreg atomok folyamatosan széttörnek és újabbak jönnek létre, valószínűleg úgy működik, mint egy kohó, amelyben a környezetünk atomjai készülnek. Már az első próbálkozások, amelyek arra irányultak, hogy számba vegyék az Univerzumban található elemeket, alátámasztották ezt az elméletet. A legkisebb atomtömegű elemről, a hidrogénről megállapították, hogy a Világmindenségben messze a leggyakoribb. A hélium a második legkönnyebb elem, gyakoriságát tekintve is a második. Az az energiamennyiség, amelyet egy-egy atommag magába zár, általánosságban arányos a mag tömegével, ezért azután egyes fizikusok arra a következtetésre jutottak, hogy az atomok kialakulását elsősorban a bennük elraktározott energia mennyisége szabta meg. Azért van sokkal több hidrogén körülöttünk, mint nehézelem, érveltek, mert könnyebb hidrogént csinálni. Úgy gondolták, hogy a csillagoknak valamiféle lustasága szabályozta ezt a folyamatot. A további vizsgálatok során elvetették ezt az összefüggést. Azt találták ugyanis, hogy bár a kozmikus elemgyakorisági görbe valóban lefelé hajlik a könnyebb elemek felől a nehezebbek felé haladva, de megdöbbentően ellaposodik, még mielőtt a periódusos rendszer feléig eljutna, hozzávetőlegesen a cinknél. A még nehezebb elemek közül sok megközelítőleg azonos mennyiségben fordul elő, jóllehet atomtömegük igen különböző. Az ólomnak például több mint kétszer akkora az atomtömege, mint a rubídiumé, mégis úgy tűnik, hogy a kozmoszban körülbelül ugyanannyi ólom van, mint rubídium.
Gamow megérezte, hogy ez a helyzet nem fér össze azzal az elmélettel, miszerint az elemek a csillagok belsejében keletkeznek. Az ő agyának a kozmikus elemgyakorisági görbe azt sugallta, hogy mindez egy hatalmas robbanás műve, olyané, mint a hidrogénbombáé. Vagy mint az ősrobbanás. Arra gondolt, hogy ha sikerülne rekonstruálnia azokat a körülményeket, amelyek között az elemek a megfigyelhető gyakoriságban létrejöttek, megtudhatná, milyen volt a Világegyetem a létrejötte utáni első pillanatokban. „A különféle atomtípusok egymáshoz viszonyított gyakoriságának kell - írta - a Világmindenség történetére vonatkozó legősibb régészeti emléknek lennie." A kérdés csak az volt, hogyan lehet megfejteni ezeket az emlékeket. A második világháború alatt Gamow a Johns Hopkins Egyetem alkalmazott fizikai laboratóriumában volt részfoglalkozású tudományos tanácsadó. Ott találkozott Ralph Alpherrel, aki aspiráns volt, és éppen akkortájt nézett doktori disszertációjához más téma után, mivel egy másik intézet fizikusa elütötte az eredménytől. Új kutatási területet keresve Alpher ráakadt egy cikkre, amely fölkeltette érdeklődését. A Brookhaven Nemzeti Laboratóriumban dolgozó Donald Hughes jó néhány atomnál megmérte a neutronbefogási hatáskeresztmetszetnek nevezett mennyiséget, és úgy találta, hogy ez a mennyiség gyorsan növekszik a periódusos rendszer első felében, majd pedig ellaposodik, mintha a kozmikus elemgyakorisági görbe tükörképe volna. Ezek szerint a neutronbefogásnak valamilyen köze lehet ahhoz, ahogy az ősrobbanás után az elemek kialakultak. Ezen az úton haladva talán megérthetjük a kozmikus gyakoriságot. Albert Einstein Kaliforniában 1933-ban. A harmincas évek elején, kaliforniai látogatásai idején Einstein találkozott Hubble-val, Humasonnal és más csillagászokkal, akiknek a táguló Univerzumra vonatkozó észlelései az általános relativitáselmélet egyik legkülönösebb
jóslatát igazolták (Cal Tech Levéltár) Az Andromeda csillagképben látható M 31-es spirálrendszer, nagyon hasonló a mi Tejútrendszerünkhöz, bár valamivel nagyobb nála. Az ottani csillagászok, ha vannak egyáltalán, a mi Galaxisunkat éppoly gyönyörűnek találhatják, mint mi az övékét. Az Andromeda-spirál alatt és fölött látható fényes foltok kísérőgalaxisok, akárcsak a mi Magellán-felhőink. A számtalan fényes pont a Tejútrendszerhez tartozó előtércsillagok képe (Hale Obszervatóriumok)
E gondolatmenet terméke egy szemtelen hangú cikk, amely megpróbálta rekonstruálni a teremtés tűzgolyójában lezajlott eseménye-ket, a Physical Review egyik 1948-as számában jelent meg - Gamow gyönyörűségére éppen április elsején. A Cornell Egyetemen dolgozó Hans Bethe igencsak meglepődött, amikor Alpher és Gamow neve mellett a sajátját is ott találta a cikk szerzőinek sorában, hiszen e munkán ő nem dolgozott, Gamow csak azért írta oda Bethe nevét is, mert úgy gondolta, milyen szép lesz, ha a keletkezésről szóló cikket három olyan ember írja, akiknek neve éppen a görög ábécé első három betűjével, alfával, bétával és gammával kezdődik. Bethe egyi-ke volt azoknak a Cavendish laboratóriumbeli aspiránsoknak, akik tizenhét évvel korábban megirták az Eddington-paródiát, és Gamow úgy érezte, hogy a mit sem sejtő Bethét bevonva a dologba, sikerül méltónak bizonyulnia ahhoz a tréfához. Az Alpher-Bethe-Gamow-féle elmélet, akárcsak a Lemaitre-féle, úgy írja le az Univerzumot, mint amely rendkívül összenyomott állapotban volt, de míg Lemaitre „ősatomja" fantasztikus sűrűségű anyagból állt, addig Gamowé szinte tisztán energiából, anyagból csak nyomokban. A Lemaitre-féle modell működési elve az atom-maghasadáshoz, az atombomba alapjához hasonlított, Gamowé pedig a magfúzióhoz, a hidrogénbombáéhoz. „Az anyag ősállapotát olyannak kell elképzelni, mint a nagyon sűrű, túlhevített neutron-gázt" - írta Gamow. Ezt az anyagot ylemnek nevezte el, a káosz állapotában levő világ anyagának ógörög elnevezése nyomán. (* II yle: alaktalan ősanyag az arisztotelészi és Arisztotelész utáni természetfilozó-fiában. - A szerk.) Az ylem az ősrobbanást követő pillanatok alatt gyorsan hűlt, 2 másodperc múltán (Az ősrobbanás leírásában gyakran szereplő másodpercet és a többi időegységet a kozmológusok nem a megszokott értelemben használják, ezek csupán a kezdeti állapot igen gyors változásainak érzékeltetésére szolgálnak, és a rendszeren belül egymással ilyen arányban álló időszakaszok kifejezéseként értelmezhetők. - A ford.) már elég hideg volt ahhoz, hogy megkezdődjék az elemek kialakulása. Ez a folyamat
körülbelül 16 órával később fejeződött be. Tízezer, esetleg 100 millió évvel az ABE (*** ABE: After the Beginning of Expansion (a tágulás kezdete után) rövidítése. - A ‚ford.) után - ahogy Gamow előszeretettel nevezte - az Univerzum már annyira lehűlt, hogy energiatartalma kisebb lett, mint anyagtartalma. Azóta is az anyag uralja az Univerzumot. Ez az elmélet katalizátorként hatott, és kiprovokálta, hogy elgondolkodjanak a világ keletkezésén. Ebben az értelemben sikert hozott. Eredeti célját, a kozmikus elemgyakoriság magyarázatát tekintve azonban kudarcot vallott. Alpher a Johns Hopkins Egyetem két másik fizikusának, Robert
Hermannak és ifjabb James Follinnak a segítségével és a National Bureau of Standardstől (* Nemzeti Mérésügyi Hivatal. - A ford.) kölcsönvett számitógéppel, amelynek kezelőpultja egy tál spagettihez hasonlított, megpróbálta kiszámítani azt a borzasztóan bonyolult neutronbefogási görbét, amely szükséges volt ahhoz, hogy az ylemből az ismert elemek Univerzumává való átalakulás modelljét megkapják. Alpher, Herman és Follin arra az eredményre jutott, hogy a dolog először az ötös, majd pedig a nyolcas atomtömegnél leáll. Az Univerzumban nincsenek ilyen atomtömegű stabil atomok, és ha laboratóriumban mesterségesen előállítanak ilyeneket, azok gyorsan szétesnek. Gamow és munkatársai nem tudtak meggyőzőnek ható folyamatot találni, amelynek révén az ősrobbanás feltételezett elemgyára képes lett volna áthidalni e két szakadékot. Minthogy az első szakadék, az ötös atomtömegnél levő, éppen a hélium után következik, a kutatók minden fáradságuk dacára képtelenek voltak a hidrogénen és a héliumon kívül más elemet kifőzni az ősrobbanás segítségével. Gamow azzal vigasztalta magát, hogy az Univerzumban található atomok 99 százaléka vagy hidrogén vagy hélium, így tulajdonképpen számot tudott adni mindennek a létrejöttéről, egyetlen százaléktól eltekintve, de ez gyenge vigasz volt. A kozmikus elemgyakoriság rejtélye megoldatlan maradt. A bizonyítékok ma arra utalnak, hogy néhány nehézelem tényleg normális csillagok belsejében keletkezik, míg mások, a nagyon nehéz elemek, mint az arany vagy az urán, szupernóva-robbanások során jönnek létre, és azután szét is szóródnak a világűrben. Ha tényleg így van, akkor ékszereink aranya olyan csillagokból származik, amelyek réges-régen felrobbantak. Azt az elgondolást, hogy az aranynál könnyebb nehézelemek egészséges csillagokban forrtak ki, alátámasztja az a tény, hogy a Baade-féle idős, II. populációs csillagokban igen kevés fém van, amint az el is várható, amennyiben ezek az égitestek azelőtt születtek, mielőtt más csillagoknak idejük lett volna telehinteni a galaxist nehézatomokkal. ( ** Pontosabban nem az aranynál, hanem a vasnál húzódik a határ a csillagokban, illetve a szupernóvákban keletkező atommagok között. - A ford.) Hogy a normális csillagok hogyan tudják nehéz atommagjaikat az űrbe juttatni, ha egyáltalán ezt teszik, ma még nem teljesen tisztázott. Gamow Big Bang-elméletének sarkalatos következménye lett egy olyan részlet, amelyre alig figyeltek a szerzők. Ha a Világmindenség valaha nagyon forró volt, és azóta állandóan csak hűl, akkor mostanság hidegnek kell lennie, ahogy valóban az is, de nem abszolút hidegnek. A kezdeti felvillanás energiájának valahol itt kell lennie körülöttünk, bár igaz, hogy az Univerzum tágulása miatt jócskán szétszóródva. Alpher és Herman 1948-ban, rendbe szedve Gamow hibás számításait, kétszer is rámutatott nyomtatásban arra, hogy a kozmosz jelenlegi hőmérsékletének 5 fok körül kell lennie az abszolút nulla fok fölött. Ennek a maradékenergiának gyenge háttérsugárzás formájában kell megnyilvánulnia, amelyik minden irányból csaknem egyforma erősséggel ér bennünket. Ez akkortájt mellékes dolognak tűnt. Csak néhány kutatónak volt valamilyen elképzelése arról, hogyan lehetne meghallani egy mindenünnen jövő háttérzajt; a megfigyeléshez talán a légkör fölé fellőhető rakétára vagy különlegesen érzékeny rádiókészülékre volna szükség. Maga Gamow, Alpher, Herman és Follin soha nem gondolt komolyan rá, hogy keresse. 1956-ban Gamow a George Washington Egyetemről a Coloradói Egyetemre ment, és ezzel az ősrobbanás-elméletet kidolgozó csapat föloszlott. Egy évtizeddel később, amikorra a rádiócsillagászat már elérte az optikai csillagászat színvonalát, a háttérsugárzást a tudománytörténet egyik legfigyelemreméltóbb véletleneként fedezték fel. Utólag többen rezignált bölcsességgel beszéltek róla, hogy mit is kellett volna tenni. A Hale Obszervatóriumokban egy alkalommal Allan Sandage visszaemlékezett egy rövid beszélgetésre, amelyet Gamow munkacsoportjának egy tagjával - hogy pontosan kivel, abban már nem volt biztos, talán Follinnal - folytatott az ötvenes évek elején, amikor azon törték a fejüket, hogy talán egy rakétát kellene fellőni, műszerekkel a fedélzetén, hogy meghallják a háttérsugárzást. „Semmi sem lett belőle - mondta Sandage -, de a csoport egy darabig a markában tartotta a Világmindenség teremtését."
6. AZ ŐSROBBANÁS VISSZHANGJA
„Mi az Ember? A Nap Fénye, amikor föltárja Attól a Szervtől függ, amelyik észreveszi." WILLIAM BLAKE
A hideg éjszakai égbolt, ahogy a megfigyelések során megmutatkozik, csupán látszat. A csillagfény, minden fény, amely bámész tekintetünknek oly gyönyörű és gazdag, valójában parányi szeletke abból az elektromágneses színképből, amelyen át a természet föltárulkozik. A kozmosz a legtöbb energiát olyan hullámhosszakon sugározza, amelyeket nem láthatunk. A spektrum e láthatatlan tartományaiba tett fontos kirándulások egyike vezetett el minket a fényénél sokkal nagyobb hullámhosszak, a rádiósugárzás vizsgálatához. Már jó ideje sugározták a mesterséges rádiójelekből álló adásokat, amikor a természetben is sikerült felfedezni e hullámokat. Egy fiatal német fizikus, Heinrich Hertz, már az 1880-as években előállított rádióhullámokat laboratóriumban, az olasz Guglielmo Marconi pedig a századfordulón kifejlesztett egy működő rádióadót, így azután nem csoda, hogy a „rádió" szó valami mesterséges dologra utaló jelentést is kapott, éppúgy, mint az „autó" vagy az „aszpirin". A Világmindenség azonban már a kezdet kezdetétől részt vesz a rádiózásban, és éppoly határozott portrét fest magáról ezeken a hullámhosszakon, mint a látható fényén. Ha a szemünk a rádióhullámokra volna hangolva (amihez legalább akkorának kellene lennie, mint egy tálca), az égbolt egészen különösnek tűnne: a csillagok, néhány villogó pulzártól eltekintve, elhalványodnának, a galaxisok a látható fényben megismert méretük többszörösére duzzadnának, a Tejút pedig parázsló tűznek tűnne. Az Univerzumban többféleképpen is keletkezhet rádiósugárzás. Mihelyt a csillagászok elkezdtek rádiózással foglalkozni, az egész újból gazdagnak és különösnek látszott. Amikor Hertz felfedezte a rádióhullámokat, néhány tudós, elsősorban Sir Oliver Lodge, fizikus és spiritiszta, megjósolta, hogy lehet valami olyan dolog, hogy rádiócsillagászat, de ez a prófécia feledésbe merült, mert a technika nem volt elég fejlett a megvalósitásához. Az űrből érkező rádióhullámokat véletlenül fogta egy mérnök, aki valami mást keresett. Karl Janskyt, aki a New Jersey állambeli Holmdelben, a Bell Telefon Társaság kutatólaboratóriumában dolgozott, 1931-ben azzal bízták meg, hogy vizsgálja a nagy távolságú telefon-összeköttetésre ható légköri zavarok okát. Jansky szabad ég alatt felépített egy sor telefonkábelből álló hálózatot azzal a céllal, hogy megállapitsa, honnan jön a zavar. Az antenna nyolc darab, egyenként 12 láb (kb. 3,7 méter) magas, futballkapu alakú, párosával fölállitott, gyenge favázra erősített acélrúdból állt. A 100 láb (kb. 30 méter) hosszúságú szerkezet négy, küllős repülőgépkereken és egy kör alakú téglaalapzaton nyugodott. Az antenna kivezetését erősítőre kötötték, amelyhez regisztrálóberendezést kapcsoltak. Jansky a rádiózaj forrásának irányát az antenna körbeforgatásával tudta megállapítani, abból, hogy a szalagíró műszer mikor jelzett csúcsot. Egy korabeli fotón golfnadrágban láthatjuk Janskyt, amint a nagy, félig kész, dupla szárnyú repülőhöz hasonlítható antennát állítja. Janskynak néhány hónap alatt sikerült megállapítania, hogy a távolsági telefonálókat kínzó zajokat három csoportba lehet sorolni. Legtöbbjük közeli zivatarok villámlásából ered, amint gyanították. További zajokat okoznak a távolabbi égiháborúk, és Janskynak az a megállapítása, hogy az ebből származó zajszint magasabb, mint korábban feltételezték, Bellék szempontjából eredményessé tette a kísérletet. Ezenfelül Jansky egy harmadik zajt is észlelt, amelyet nem tudott megmagyarázni: egy gyenge, állandó sustorgást, amely nem változott az időjárással, és úgy tűnt, hogy az égbolt egy bizonyos pontjából ered. Jansky először arra gyanakodott, hogy ez a Nap rádiósugárzása, valami olyan jelenség, amit Lodge már 1894-ben megjósolt, de ahogyan teltek a hónapok, és a Nap elvándorolt korábbi helyéről a csillagok között, a rádióforrás nem követte csillagunkat, hanem az állócsillagokhoz képest változatlan helyen maradt. 1933-ra Jansky már meg tudta becsülni, hogy e helynek 17 óra 30 perces rektaszcenziónál és 30°-os deklinációnál kell lennie. Egy csillagtérképen megállapította, hogy ez éppen a Tejútrendszer középpontjával esik egybe. Kissé vonakodva bár, de Jansky arra következtetett ebből, hogy a Föld a Tejút szívéből érkező rádióhullámokban fürdik. Ez volt az első abból a sok leckéből, amelyet meg kellett tanulnunk a rádióégbolt különcségeiről, ahol a távoli galaktikus erőművek túlragyogják a közeli csillagokat. javasolta, hogy valaki építsen csillagászati célokat szolgáló antennát. Az ő antennája ugyanis a víszonylag hosszú, 14 méteres hullámhosszon dolgozott a leghatásosabban, s ezen a feloldás, az a képesség, Jansky
hogy éles képet adjon, szükségképpen rossz. Azon a véle-ményen volt, hogy az eget egy 1 vagy 2 méteres hullámhosszon pásztázó antenna már eléggé tisztán fel tudná bontani a kozmikus rádióforrásokat ahhoz, hogy felvegyék vele az égbolt hű rádiótérképét. Csak kevés obszervatóriumban ismerték Jansky munkásságát, és senki sem volt felkészülve arra, hogy egy ilyen vállalkozást pénzzel támogasson, kivéve egy amatőrcsillagász rádiómérnök, Grote Reber. Ó az illinois-i Wheatonban, Chicagónak George Ellery Hale gyermekkori „obszervatóriumától" nem túl messze fekvő egyik külvárosában, háza hátsó udvarán barkácsolta össze a világ első rádiótávcsövét. A szerkezet feltűnően hasonlított ma használatos utódaihoz. 31 láb (kb. 9,5 méter) átmérőjű fémtányérja a rádióhullámokat a gyújtópontjában elhelyezett, négy kimerevített fémváz tartóra erősített vevőre irányitotta. Két lópatkó alakú fémsín tette lehetővé, hogy a fémtányért billegtetni lehessen, mig a Föld forgása gondoskodott arról, hogy a távcső kelet-nyugati irányban is végigpásztázhassa az eget. A Reber háza mögött álló teleszkóp csak úgy vonzotta a turistákat. Miközben a rádióeget térképezte, Reber bejárt a Chicagói Egyetem egyik csillagászati előadás-sorozatára, hogy felfrissítse tudását. Azután elvitte térképeit és táblázatait a Yerkes Obszervatóriumba, s megpróbálta meggyőzni a csillagászokat, hogy olyasvalamit hozott, amit érdemes megnézni. Az obszervatórium új igazgatója Otto Struve volt. Ő később így emlékezett vissza az esetre: „Reber egy nagy halom rajzot hozott a Yerkes Obszervatóriumba, amelyek a műszere által a 2 méternél valamivel rövidebb hullámhosszon felvett égi sugárzás intenzitáseloszlását mutatták. A regisztrálóberendezés által rajzolt vörös görbén határozott intenzitásnövekedésre utaló kidudorodás jelent meg, éppen akkor, amikor a Tejút áthaladt az antenna fölött. A sok heves és éles zavar bosszantó volt, ezeket Reber azzal magyarázta, hogy különféle elektromos készülékektől erednek, például az egy vagy két háztömbbel arrébb dolgozó fogorvosi fúrótól, a közeli utcán közlekedő trolibusztól vagy egy arra haladó autó rossz gyújtásától." Struve rájött, hogy mivel a rádióhullám áthatol azokon a csillagközi por- és gázfelhőkön, amelyek akadályozzák a látható fény terjedését, Galaxisunk középpontja, amely az optikai csillagászok elől örökre el van rejtve, közvetlenül megfigyelhetővé válhat a rádió-tartományban. A legtöbb ottani csillagász azonban kételkedve, sőt ellenségesen fogadta ezt a hátborzongató égboltot, amelyet éjjel-nappal meg lehetne figyelni, ahol a fényes csillagok láthatatlanok, a Nap homályos folt, s a Tejút magja olyan, mint egy beteg csontjainak röntgenképe. Amikor Reber a munkájáról cikket nyújtott be az Astrophysical Journal című laphoz, a bírálók azzal utasították vissza, hogy hihetetlen. Szerencsére Struve volt a szerkesztő a folyóiratnál, és így a kifogás ellenére megjelentette. Baade, Rudolph Minkowski és Greenstein a csillagászoknak abba a maroknyi csoportjába tartozott, akiknek az érdeklődését felkeltette a dolog. „Lassanként felismertük - írta Struve -, hogy a csillagászatnak teljesen új ága van születőben." A radartechnika második világháború alatti gyors fejlődése, amely elsősorban a britek érdeme, megteremtette azt a műszaki bázist, amelyet később a rádiócsillagászat alkalmazott, és ráadásul néhány véletlen felfedezésre is vezetett. A polgári életből háborús szolgálatra az angol hadseregbe behívott J. S. Hey felállított egy rendszert a németek zavaró radarjeleinek észlelésére. 1942 februárjában 4-8 méter hullámhosszú sugárzást észlelt, amelyről először nem tudta, hogy honnan származik, később azonban kinyomozta, hogy egy nagy napfolt fölött megjelent napkitörés okozta. Ugyanebben az évben a Bell Laboratóriumok egyik kutatója felfedezte a „nyugodt Nap" hőmérsékleti rádiósugárzását. Az a radarrendszer, amelyet a La Manche csatornán a V2 rakéták felkutatására állítottak fel, érzékelte a Jansky és Reber által már vizsgált tejútsugárzást. Az e vizsgálatokat végző kutatók egymástól teljesen elszigetelve dolgoztak, hiszen munkájuk szigorúan titkos volt. A Hollandiában dolgozó csillagászok, akik a náci megszállás miatt nem folytathattak megfigyeléseket, az elméleti kutatások felé fordultak. Jan Oort, aki részt vett a Tejútrendszer szerkezetének csillagászati fotók alapján végzett vizsgálatában, és tudott Jansky és Reber felfedezéséről, arra biztatta egyik hallgatóját, H. C. van de Hulstöt, hogy foglalkozzék az ügy elméleti vonatkozásaival, és nézze meg, hogy meg tudja-e állapítani, milyen körülmények között születtek a kozmikus rádióhullámok. Mivel a világűrben minden más anyagnál több a hidrogén, van de Hulst a hidrogénatom vizsgálatára összpontosította figyelmét. 1944-ben, alighogy véget ért a megszállás, bejelentette, hogy a világűrben levő hidrogénatomoknak elméletileg 21 centiméter hullámhosszúságú rádiósugárzást kellene kibocsátaniuk. A Szovjetunióban Joszif Szamuelovics Sklovszkij, tőle függetlenül, ugyanerre az eredményre jutott. Van de Hulst és Sklovszkij munkája az atom mágneses tulajdonságainak Bethe, Niels Bohr, Enrico Fermi és más fizikusok által végzett vizsgálataira épült. A végső következtetés az volt, hogy a hidrogén-atomban csekély mértékű mágneses instabilitás figyelhető meg, amely minden atomot arra késztet, hogy időről időre
egy-egy energiakvantumot bocsásson ki magából. Ez azonban nagyon ritka esemény egy atom életében 11 millió évenként csak egyetlenegyszer következik be -, és a csillagközi térségben mindössze egy hidrogén-atom található köbcentiméterenként, kevesebb, mint amennyi a földi laboratóriumban előállítható legtökéletesebb vákuumban. A világűr azonban olyan óriási, hogy a 11 millió évenként csupán egyetlen pisszenést hallató hidrogénatomok összessége folytonos rádiósugárzássá egyesül. A számítások azt mutatták, e rádiósugárzásnak a 21 centiméteres hullámhosszon kell fellépnie. A galaxisok tele vannak hidrogénnel, és így feltételezhető, hogy a 21 centiméteres hullámhosszon részletesen feltérképezhetők. A csillagrendszerek forgási sebességét is meg lehetne állapítani a 21 centiméteres vonal Doppler-eltolódásának mérésével. Amint a háború befejeződéséhez közeledett, megindult a versenyfutás ennek a fontos égi rádiósugárzásnak a kimutatásáért. Oort és egyik munkatársa, C. A. Muller, Leidenben épített egy 21 centiméter hullámhosszon dolgozó vevőkészüléket, és ezt felakasztotta a Holland Posta és Távírószolgálat 24 láb (kb. 7,3 méter) átmérőjű paraboloidantennájára. A sebtében összeszerelt vevő azonban tüzet fogott, és még mielőtt rendbe hozhatták volna, a Harvard két kutatója, Edward Purcell és E. M. Ewen „doki" megelőzte őket a sugárzás felfedezésében. Purcell, aki az atommagok mágneses rezonanciájának vizsgálatáért majd Nobel-díjat kap, a háború alatt a radar fejlesztésén dolgozott. Megvolt a szakértelme ahhoz, hogy hogyan kell olyan vevőt építeni, amellyel fogni lehet a hidrogénatomok 21 centiméteres kézjegyét. Amikor Ewen, a mikrohullámú rádiózás és a radar iránt érdeklődő doktorandusz, beszélt neki van de Hulst elméletéről, Purcell így szólt: „A fenébe is, nem kell ehhez ennyi csillagászatot tudnunk. Lássuk, meg tudjuk-e csinálni!" Antennájuk fürdőkád nagyságú, fából készült kürt volt, amelyet rézfóliával vontak be, s a Harvard egyik fizikai laboratóriumának ablakán kidugtak. Az egész négyszáz dollárba került. Az arra járó diákok hógolyókat hajigáltak bele. A legtöbb elektronikus műszert kölcsönbe kapták. Ikervevőket használtak, amelyek egymás után pásztázták végig a 21 centiméteres hullámhosszat, így a mindkét készüléken egyszerre jelentkező hamis rádiózajt könnyen kiszűrhették, míg a valódi hidrogénsugárzást az árulta el, hogy a két vevő egymás után maximális jelet észlelt, amikor áthaladt a 21 centiméteres hullámhosszon. 1951. március 25-én Purcellnek és Ewennek sikerült felfognia a 21 centiméteres adást. Megállapították, hogy az akkor volt a legerősebb, amikor a kürt éppen a Tejútrendszer középpontja felé nézett. Hat héttel később, amikorra sikerült kijavítaniuk elszenesedett elektronikájukat, Oort és Muller is ugyanezt figyelte meg, majd júliusban egy ausztráliai kutatócsoport járt sikerrel. Az ezt követő esztendőkben a rádiócsillagászat gyorsan fejlődött. Nagy rádiótávcsöveket építettek Ausztráliában, a Szovjetunióban, az Egyesült Államokban és Angliában, ahol a brit csillagászok különösen szívesen fogadták ezeket a berendezéseket, mivel munkájukat sokáig hátráltatta a felhős idő. Az új tudományág felfedezései között olyan egzotikumok is szerepeltek, mint a pulzárok - a szuper-nóva-robbanás után visszamaradó, gyorsan forgó, igen nagy sűrűségű csillagok - és a rádiógalaxisok, amelyek túlontúl sok energiát pazarolnak el ahhoz, hogy a teoretikusok könnyedén meg tudják magyarázni működésüket. Olyan időszak volt ez, amikor az újdonságok elhomályosították a visszatekintést. Kevesen emlékeztek csak érdemben Gamow, Alpher és Herman elméleteire. Ahogy Gamow mondta, mindannyian a robbanásszerű kezdet nyomán visszamaradt sustorgás óceánjában élünk. De senki sem hallgatott erre. Gamowot azért izgatta az ősrobbanás, mert az az elemek keletkezésének útja lehetett, majd húsz esztendővel később viszont elméletét olyan kutatók támasztották fel, akiket nem az elemek keletkezése, hanem azok elpusztulása érdekelt. Robert Dicke és princetoni munkatársai P. J. E. Peebles, P. G. Roll és D. T. Wilkinson azt a lehetőséget vizsgálták, hogy a Világmindenség lüktet: évmilliárdokig tágul, majd tűzgömbbé omlik össze, amely ismét szétrobbanhat, hogy újabb kozmoszt hozzon létre. Dicke azzal a kérdéssel foglalkozott, vajon az összeomló Univerzumban keletkező hő elég nagy-e ahhoz, hogy az összes atomot lebontsa, s így minden egyes új Univerzum tiszta lappal induljon, elődjének bármiféle nyoma nélkül. Ha így van, akkor minden olyan kérdés tudományos vizsgálatát el kell vetnünk, amely az ősrobbanás előtti időszak kozmikus történetére vonatkozik, mivel e korábbi időszakból származó összes információ elpusztulhatott. Ha viszont nincs így, akkor az ősrobbanást túlélt nyomok tanulmányozása elárulhat nekünk valamit arról az Univerzumról, amely a robbanást megelőzte. Dicke és kollégái úgy számították, hogy egymilliárd fok hőmérsékletű tűzgömbre - ahogyan ők mondták, „jó forró labdára" - lenne szükség ahhoz, hogy az a táblát teljesen tisztára törölje. Ez a gondolatmenet vezette őket, ellenkező irányból, ugyanolyan
számításokhoz, mint amilyeneket Gamow végzett. 1964 folyamán szemellenzősen folytatták számításaikat. Dicke később beismerte, „figyelemre méltó tudatlanság volt, amennyire nem ismerték Gamow kutatásait". Ahogy egyre pontosabban körvonalazták a „forró" ősrobbanás elméleti feltételeit, úgy kezdett derengeni nekik is - mint Gamownak, Alphernek és Hermannak a negyvenes években -, hogy a robbanás energiája egy részének, úgy is mondhatjuk, a visszhangnak, még ma is át kell járnía az Univerzumot. A háború alatt Dicke együtt dolgozott Purcell-lel a rádiózás területén, és kifejlesztette a Dicke-féle radiométert, ezt a különlegesen finom műszert a mikrohullámú (azaz nagyon rövid hullámhosszú) rádiósugárzás felfogására. 1946-ban az égbolt felé fordított egy ilyen sugárzásmérőt, és megállapította, hogy bármilyen rövidhullámú kozmikus rádiósugárzásnak (amiről úgy képzelte, hogy a galaxisok-ból ered) 20 Kelvinnél (* A mikrohullámú tartományban célszerű a jel energiáját hőmérsékletként kifejezni.) kisebb energiájúnak kell lennie. Dickének és három munkatársának erről szóló cikke nem sokkal azelőtt jelent meg a Physical Review-ban, hogy ugyanott napvilágot látott Gamow ősrobbanás-elmélete. Ma is bárki előveheti a kötetet, és elolvashatja hogy Gamow kutatócsoportja 5 kelvines háttérsugárzást jósolt, míg néhány tucat oldallal arrébb Dicke arról számolt be, hogy a mikrohullámú kozmikus sugárzásnak 20 kelvin alatt kell lennie. De a két csoport soha nem lépett kapcsolatba egymással. Dicke akkoriban még nem gondolt az ősrobbanásra, Gamow pedig nem tudta, hogy létezik műszer, amely képes kimutatni a visszhangját. Amikor 1964-ben Dicke feltámasztotta a kozmikus háttérsugárzás ötletét, Roll és Wilkinson munkához látott, hogy kimutatására egy modern Dicke-féle radiométert építsen. A berendezés kicsi volt, régi akusztikus fonográfhoz hasonlított, de elegáns is volt, mint egy ékszer. Folyékony hélium hűtötte áramköreit, csökkentve a készülék belső zaját, ezáltal növelve stabilitását, ezenkívül összehasonlítási alapul szolgált a kozmikus háttérsugárzás hőmérsékletének megállapításához. Hozzátartozott még egy, az égbolt felé irányított aranyozott kürt is. Ezalatt Peebles nekilátott, hogy közleményt írjon arról, amit felfedezni reméltek. A háttérsugárzásnak, ha tényleg az ősrobbanásból maradt fenn, feketetest-sugárzásnak kell lennie. Az abszolút fekete test sugárzása egy olyan ideális, csupán a kvantumelmélet ismeretében megszerkeszthető görbével jellemezhető, amely megadja, hogy az adott hőmérsékletű forrásból valamely hullámhosszon milyen intenzitású sugárzás várható. A háttérsugárzás hőmérsékletének az ősrobbanás összenergiájától kell függenie. Peebles bizott benne, hogy ez a sugárzás még napjainkban, mintegy 15 milliárd vagy még több évvel az esemény után is elég erős, és a mikrohullámú tartományban megfigyelhető. Ugyanebben az évben két szovjet csillagász, Doroskevics és Novikov átnézte Gamow régi írásait, és rábukkant a háttérsugárzás megjövendölésére. Rájöttek, hogy ezt a sugárzást rádióhullámhosszon lehet megfigyelni. Külön kiemelték, hogy a kutatásra a mikrohullámok tartománya a legígéretesebb, sőt arra is javaslatot tettek, hogy a világ rádióantennái közül melyik volna a legalkalmasabb erre a feladatra: a New Jersey-i Holmdelben működő Bell Laboratóriumok kürt alakú antennája, mindössze 50 kilométerre attól a helytől, ahol - a szovjet kutatók előtt ismeretlenül - Dicke és munkatársai ugyanezzel a kérdéssel foglalkoztak. A hosszú rádióhullámokat, mint a nagy halakat, ritka szemű hálóval is meg lehet fogni, de a mikrohullámokhoz, mint a kis halakhoz, sűrűbb hálóra van szükség, ezért építették a Bell cég kürtantennáját tömörre. Az egész olyan volt, mint egy marhavagon méretű alpesi kürt. Az egyik végén óriási merítőkanál engedte bele a mikrohullámokat. A kürt a gyújtópontba vezette őket, amely egy cölöpökre állított deszkabódéban volt. Az elektromágneses színképnek abban a tartományában, amelynek felfogására épitették, a Holmdelben felállított kürtantenna az akkori legérzékenyebb rádió-teleszkópok közé tartozott, de elsősorban mesterséges holdas hirközlésre használták, nem csillagászati célokra. Dicke kutatócsoportja nem nagyon gondolt alkalmazására. Arno Penziast, a Columbia Egyetemen végzett fiatal kutatót, 1961-ben azzal az ígérettel csábították a Bell céghez, hogy ha tehetségét jól kamatoztatja a kürtantenna mint távközlési eszköz tökéletesítésében, akkor majd megengedik neki, hogy csillagászati célokra is használja. A következő esztendőben csatlakozott hozzá a Rice Egyetem aspiránsa, Robert Wilson, aki a Cal Techen írt szakdolgozatot rádiócsillagászatból. Ők ketten igazán jó csapatot alkottak. Penzias gyors gondolkodású volt, az ötletek kezdeményezője, érdeklődési köre a muzsikától és a szépirodalomtól a természettudományokig terjedt, az elvi
dolgokban merész, ha néha el is nagyolta a részleteket. Wilson hallgatagabb és aprólékosabb volt, a pontosság megszállottja, volt türelme hozzá, hogy kicsikarja a szeszélyes, modern elektronikus eszközökből a prospektusukban megadott névleges teljesítményt. Penzias szerette a lelkes monológokat, szeretett nagy összefüggéseket felvázolni a gondolatok között, mialatt Wilson mosolyogva hallgatta, és alkalmanként félbeszakította, hogy kijavitson egy-egy adatot vagy megmagyarázzon egy kifejezést. A Bell Telefon Társaságnak jelentős érdekeltsége volt az akkor még embrionális állapotban levő műholdas hírközlésben. Elrendelte, úgy alakítsák át a mikrohullámú kürtantennát, hogy az kapcsolatba léphessen az első Telstar holdacskával. A tervek szerint a Telstarnak telefonbeszélgetéseket és televíziós jeleket kellett volna közvetítenie az Atlanti-óceánon át, a vonal egyik végén a Maine állambeli Andoverben felállitott Bell-antennával, a másikon pedig egy újonnan felállitandó antennával Franciaországban. Már közelgett a Telstar felbocsátásának időpontja, a franciák antennája azonban még mindig csak épülőfélben volt. A Bell cég vezetői félni kezdtek, hogy pályára kerül a drága mesterséges hold, és a Földön csupán egyetlen állomás tud majd vele kapcsolatot teremtení. „Elég szegényes lenne, ha felsugároznának valamilyen jelet a műholdra, és azután ugyanott fognák fel - mondta Penzias. Meg lehetne csinálni a kísérletet pusztán az andoveri antennával is, de ez lélektanilag rossz volna. Valahogy nehéz az embernek rászánnia magát, hogy összecsőditse az újságírókat, felküldjön egy jelet, és azt mondja: »Nos, a jel már felért, és jön vissza.« Azt szeretné, ha a jel valahova máshova jutna el. Bellék nem voltak biztosak benne, hogy a franciák elkészülnek, és ezért, minden eshetőségre készen, még egy vevőt szerettek volna." Ebből a célból elsősorban a zaj erősségét kellett csökkenteni. Minél kevesebb ugyanis a hamis jel a vevőkészülékben, annál tisztább lesz a mesterséges hold által továbbított kép, és annál ígéretesebb Bellék bemutatkozása ezen a területen. Penzias és Wilson, hogy a lehető legjobb jel-per-zaj viszonyt kapja, a holmdeli kürtre mézert szerelt (MASER = Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation, azaz mikrohullámú erősítés a sugárzás stimulált kibocsátása révén). Ez olyan szerkezet, amely elraktározza a beletáplált energiát, és csak akkor ereszti ki, amikor egy megfelelő frekvenciájú gyenge jelecske „megcsiklandozza". A mézer szívében krómatomokkal megtűzdelt rubinkristály található, amelyet az abszolút nulla fok közelébe kell lehűteni. Penzias és Wilson ebből a célból 4 kelvines folyékony héliumot tartalmazó, 4 láb (kb. 1,2 méter) magas, sárga acélpalackokkal zsúfolta tele a vevőkészülék bódéját, és hajlékony csövekkel kötötte őket a mézert körülvevő borításhoz. A szelepek azonban elfagytak és szétrepedtek, héliumfelhővel töltve be a zsúfolt helyiséget, de amikor a csőrendszer jól viselkedett, a mézer pompásan működött. A franciák éppen addigra helyezték üzembe antennájukat, mire a Telstart fellőtték, a jeleket az Atlanti-óceán fölött mindhárom földi állomás igénybevételével továbbitották, és így a program sikerrel fejeződött be. Penzias és Wilson végre szerette volna a kürtantennát és az új mézert rádiócsillagászati megfigyelésekre is használni. A Bell cég azonban előbb még egy megbízást adott. A társaság mérnökeinek szükségük volt az antenna érzékenységének pontos ismeretére, hogy biztosak lehessenek benne: a Telstar valóban előírás szerint dolgozik, amikor jeleket továbbít a Földre. A kért adatok mérnöki szakkifejezése „nyereség", ami arra utal, hogy a mért jel hányad részét „nyerték" a Telstarról felfogott sugárzásból a vevőkészülék erősitőjével felerősített jel erősségéhez viszonyítva. Hogy a kérdésre választ tudjanak adni, Penzias és Wilson helikoptert küldött fel kis méretű mikrohullámú adóval a fedélzetén. Meghagyták a pilótának, hogy körözzön Holmdel fölött, a kürtöt ráirányították az adóra, és regisztrálták az eredményt. Ismerve a helikopter pontos távolságát és az adó teljesitményét, sikerült meghatározniuk az antenna nyereségét. Ez a feladat nagyrészt kulimunka volt. Penzias és Wilson azzal vigasztalta magát, hogy ha sikerül igen nagy pontossággal megállapítaniuk az antenna nyereségét, akkor majd hozzákezdhetnek a kozmikus rádióforrások abszolút rádióintenzitásának tudományos értékű megfigyeléséhez. Ez segítséget jelentene más rádiócsillagászoknak, akik csak elvétve ismerték az általuk megfigyelt kozmikus rádióobjektumok sugárzásának valódi intenzitását, minthogy csak a legritkább esetben vesztegették arra az idejüket, hogy megmérjék antennájuk nyereségét. Azt remélték, hogy így az egyébként fárasztó kötelességteljesítésből sikerül egy picinyke valódi tudományos eredményt is kicsikarniuk. Amikor összesítették adataikat, az eredmény ugyan elég jó volt a Telstar-program számára, de nem felelt meg a csillagászok számára. A gondot az okozta, hogy egy állandó, változatlan erejű, titokzatos, mély zaj hallatszott a vevőben. Éjjel-nappal ott volt a regisztráló szalagíróján, függetlenül attól, hogy az antennát az égbolt mely pontjára irányították. Ezt a fajta zajt már korábban észrevették, és a
mézer felszerelése óta fejtörést okozott. A jelenség durva vitákat váltott ki a mézer és az antenna tervezői között. Az előbbiek az egészet az antenna rovására írták, az utóbbiak pedig a mézerére. A dolog most Penziast és Wilsont hozta zayarba. Elhatározták, hogy megkeresik a zaj forrását, ha az az antennán kívülről ered, vagy eltávolítják, ha benne van; vagy „fölmentik" az antennát, vagy megjavítják. Leszerelték róla a mézert, és gyanakvásuk beigazolódott. A kürt belsejében két fészkelő galambot találtak. A galamb testéből áradó hősugárzásnak kis része a mikrohullámú tartományban jelentkezhet. A galambokat a társaság kézbesítőjével elküldték a New Jersey-i Whippanybe, a Bell cég központjába, az antennától 100 kilométerre. A galambokról azonban kiderült, hogy postagalambok, és két nappal kés őbb ismét a kürtben tanyáztak. Penzias és Wilson újból kilakoltatta őket. A galamb nélküli kürtantenna hőmérséklete csupán fél fokkal volt kisebb. Ezután kiszerelték a kürt szűk torkát, kicserélték néhány gyanús alkatrészét, az egészet lesúrolták és felújították. Az egész művelet mindössze egytized fokkal csökkentette a szűnni nem akaró zajt. Wilson ekkor hason csúszva végigvizsgálta az antenna belsejének minden centijét, és aluminium szalaggal eltakarta a szegecseket. A sustorgás csak nem szűnt meg. Ő és Penzias sorra vett és el is vetett minden természetes és mesterkélt magyarázatot, ami csak eszükbe jutott. Hónapok teltek el így. A sustorgás továbbra is hallatszott az égbolt minden zugából. „Íme, olyan eredményt kaptunk, amelyről úgy gondoltuk, hogy nem lehet helyes - mondta Penzias. Figyelmen kivül hagyhattunk minden létező ismert rádióforrást, ha másért nem, azért, mert az akkoriban ismert rádióforrások ínkább hosszúhullámon sugároztak, mint röviden. Ez a dolog viszont éppen a rövid hullámhosszon jelentkezett. Az egyetlen kivétel a feketetest-sugárzás. Mi viszont tudtuk - vagy legalábbis tudni véltük -, hogy odakint az űrben semmiféle fekete sugárzás nem lehet, hisz az teljesen üres. Így azután megrekedtünk ennél a rejtélynél." Igy tehát 1964-ben három kutatócsoport dolgozott az ismeretlenség tökéletes háromszögének csúcsaiban. A szovjetek megjósolták, hogy ha Gamownak igaza van, és az Univerzum ősrobbanásban született, akkor az egész égboltot a feketetest-görbét követő háttér-sugárzásnak kell kitöltenie, és ennek a Bell-kürttel hallhatónak kell lennie. Belléknél Penzias és Wilson pontosan ilyen hangot vett, de nem tudta, hogy mi az. A Holmdeltöl félóra autóútra levő Princeton-ban Dicke és csoportja épp arra készült, hogy felkutassa ezt a zajt, bár nem tudott sem Gamowról, sem a szovjetekről, sem pedig Bellék-ről. És Gamow sem tudott egyik erőfeszitésről sem. Penzias és Wilson arra készült, hogy a hírt, amelyet saját kudarcuknak tekintettek, mivel nem tudtak számot adni a zaj okáról, egy, a holmdeli antenna kalibrációjáról beszámoló, száraz cikkben elrejtse. „A rádiócsillagászat korai története tele volt helytelen eredményekkel - magyarázta Penzias. - Bár ez minden tudományra igaz, amikor a kezdeti lépéseknél tart, de mi, rádiócsillagászok, rettegtünk tőle, hogy több hibát követünk el. Így azután eltemettük egy másik. írásunkban. A cikk terjedelme vagy húsz oldal volt, a közepe táján a maradékzaj problémájával. Ha tévedünk ezzel kapcsolatban, ha véletlenül átsiklottunk valamilyen nyilvánvaló magyarázat fölött, az olvasók nem fogják ezt a dolgozat sarkalatos kérdésének tekinteni. Így nem érhet kritika." 1964 decemberében, visszatérőben egy Montrealban rendezett csillagászati konferenciáról, Penzias éppen a washingtoni Carnegie-alapítványnál dolgozó Bernard Burke mellett ült a repülőgépen, és említette neki a maradéksustorgás okozta gondjait. Nem sokkal később, már Holmdelben, telefonhívást kapott Burke-től, aki az iránt érdeklődött, hogy hogyan mennek a dolgok. „Még mindig megvan ez az átkozott sustorgás - mondta Burke-nek. - Valószínűnek tartjuk, hogy tényleg létezik, és túlságosan fontosnak tűnik ahhoz, hogy ne hozzuk nyilvánosságra. Biztos, hogy valaki lelő bennünket, ha továbbra is hallgatunk róla, igy azután most éppen azon fáradozunk, hogy ebbe a másik cikkbe is elássuk." Burke azt válaszolta, hogy épp az imént látott egy levonatot Peebles cikkéről, amelyen Princetonban dolgozott, s megjósolta, hogy az Univerzum születéséből visszamaradó körülbelül 10 fokos háttérsugárzást lehetne észlelni mikrohullámú rádiótávcsővel; nem volna-e kedve Penziasnak elolvasni. Penzias felhívta Dickét, aki küldött is neki egy példányt a még publikálatlan Peebles-cikkből. Penzias végigolvasta, és ismét fölhívta Dickét. Ő autóval átment hozzá, megnézte a kürtantennát és az eredményeket. Aztán Penziasszal és Wilsonnal egymásra meredtek. Az esetleges konfliktus elkerülésére elhatározták, hogy eredményeiket közösen publikálják. Sebtében két levelet juttattak el az Astrophysical Journal Letters című folyóirathoz. Az elsőben Dicke és munkatársai a kozmikus háttérsugárzásnak mint az ősrobbanás-elmélet bizonyítékának jelentőségét
körvonalazták. Peebles cikke még nem jelent meg, de az ő munkájáról is elismeréssel szóltak. A második levelet Penzias és Wilson írta alá, ez Az antenna-hőmérséklet többletének mérése 4080 megahertzes frekvencián címet viselte, és így kezdődött: „A New Jersey állambeli Holmdelben működő Crawford Hill Laboratórium 6 méteres kürttükrös antennája zenitbeli zajának effektiv hő mérsékletére vonatkozó mérések... 4080 MHz frekvencián a vártnál mintegy 3,5 K-nG1 magasabb hőmérsékletértéket adtak. Megfigyeléseink hibáján belül ez a többlethőmérséklet izotrop, polarizálatlan és nem mutat évszakos változást (1964 júliusa és 1965 áprilisa között). A megfigyelt zajszerű többlethőmérséklet egyik lehetséges magyarázatát Dicke, Peebles, Roll és Wilkinson (1965) adja egy, az ugyanebben a számban megjelenő levelében."
Purcell a Harvardon olvasta ezt a szerény közleményt. „Ez talán a legfontosabb dolog is lehet, amit valaki valaha látott" - mondta. Penzias és Wilson nehezen fogták föl felfedezésük jelentőségét. „Korántsem egy napig tartott, míg felismertük értékét" - mondta Penzias. Wilson meg volt lepve, hogy a hír a The New York Times első lapjára került 1965. május 21-én, méghozzá úgy, hogy a cikk alatt rögtön ott volt a szerző neve is. „A Bell Laboratóriumokban dolgozó tudósok megfigyelték azt, amit a Princeton Egyetem egyik kutatócsoportja az Univerzumot életre hívó robbanás maradványának tart" - kezdődött a történet. „Úgy hiszem, Walter Sullivan cikke értette meg velünk a dolgot - mondta Wilson, elolvasva a Times beszámolóját. - Azután már nagyobbnak tűnt a felfedezés. Fontosabbnak." A más frekvenciákon is elvégzett újabb megfigyelések igazolni látszottak azt a feltevést, hogy a háttérsugárzás a fekete test sugárzására jellemző görbét követi - ez olyasféle, mint a hullámvasút pályája: enyhe emelkedő után gyors süllyedés jön -, ahogyan Gamow Big Bang-elmélete megjósolta. A princetoni csoport hat hónap alatt helyezte üzembe radiométerét, és a háttérzajt a 3,2 centiméteres hullámhosszon mutatta ki. (A holmdeli antenna 7,35 centiméterre volt hangolva.) A jelek intenzitása éppen oda esett a görbén, ahova az elmélet előre jelezte. A harmadik mérést a cambridge-i egyetem csillagászai végezték el 20,7 centiméteren, és ez is megfelelt a várt görbének. Ezek az észlelések a feketetest-sugárzási görbe enyhén emelkedő oldalára estek. A görbe várt csúcsa olyan hullámhossznál van, ahol a Föld légkörével való kölcsönhatás miatt lehetetlen a földi megfigyelés. Végezetül rakétákat és mesterséges holdakat használtak ahhoz, hogy a háttérsugárzást a csúcsa közelében is kimérjék, de ezt megelőzően néhány csillagász elegáns eljárást talált, amellyel lényegében ugyanezt a megfigyelést lehet elvégezni, közvetetten, az űrben található molekulák tanulmányozásával. Később ők is megtudták, hogy vizsgálataikat már a negyvenes években majdnem pontosan ugyanabban a formában elvégezték mások - ez is egyike annak a sok egybeesésnek és csaknem elhibázott kísérletnek, ami olyannyira jellemző ennek a különleges témakörnek a történetére. Sokféle molekulát találtak a világűrben felhőkben lebegve, többek között a vízét, a szén-monoxidét (amelynek kimutatásában Penzias és Wilson is segédkezett), sőt az alkoholét és a formaldehidét is. Még nincs teljesen tisztázva, hogy ezek a molekulák hogyan kerültek oda, de feltehetően egy részük akkor jött létre, amikor egy csillagközi felhőben két összeillő atom egymásba ütközött, mint amikor magányos honfitársak üdülésük alatt egymásra akadnak olyan helyen, ahol más nem beszél nyelvükön. A ciánt, amelynek molekulája egy szénatomból és egy nitrogénatomból áll, az elsők között mutatták ki a csillagközi molekulák közül. Még a harmincas években vették észre, méghozzá az árulta el jelenlétét, hogy mindazon csillagok színképében feltűntek a rá jellemző halvány abszorpciós vonalak, amelyeknek fénye ilyen molekulákat tartalmazó felhőkön haladt keresztül, mielőtt a Földre érkezett volna. A világűrben kimutatott ciánmolekulának rendkívül érdekes tulajdonsága volt, hogy sokuk - ahogyan a fizikusok mondják -„gerjesztett" állapotban volt, azaz energiatartalmuk nagyobb volt a normálisnál. 1940-ben Walter Sydney Adams a Wilson-hegyi obszervatóriumban szerzett spektroszkópiai bizonyítékot a gerjesztett ciánmolekulák űrbeli jelenlétéről, majd a kanadai Dominion Asztrofizikai Obszervatóriumban dolgozó Andrew McKellar a gerjesztett molekuláknak a felhőben megállapított arányából kiszámitotta, hogy pontosan mennyi energia gerjesztette őket. Arra a következtetésre jutott, hogy a ciánmolekulákat 2,3 kelvin hőmérsékletre kellett felmelegíteni. McKellar és még több más csillagász is azon a véleményen volt, hogy ez az energia a csillagok sugárzásából származik. Gamow elmélete ekkoriban nem látott még napvilágot, amikor pedig megjelent, senki sem gondolt rá, hogy a csillagközi ciánfelhőket talán nem a csillagok melegítik fel, hanem az ősrobbanás visszamaradt zaja. Herman, Gamow munkatársa, tudott a ciánnal kapcsolatos vizsgálatokról, de ezt agyának más területén tárolta, mint a kozmológiát. „Soha nem hoztam kapcsolatba egymással e két dolgot -mondta. - Tudják, utólag minden világos lett."
A cián titka még azután is megoldatlan maradt, hogy Penzias, Dicke és mások közzétették a háttérsugárzásra vonatkozó rövid közleményüket. Penzias később szemrehányást tett magának, amiért nem gondolt erre az egyszerű módszerre, amellyel megfigyelhette volna az ősrobbanás űrben zengő visszhangját. „Tudtam a ciánnal kapcsolatos kutatásokról - mondta. - Valójában amikor egy másik csillagközi molekulával foglalkoztam, még mielőtt a mikrohullámú háttérsugárzásra áttértem volna, beszéltem is erről a dologról a princetoni George Fielddel - beszélgettünk róla, hogy ez a csillagközi cián két egész valahány tized kelvin hőmérsékletű! De soha nem hoztam kapcsolatba egymással a két dolgot. Később olyan ostobának éreztem magam." Field Berkeleyben volt, amikor megtudta, hogy felfedezték a háttérsugárzást, és szinte azonnal rájött, hogy ez lehetne az, ami felmelegíti a világűrben levő ciánfelhőket. Még legalább két másik amerikai csillagász és a Szovjetunióban Sklovszkij jutott ugyanerre a következtetésre, a háttérsugárzás nagy hasznára. A ciánt 2,6 milliméteres sugárzással lehet gerjeszteni, éppen olyan hullámhosszúval, ami az ősrobbanás-elmélet által megjósolt feketetest-sugárzás görbéjének csúcsa közelébe esik. Így a csillagközi cián gerjesztettségi szintjének mérésével a csillagászok tulajdonképpen hőmérőt dugtak a világűrbe, és megszondázhatták a sugárzást. Ezt hamar meg is tették. A világűr legkülönbözőbb részeiben meghatározták a cián gerjesztettségi nivóit, és e nívók minden esetben 2 és 3 kelvin közötti űrhőmérsékletet jeleztek. Ez volt a leghatásosabb bizonyíték azok mellett a vehemens világkeletkezési kozmológiai modellek mellett, amelyekben Lemaitre és Gamow annyira kedvét lelte. Lemaitre hetvenkét esztendős korában hallott róla, élete egyik utolsó tudományos beszélgetése során. Azok a férfiak, akik a legtöbb joggal tekinthették magukénak a kozmikus háttérsugárzás felfedezését, Gamow, Alpher és Herman, vegyes érzelmekkel üdvözölték a hírt. Gamow meg volt lepve, hogy a felfedezők cikkeiben szó sem esik az ő előrelátásáról. Dicke megemlítette ugyan Gamownak azt a próbálkozását, hogy az ősrobbanással magyarázza meg az elemek kialakulását (bár ez az erőfeszités nem járt sikerrel), de hallgatott a háttérsugárzás megjóslásáról, amely most fényesen beigazolódott. Peebles szintén csöndben maradt. Ugyanígy Penzias és Wilson is. Gamow felháborodott hangú levelet írt a maga kerekded, de alig olvasható betűivel Penziasnak, felsorolva benne három olyan alkalmat is, amikor nyomtatásban jósolta meg a háttérsugárzást. Még a The Creation of the Universe (A Világmindenség teremtése) című könyvében, ebben a negyedmilliós példányszámot elért bestsellerben is említette (igaz, a sugárzás hőmérsékletét 50 kelvinre becsülte, számolókészsége most is megbízhatatlannak bizonyult, mint mindig). „Amint látja - írta Gamow -, a világ nem a mindenható Dickével kezdődött." Gamow ekkor hatvanas éveiben járt, a Colorado állambeli Boulderban éldegélt egy villában, népszerű ismeretterjesztő könyveket irt, terjedelmes postájára válaszolgatott megjegyzésekkel, ábrákkal vagy versekkel, a kelleténél többet ivott, és arról beszélt a barátainak, napról napra egyre erősebben érzi, hogy a természet alapvetően egyszerű. „A csillagok közötti térségekben lebegő por - írta - lényegében ugyanolyan összetételű, mint azok a porfelhők, amelyeket a hegyi úton dolgozó bulldózer kavar." Egy asztrofizikai konferencián ő elnökölt a mikrohullámú háttérsugárzással foglalkozó szekcióban, és így viccelődött azon, hogy az emberek figyelmét hogyan kerülte el az ő jóslata az ősrobbanás visszhangjáról: „Ha elvesztek egy ötcentest, és valaki talál egy ötcentest, nem tudom bebizonyítani, hogy az az én ötcentesem. Még akkor sem, ha pontosan ott hagytam el, ahol találtak egyet." Élete utolsó heteiben többször is arról álmodott, hogy Newtonnal és Einsteinnel beszélget. 1968. augusztus 20-án hunyt el. Fiatalabb munkatársai, Alpher és Herman fölhagytak a kozmológiával. Herman a General Motorshoz került, ahol az Univerzum születési körülményeinek rekonstruálásán csiszolódott elméjét a járműforgalom vizsgálatára használta. Először olyan elméletet dolgozott ki, amely megjósolta, hogyan viselkednek a gépkocsik egypályás autóúton, majd áttért a több pályás forgalomra, azután a kereszteződésekre, végül pedig az olyan bonyolult csomópontokra, mint a George Washington-híd följárója. „Alpher és jómagam átkozottul elkeseredtünk emiatt - mondta Herman. - Mi végeztük az egész munkát, és bármilyen különös, Isten látja a lelkemet, soha nem gondoltunk rá, hogy nagy hűhót csapjunk körülötte, reklámozzuk magunkat, és fogjunk valakit, hogy nézze már meg ezt a háttérsugárzást. A csillagászok közössége az idő tájt nem méltatta különösebb figyelemre azt, amit csináltunk. Az volt a benyomásom, nem is igen érdekelte őket. Nem is tudom. Még egy csomó mindent csináltunk más területeken, de azt hiszem, legnagyobb szerelmünk az asztrofizika és a kozmológia volt, és ezek is elégítettek ki bennünket a legjobban. A számításainkhoz szükséges matematika nem volt bonyolult. Legfőbb szerepünk abban állt, hogy gazdag fantáziával fogjuk fel a dolgokat, és kiderült, hogy ezek nem csupán a képzeletünk szüleményei. Olyasvalamit csináltunk, ami megáll a lábán.
Ő szintén szólva Alpher meg én is teljesen kiborultunk tőle, hogy a szakirodalom elhatározta, tudomást sem vesz munkánkról. Ez nagyon rossz. Az emberek cikkeket írnak, és még csak nem is utalnak arra a tényre, hogy mi ezt az egészet megjósoltuk. Nagyon csalódottak vagyunk." Alpher a New York állambeli Schenectadyben a General Electric laboratóriumában vállalt állást. Amikor Penzias és Wilson nyilvánosságra hozta felfedezését, a következőket mondta: „Istenigazából és maradéktalanul örültem a dolognak, de ugyanakkor megütköztem azon, hogy Dicke és három társa kísérő cikkében semmiféle utalás sem volt a mi jóslatainkra. Újra kifejtették ugyanazt, amit mi tizenhét esztendővel korábban mondtunk, és nem hivatkoztak a munkánkra." Alpher 1971-ben felhagyott a tudományos tevékenységgel, és a General Electricnél hivatali állást
vállalt. „Részben azért hagytam ott a tudományt, mert bizonyos kiábrándultság fogott el számos kutató szegényes felkészültsége miatt - mondta. - Nemcsak Dickéé, másoké miatt is. Kedvemet szegte a dolog. Még mindig szeretnék visszatérni a fizikához, majd egyszer, ha még egyáltalán értek majd a fizikához."
7. AZ ÖRÖK UNIVERZUM „Véleményem szerint mindig ugyanaz az erő és energia marad meg a világban, és csupán átvándorol az egyik anyagdarabból a másikba, a gyönyörűségesen eleve elrendelt harmóniának megfelelően. És úgy vélem, hogy amikor Isten csodát művel, nem azért teszi, hogy a természet óhaját kielégítse, hanem pusztán kegyelemből."
természet
törvényeinek
és
a
GOTTFRIED WILHELM VON LEIBNIZ
1948-ban, ugyanabban az esztendőben, amikor Gamow nyilvánosságra hozta ősrobbanás-elméletét, három brit csillagász, akik közül később Fred Hoyle lett a legszélesebb körben ismert, megalkotta az állandó állapot (Steady State) elméletét. Ez az egyedülálló kozmológiai hipotézis az ősrobbanással szembeni szkepticizmust és egy régi elképzelés felélesztésének kísérletét egyesítette; e szerint az Univerzum öröktől fogva létezik, és örökké fog létezni, mind időben, mind térben végtelenül. Mint elmélet, nem támaszkodott elegendő megfigyelésre, és húsz év alatt el is vérzett. Jelentősége részben abban áll, hogy különösen az ősrobbanás-elméletben kétkedők számára, általában pedig a tudomány magasabb törekvései számára nyújtott jó kiindulópontot. Thomas Gold, Herman Bondi és Hoyle, mindhárman a cambridge-i egyetemről, a második világháború alatt azt a feladatot kapták, hogy vegyenek részt a tengernagyi hivatal radarjának kifejlesztésében Dunstable-ben, a kanadai légierő Londontól északnyugatra fekvő támaszpontján. Bondi és Gold kibérelt egy villát a légi kikötő közelében. A bérleti díj alacsony volt, mivel az épület egy bombatelep szomszédságában állt. A kanadai vadászbombázók a francia partok elleni hajnali bevetéseikről olyan időzített, késleltetett gyújtású bombákkal tértek vissza, amelyeket a légelhárítás vagy a bomba kioldószerkezetének hibája miatt nem tudtak ledobni. A bombákat úgy készítették, hogy azokat nem lehetett hatástalanítani. Az aggódó legénység a ketyegő bombákat a telepre talicskázta, és hagyta, hogy felrobbanjanak. Valahányszor ez megtörtént, a légnyomás mindig kivitte a ház ablakait. A bombák tompa robaja riasztotta a helybéli üvegest, aki kiválasztotta a megfelelő méretű üvegtáblákat, kerékpárján kikarikázott velük a villához, és beüvegezte a törött ablakokat. A számlát havonta nyújtotta be a kanadai légierőnek. Ebben a házban találkozott Bondi, Gold és Hoyle hetenként két-három éjszakán, hogy a Világegyetem természetéről vitatkozzék. Amennyire lehetett, megosztották szerepüket, Bondi, ez a ragyogó matematikus, a beszélgetések matematikai formába való öntésével foglalkozott, míg a természeténél fogva kétkedő Gold a feltevéseket kérdőjelezte meg, és Hoyle volt az ötletek felvetője. A szívósan dolgozó, kissé faragatlan Hoyle Észak-Anglia egyik textilvidékén, egy völgyben nőtt fel, és sorozatosan elnyert ösztöndíjak révén sikerült felkapaszkodnia Cambridge-ig. Az olyan tudományos elképzelésekkel szemben, amelyeket „intézményeseknek" érzett, mint például a Big Bang hipotézise, bizalmatlan maradt. „Hoyle volt a hajtóerő, aki állandóan kérdésekkel árasztott el bennünket - emlékezett vissza Gold. - Hogyan lehetne megérteni Hubble megfigyeléseit? Azokban a napokban tele volt Hubble-lal." Minthogy nem volt megelégedve Lemaitre és
Gamow kedvenc válaszaival, és mert sarkallta az az időskála-probléma, amellyel Hubble került szembe, Hoyle új utakat keresett, hogy megmagyarázza az Univerzum tágulását. A háború után a három férfi Cambridge-ben továbbra is folytatta beszélgetéseit, rendszerint Bondinak a Trinity College-ban levő szobájában. Az egyik este Gold rövid monológba kezdett, és azon vette észre magát, hogy megkérdezi: „Valóban tudjuk, hogy az Univerzumnak volt kezdete? Végül is az anyagot meg kell teremtenünk akkor a kezdőpillanatban. Miért ne apránként állítsuk elő? Tegyük fel, hogy az anyag folyamatosan keletkezik az űrben. Akkor az Univerzum nyugodtan tágulhat, anélkül hogy felhígulna. Az új anyagból kialakuló galaxisok kitölthetnék a régiek közti űrt." Gold később úgy gondolta, hogy talán a helyi moziban fészkelte be magát az agyába ez az ötlet, amikor Az éjszaka halottja című filmet látta. Emlékezete szerint a film ugyanazzal a jelenettel kezdődött, mint amivel végződött, önmagába visszatérő, végtelen jelleget kölcsönözve neki. Bárhonnan is pattant ki az ötlet, Gold úgy érezte, hogy ráhibázott valamire. Hoyle és Bondi eleinte kevéssé lelkesedett a gondolatért. Bondi felajánlotta, hogy végigjárja az ügy matematikai útvesztőit, arra számitva, hogy ellentmondásba ütközik majd. Három héten belül jelentette, hogy éppen ellenkezőleg, nagyon szépen működik a modell. A folyamatos keletkezés - ez kezdettől fogva világos volt - megsérti az energiamegmaradás törvényét, a fizikai tudományok egyik alapkövét, amely azt állítja, hogy bármely zárt rendszerben (így egy zárt Univerzumban is) soha nem változik az anyag és az energia összege. De - lehetne érvelni - ugyanígy tesz az összes tűzgömb-kozmológia is, amely nagyon régen egy pillanat alatt végbement „teremtésről" beszél. Ráadásul Bondi megállapította, hogy a folyamatos keletkezés elmélete egyáltalán nem sérti annyira az energiamegmaradás törvényét, mint ahogy az első pillanatban tűnt. Miközben elméletileg új atomok jelennek meg a semmiből, az idősebb galaxisok fokozatosan távolodnak, szinte egészen a megfigyelhető Univerzum széléig, és fényük már annyira eltolódott a vörös felé, hogy már alig-alig lehet észlelni. Így azután a megfigyelhető Univerzum anyag- és energiatartalma állandó maradhat, annak ellenére, hogy a semmiből folyamatosan új anyag keletkezík. Hoyle azt javasolta, hogy dolgozzanak ki egy folytonos keletkezésre épülő, állandó állapot kozmológiát, és közösen hozzák nyilvánosságra. De ahogyan hármasban beszélgettek, rájöttek, hogy véleményük megoszlik abban a kérdésben, vajon az elméletnek arra a feltevésére összpontosítsák-e figyelmüket, hogy az anyag folyamatosan keletkezik a világban, ahogyan Hoyle szerette volna, vagy az állandó állapot feltevésére, amelyet Bondi és Gold részesített előnyben. Az eredmény az lett, hogy Hoyle írt egy cikket, Bondi és Gold pedig egy másikat. Először Hoyle készült el, és ő küldte be hamarabb, Gold nagy haragjára, aki úgy beszélt az elméletről, mint a saját ötletéről. Azok a folyóiratok azonban, amelyekhez Hoyle fordult, visszautasították a cikket, így azután Bondi és Gold nyerte meg ezt a kis derbit. Az ő cikkük 1948. július 13-i dátummal jelent meg, Hoyle-é augusztus 3-ival. A Bondi-Gold kettős írása filozofikus hangvételű volt, egyszerű matematikával, igen erősen érződött rajta a harmincas évek elején kozmológiára átnyergelt oxfordi matematikus, Edward Milne munkájának hatása. Milne, aki a szíve mélyén mindig matematikus maradt, nagyra becsülte a dedukciót. Az induktiv módszer, amely túlsúlyban van a tudományban, a megfigyelés és a kísérlet hangsúlyozásával primitívnek tűnt előtte. Azt remélte, hogy a tudomány előbb-utóbb túlteszi magát rajta. „Minél fejlettebb egy tudományág, annál inkább támaszkodik a következtetésre, és annál kevesebb tapasztalatra való független hivatkozást tartalmaz" - írta. Milne kidolgozott egy kinematikus (azaz mozgásra alapozott) relativitáselméletet, azzal a szándékkal, hogy az Einstein-féle megfogalmazást olyannal helyettesítse, amely teljes egészében az idő múlásából vezethető le. Az elméletet nem fogadták kedvezően, bár bizonyos elemei évekig gazdagitották a kozmológiai elemzéseket. Bondi és Gold számára különösen az a gondolat volt fontos, amelyet Milne „kozmológiai elv"-nek nevezett. A kozmológiai elv azt állítja, hogy a világmodelleknek a világon mindenki számára ugyanazt az általános látványt kell nyújtaniuk. Kitüntetett megfigyelő nem lehet. A kozmológia nem ismételheti meg a Kopernikusz előtti időszak tévedését azzal, hogy az embert teszi a dolgok középpontjába, vagy más módon kísércli meg, hogy megtévesztő érveléssel adjon magyarázatot a dolgok látványáról. Az elv nem mondja ki, hogy az Univerzumnak minden nézőpontból pontosan ugyanolyannak kell tűnnie; helyi különlegességek természetesen előfordulhatnak. A spirálgalaxisok magja körül elhelyezkedő megfigyelők, ha egyáltalán vannak ott, csillagoktól ragyogó égbolt alatt sütkérezhetnek, míg mások, akik a galaxisukból kiűzött csillagok körül keringenek, a galaxisok közötti térség sötétjében utaznak; az óriási spirálrendszerek, amilyen a miénk is, gazdag tejúttal kápráztatják el lakóikat, míg mások, a piciny, szabálytalan csillagrendszerek, oly jelentéktelenek, akár a kiszóródott só. Milne inkább azon a véleményen
volt, hogy a kozmosz bármilyen elfogadható modelljében a dolgok képének nagy vonalakban a kozmosz bármely pontjából nézve hasonlítania kell arra, amilyennek az tőlünk látszik, a mi távlatunkat kell normálisnak elfogadni. Mint ilyen, ez az elv azóta is többé-kevésbé elfogadott játékszabály. Bondi és Gold Milne alapelvét még egy lépéssel továbbvitte. Minthogy a relativitáselmélet alapján a galaxisokat úgy kell tekintenünk, hogy azok nemcsak térbeli, hanem időbeli kontinuumban is helyet foglalnak, feltették a kérdést: miért kellene a kozmológiai elvet csupán a térre korlátozni. Miért ne követelhetnénk meg, hogy az Univerzum ne csak a különböző helyzetű, de a legkülönbözőbb időpontokban észlelő megfigyelők számára is pontosan ugyanazt a látványt nyújtsa? Válaszul kimondták az általuk „tökéletes kozmológiai elvnek" nevezett posztulátumot. Ebben azt állították, hogy a kozmosz általunk megfigyelhető általános képének meg kell egyeznie azzal a képpel, amelyet az Univerzum bármely részében és történetének bármely időszakában kapna egy megfigyelő. A fejlődő-Univerzum-elméletek megsértik a tökéletes kozmológiai elvet, mivel úgy vélik, hogy a Világmindenség valaha, a galaxisok kialakulása előtt egészen másmilyen volt, és azt is maguk után vonják, hogy a jövőben, akár örökké tágul, akár összeomlik végül, egészen másképp fognak állni a dolgok, mint jelenleg. Egyedül az állandó állapot elmélet, amely szerint folyamatosan új galaxisok keletkeznek az öregek között nyíló űr kitöltésére, elégíti ki a szerzők által megalko-tott alapelvet. Hoyle egy szerényebb megközelítés mellett foglalt állást, az elméletnek a folyamatos keletkezéssel foglalkozó oldalára összpontosította figyelmét. Mind a témát tárgyaló cikkében, mind pedig a J. V. Narlikarral közösen továbbfejlesztett változatokban és William McCrea módosításában Hoyle elmélete az általános relativitáselmélet einsteini egyenleteihez egy C-vel jelölt keletkezési tagot csatolt. Az ilyen elméleti Univerzumban a tágulás üteme és az új anyag keletkezése közötti egyensúlyt visszacsatolási mechanizmus biztosítja. Részben mert elmélete legalább egy főhajtással adózott az általános relativitáselmélet előtt, és emiatt gravitációelméletet foglalt magába (nem úgy, mint Bondié és Goldé), Hoyle lett az állandó állapot hipotézis legfőbb szószólója a kutatók között. A népszerűsítés iránti tehetsége - csillagászati és tudományos-fantasztikus könyveket egy-űaránt írt - pedig a nagyközönség körében szerezte meg számára ugyanezt a helyet. Az állandó állapot elméletnek mint teljesen új kozmológiának megvoltak a maga sajátosságai. Fenséges nyugalomban levő, a végtelenség palástjába burkolódzó Univerzumot írt le. Mivel hiányzott a tűzgömbszületés, a csillagokat kérte fel arra, hogy hozzák létre a nehézelemeket. Ezzel sikerült győzelmet aratnia Gamow felett, aki hiába próbálkozott a nagyobb rendszámú elemek ősrobbanással való előállításával.(* Igazán különös, de az állandó állapot elmélet legfontosabb gyümölcsének azt tarthatjuk, hogy Hoyle - igyekezvén megfejteni, miként készítik a csillagok belsejükben az elemeket - nagymértékben hozzájárult az asztrofizika fejlődéséhez. Egy csillagász írta: ,A Cal Techben dolgozó William Fowlerrel együtt Hoyle alapvető betekintést nyújtott a csillagok belsejében folyó nukleonszintézisbe, amely e folyamat modern elméletének felállításához szükséges - és már pusztán ezért is az állandó állapot kozmológiája a modern csillagászatban nagy győzelmet aratott.")
Arra természetesen semmiféle bizonyíték nem volt, hogy az üres térből valaha is előugrott volna akár csak egyetlen részecske is, de bármilyen furcsán hangzik is, ez nem volt hatásos érv az elmélettel szemben. Az Univerzum legnagyobb része űr, és az a sebesség, amellyel a keletkezésnek folynia kell a tágulás ellensúlyozására, akkora, hogy az elmélet kielégítéséhez évente csupán néhány atomnak kell megjelennie egy háztömbnyi kockában. Egy fizikus évmilliókig figyelhetne egy üres literes korsót, és még akkor sem szerezne nyomós érvet az elmélet ellen, ha ezalatt egyetlen atom sem jelennék meg benne. Hogy ki mit fogadjon el, filozófiai kérdés, szinte ízlés dolga volt. Míg a fejlődő Univerzum kozmológusai valószínűtlennek tekintették az üres térből előpattanó atomok gondolatát, addig az állandó állapot szószólói ugyanilyennek találták az ősrobbanást. Hiszen az nem kevesebbet kiván tőlünk, mint hogy fogadjuk el, a kozmosz valaha magas hőmérsékletűre és nagy sűrűségűre volt összepréselve, és nem kérdezhetjük meg sem azt, hogy mekkora volt ez az egyetemes olvasztókemence, hisz semmilyen tolómérce nem létezhetett, amivel megmérhették volna, sem azt, hogy milyen meleg volt (Gamow számításai a tágulás megindulását követő pillanatokkal foglalkoznak), sem pedig azt, hogy mit csinált a robbanás megindulása előtt. Milne a tűzgömböt „nagyszerű abszurdumnak" nevezte. Hoyle figyelmeztetett rá: „a tudományos kutatás szellemével ellentétes, hogy észlelhető hatásokat a »tudomány előtt ismeretlen okokból« eredeztessünk, és a múltban való keletkezés alapvetően ezt jelenti". Gold pedig arra figyelmeztetett, hogy a folyamatos keletkezést nem szabad csak azért elvetni, mert úgy tűnik, a józan észnek ellentmond. „Gyakran úgy hisszük, hogy ösztönösen is képesek vagyunk ítéletet alkotni olyan kérdésekben, amelyekkel bizonyíthatóan soha nem találkoztunk
tapasztalatainkban. Ennélfogva nem erény, ha félünk a hipotézisek kiválasztásától. Lehetnek drasztikusak, sérthetik kis előítéleteinket mindaddig, amíg nem sértenek egyetlen bizonyítékot sem..." Gold megjegyzései kifejeztek valamit abból a tudományos légkörből, amelyben az állandó állapot elmélet létrejött. 1948-ban a Világ-egyetem tágulásának gondolata már majdnem húsz esztendeje a csillagászat része volt, de mégis titokzatos maradt, mivel azok a számértékek, amelyekbe becsomagolták, olyan kozmoszt írtak le, amely túlságosan kicsi és fiatal volt ahhoz, hogy el lehessen hinni. Ez a helyzet gyökeresen új elméleteket hívott életre; az anyag folyamatos keletkezése alig volt kevésbé hihető, mint Hubble-nak a Föld-nél fiatalabb kozmosza. Amikor az ötvenes évek elején Baade, majd Sandage kijavította Hubble adataiban a hibákat, a légkör megváltozott. Az állandó állapot hirdetői többé nem tudtak ellentmondást kimutatni a Big Bang elméletben, hanem most már saját álláspontjukat kellett érdemben bemutatniuk azáltal, hogy az észlelés próbájának vetik alá. Elméletük e próbákat nem állta ki. Hoyle megjósolta a lassulási paraméter, az Univerzum tágulási ütemének lassulását jelző adat értékét, de az észlelések ezt nem támasztották alá. Az állandó állapotú Világegyetemnek sok nagyon öreg, közöttük néhány végtelenül idős galaxist kellene tartalmaznia; de hiába használták a 200 hüvelykes teleszkópot a világűr új mélységének kifürkészésére, sehol sem akadtak különlegesen öreg galaxisra. Amikor Penzias és Wilson felfedezte az ősrobbanás-elmélet egy szinte teljesen elfeledett következményét, a kozmikus háttérsugárzást, az állandó állapot elmélet halálos sebet kapott. 1970 táján már alig akadt pártfogója. Az állandó állapot iránti lelkesedés az ősrobbanás-elmélettel szembeni tartós szkepticizmusba csapott át. Támadták, mert leegyszerűsítő modellnek tartották, amely szemellenzőt rak híveire. Arra bátoritja a csillagászokat, mondták, hogy az adatokat a maguk szája ize szerint értelmezzék, hogy azokat fogadják el, amelyek elméletükkel összeegyeztethetők, és javítsák ki azokat, amelyek nem. „Az olyan pasastól, aki éjjel úgy megy oda a távcsőhöz, hogy már előre pontosan tudja, mit is fog megfigyelni, egyenesen falra mászom - mondta Halton Arp, a szakadárok egyike. - A magányos farkasok összezavarják a dolgokat, kellemetlen helyzetet teremtenek, bajt kevernek, és egy részük, a többség, tökéletesen semmirekellő. De az a néhány, amelyik igazi, nagyon-nagyon értékes. Ők tudják, hogy csak a megfigyelésből fogunk valami újat megtudni." Így tehát az állandó állapotnak az ősrobbanással folytatott vitája a régi kérdés friss változatába torkollott: milyen mértékben befolyásolhatja az elmélet a megfigyelést? Egyrészt, ha egy kutató egyáltalán megfigyelést akar végezni, valamilyen elméleti alapot el kell fogadnia; az olyan csillagász, aki nem hajlandó elfogadni a csillagok létezését, feltehetően nem fog messzire jutni. Másrészt az elmélethez való túlságos ragaszkodás bénító lehet; a ptolemaioszi kozmológiát, amely a Földet helyezte az Univerzum középpontjába, évszázadokon át elfogadták, mert meglehetősen jól számot tudott adni a bolygók mozgásáról, a kivételeket és pontatlanságokat pedig meg lehetett magyarázni. A kozmológusok közötti szakadás legalább annyira filozófiai jellegű volt, mint amennyire természettudományos, és az állandó állapot elmélet eltűnése után is fönnmaradt. A hatvanas években a kvazárok körüli vitává alakult. 1959-ben harminchárom csillagász véleményét kérték ki a kozmológiáról. „Az Univerzum ősrobbanásban született-e több milliárd évvel ezelőtt?" - kérdezték tőlük. Harmadrészük igennel válaszolt. „Folyamatosan keletkezik az anyag az űrben?" 54 százalék nemet mondott, 24 százalék igent. „Elősegíti-e a tudományos haladást az ilyen közvélemény-kutatás?" Mind a harminchárman nemmel válaszoltak.
8. A VÖRÖS HATÁR „Ó sötét sötétség..." T. S. ELIOT
Az 1970-es évek elején - legalábbis számos csillagász véleménye szerint - a csillagászat már a Világegyetem széléig hatolt.(* Ahol a szerző a Világegyetem szélérő l, határáról beszél, ott valójában az Univerzum elvileg megfigyelhető darabjának szélérő l, peremérő l van szó, térbelileg ennél távolabbi objektumokról az ő srobbanás óta nem érkezett el hozzánk sem fény, sem más fizikai hatás. Ennek a határnak a közelébő l is csak közvetlenül az ő srobbanást követő idő kbő l származó fényjelek érkezhetnek el hozzánk, vagyis ezt a határt megközelítve egyúttal visszapillanthatunk az idő széléig is. - A szerk.)
A fejlődésről beszámoló újságcikkek legalább annyi újabb kérdést vetettek fel, ahányra válaszoltak -
hogyan lehetne az Univerzumnak széle? -, de ami történt, az talán kevésbé volt egzotikus annál, mint amit e mondat sugall. Az ősrobbanás-elmélet szerint a téridőben léteznie kell olyan távolságnak, amelyen túl már sem galaxis, sem csillag, sem valamiféle más kozmikus lámpás nem mutatkozik. Ennek a jóslatnak évekig alig szenteltek figyelmet az észlelő csillagászok, minthogy a világ feltételezett szélének távolsága sokkal nagyobb volt, mint ameddig a távcsövekkel galaxist lehetett fényképezni. Azután a , hatvanas években felfedezték a kvazárokat. A fényük színképében megfigyelt vöröseltolódás arra utalt, hogy ezek az égitestek rendkívül távol lehetnek, rendkívül fényesek, elég fényesek ahhoz, hogy a meglevő távcsövekkel több milliárd fényév távolságból is felismerhessük őket. A hetvenes évek elejére már jó néhány, erős vöröseltolódást mutató kvazárt találtak, de a vöröseltolódás mértéke egyikük esetében sem volt nagyobb egy bizonyos értéknél, s ez az érték megfelelt annak az időnek, amennyi alatt az ősrobbanás-elmélet szerint a galaxisok először kialakultak. Úgy tűnt, hogy azért nem figyelhető meg még távolabbi kvazár, mert ilyen nincs. Az a pont, ahol e távolságnak vége szakad, megközelíti az „Univerzum szélét". Ez nem térbeli, hanem időbeli széle a Világegyetemnek. Az ősrobbanás-elmélet úgy képzelte, hogy a robbanás vagy azon valami után, ami az Univerzum tágulását elindította, még eltelt valamennyi idő, mielőtt a galaxisok és csillagok kialakulása megkezdődött volna. Roppant nagy por- és gázfelhők rendeződtek galaxisokká, amelyek viszont csillagokká osztódtak. A kozmoszt megtisztelő első fénysugarak csillagokból, fiatal protogalaxisok hevesen égő magjából vagy más, azóta kihunyt forrásból eredhettek; a lényeges az, hogy a tűzgömb hírt adó felvillanásától eltekintve e fénysugár megjelenéséig az Univerzum sötétségben leledzett. Hogy ez a sötétség meddig tarthatott, annak megbecslése nehéznek bizonyult; az elméleti szakemberek úgy vélik, hogy éppúgy lehetett csupán néhány tízmillió esztendő, mint néhány milliárd év. Bárhogyan álljon is a dolog, napjaink csillagászainak, midőn távcsöveikkel vallatják a kozmikus történelmet, előbb-utóbb fel kell ismerniük, hogy ez a történelem kimeríthető. Ha az első csillagok, kvazárok vagy bármilyen más égitestek mondjuk 15 milliárd esztendővel ezelőtt gyúltak ki, akkor 15 milliárd fényévnél húzódik az a határ, ameddig a csillagászok megfigyelhetnek bármit is. Ha ennél távolabbra néznek, csupán sötétségbe ütköznek, minthogy olyan távoli múltba tekintenek vissza, amikor még semmi látnivaló nem létezett. Ennek a határnak a kozmoszban bárhol levő megfigyelő számára, minden irányba tekintve, nagyjából ugyanolyan messzeségben kell húzódnia. Senki sem lakik a szélén vagy bármennyivel is közelebb hozzá, mint a többiek, mert ez a szél a történelemhez tartozik. Úgy távoli tőlünk, mint ahogyan távoli az élő Szókratész mint a visszavonhatatlan múlt része. Azért tekinthetünk be mélyen a történelembe, mert az Univerzum oly hatalmas; ha például Szókratész azon a napon amikor megkezdődött a tárgyalása Athénban, űrhajóra szállt volna és a fényéhez közeli sebességgel elszáguldott volna, ma is láthatnánk távcsöveinkkel, elevenen, az űrhajón. A képe szellemkép volna abban az értelemben, hogy hosszú fénynyaláb volna, amelynek túlsó végén vagy van még élő ember, vagy nincs, de ezzel éppen azt mondtuk másképp, hogy Szókratész a múlthoz tartozik. Arca a távcsőben most volna előttünk. Ugyanez a helyzet a galaxisokkal is. Az Univerzum „szélén" levő fiatal galaxist vagy kvazárt olyannak látjuk, amilyen akkor volt, amikor fénye először kigyúlt. Az azóta eltelt évmilliárdok alatt persze a galaxis feltehetően a miénkhez hasonló, középkorú csillag-rendszerré fejlődött, de e fejlődés eredményét mi még nem láthatjuk, mert további évmilliárdoknak kell eltelniük, hogy a fény a hírrel eljusson hozzánk. Ha annak a kifejlődött csillagrendszernek a lakói távcsöveiket felénk szegezik, azt a kvazárt, galaxist, protogalaxist vagy valamit látják, ami évmilliárdokkal ezelőtt az Univerzum ifjú-korában csillagrendszerünk volt. A téridő négydimenziós univerzumát nehéz elképzelni, mert nehéz, ha nem éppen lehetetlen megjeleníteni. Ha megpróbálunk magunk elé képzelni egy négydimenziós gömböt vagy hiperbolát, az kisiklik a kezünk közül, szétfoszlik előttünk. Ha megpróbáljuk elképzelni a téridő univerzumát, az egyik pillanatban úgy tűnik, hogy a kozmosz „középpontjában" vagyunk, a következőben meg hogy a széle felé. A mi érzékeink számára mindegyik elképzelés helyes, hiszen az Univerzumnak nincsen háromdimenziós „középpontja" éppen úgy, mint ahogy a lapos lények számára sincs kétdimenziós középpontja a gömb felszínének. A kérdés nem egyszerűen az, hogy „hol" vagyunk a kozmoszban, hanem az is, hogy mikor, s erre a kérdésre az ősrobbanás-elmélet azt válaszolja, hogy nagyjából a tágulás kezdete után 18 milliárd esztendővel élünk, s körülbelül 15 milliárd esztendővel azután, hogy a fény kigyúlt. Amint a Világmindenség tágul, a megfigyelők, bármelyik galaxisban éljenek is, azt tapasztalják, hogy a többi csillagrendszer távolságával arányos sebességgel távolodik tőlük - minél távolabbi egy galaxis, annál gyorsabban -, és a távolodás sebességét a vizsgált galaxisok fényének színképében fellépő
vöröseltolódásból állapíthatják meg a Doppler-hatás ismeretében. (Ugyanilyen helyes, ha úgy képzeljük el, hogy a megfigyelt csillagrendszer van nyugalomban, és mi vagyunk azok, akik ilyen gyorsan mozgunk, hiszen a Világmindenségben nincs rögzített vonatkoztatási pont. Ha ilyen nézőpont alapján gondolkodunk, akkor a négydimenziós kozmológia megértésének egyik lehetséges útján járunk.) A relativitáselmélet megkívánja, hogy a fény sebességét semmilyen más hatás terjedési sebessége ne múlja felül. A nagyon távoli galaxisok sebessége megközelítheti ezt az értéket, de soha el nem érheti. Ha az Univerzum mind időben, mind pedig térben végtelen volna, akkor minél távolabbra tekintenénk, annál több galaxist látnánk, és ez így menne a végtelenségig, mindig egyre több és több galaxisra bukkannánk, amelyeknek a sebessége egyre jobban megközelítené a fényét, de soha el nem érné. A véges történelmű, Big Bang Univerzumban azonban bizonyos távolságnál rábukkannánk a világ szélére, és azon túl semmit sem látnánk. A világ széle az elmélet minden változatában, térben és időben messze van - 15 milliárd fényév körüli visszatekintési időt szoktak emlegetni -, és ott találjuk meg, ahol a csillagrendszerek a fény sebességének 90 százalékát elérő vagy meg is haladó sebességgel távolodnak. A Világmindenség feltételezhető szélének megfigyelése tehát azt jelenti, hogy nagy távolságban levő, nagy vöröseltolódású színképet mutató égitesteket tanulmányozunk. A jelenlegi távcsövek nem képesek ilyen távoli galaxisokról információkat nyújtani. Éveken át Rudolph Minkowski tartotta a távolsági rekordot; 1960-ban, nyugdíjba vonulása előtti utolsó észlelési periódusában a 200 hüvelykes távcsővel, virtuóz teljesítménnyel, sikerült színképet kapnia egy olyan galaxishalmazról, amely a fény sebességének közel a felével látszik távolodni tőlünk, ez visszatekintési időben hozzávetőlegesen 7 milliárd fényév. Az elektronikus képerősítő berendezés alkalmazásával később ugyan növelték a teleszkópok teljesítőképességét, de az a tartomány, amelyben galaxist sikerült megfigyelni, kisebb maradt a Világmindenség becsült sugarának felénél.(* A Világmindenség „sugarán" a tágulás megindulása óta eltelt időszak alatt a fény által befutott távolságot értem, például 18 milliárd fényévet, ha a világ 18 milliárd esztendős. Az Univerzum valódi sugara bizonyos mértékig eltér ettől az egyszerű meghatározástól, méghozzá attól függően, hogy milyen mértékű a téridő görbülete, amely viszont a kozmikus tömegsűrűség függvénye.)
Az, hogy az Univerzum történelme kezdetén előzékenyen galaxisoknál fényesebb kozmíkus jelzőtüzeket lobbantott fel, hogy korunk csillagászai azokat megfigyelhessék, váratlan szívesség. Pedig úgy tűnik, hogy a kvazárok éppen ilyen jelzőfények. A színképükben megfigyelhető vöröseltolódás azt jelzi, hogy tulajdonképpen minden kvazár távol van tőlünk. Ha valóban ez a helyzet, akkor egy sokkal korábbi kozmikus korszakhoz tartoznak. Iszonyatos fényességük azt sugallja, hogy olyan heves fejlődési állapotot képviselnek, amelyen egyes galaxisok átmennek kialakulásuk során. Bármi legyen is e nagy fényesség oka, az eredmény az, hogy a csillagászok a kvazárokat egészen az Univerzum széléig is meg tudják figyelni. A kvazárok felfedezését a rádiócsillagászat kifejlődése tette lehetővé. Az 1950-es évek vége felé, ahogyan egyre újabb rádiótávcsöveket helyeztek üzembe, és felhasználásuk módszere is tökéletesedett, egymás után születtek a mind pontosabb koordináta adatok, és így az égbolt mind részletesebb térképei is. Igen sok optikai csillagász kezdett érdeklődni rádióforrások iránt, olyannyira, hogy élénk „feketepiac" alakult ki a rádiókoordináták körül, ezeket nem hivatalosan már azelőtt továbbadták, mielőtt publikálták volna. Ha egy optikai csillagász egy új sorozat koordinátát kapott valamelyik rádió-csillagászati obszervatóriumban dolgozó barátjától, s távcsövét az égbolt megadott pontjai felé irányította, akkor komoly esélye volt rá, hogy valami különöset találjon, örömet szerezve ezzel önmagának, és bosszúságot azoknak a kollégáinak, akik nem részesültek abban a szerencsében, hogy ezekhez az információkhoz hozzájussanak. A csillagászat versengő világában, ahol alig néhány tucat észlelő férhet hozzá rendszeresen a nagy távcsövekhez, barátságok kötődtek s bomlottak fel attól függően, kinek kedveztek rádiócsillagászati adatokkal, s kinek nem. Tom Matthews, a Cal Tech egyik rádiócsillagásza, 1960-ban több olyan rádióforrás koordinátáinak pontosabb mérésén dolgozott, amelyeket brit csillagászok az angliai Cheshire-ben levő Jodrell Bankben felépített rádióteleszkóppal, illetve Cambridge-ben figyeltek meg. Ezek a különleges források azért izgatták Matthewst, mert mind igen kompaktnak tűntek, azaz az égbolt parányi részét foglalták csak el, ami arra utalt, hogy nagyon távol lehetnek. Matthews tíz ilyen forrást jegyzett föl. A későbbiekben valamennyiükről kiderült, hogy kvazár. (A kva zár elnevezés a NASA egyik fizikusától ered, és a „Quasi-Stellar Radio Source" (csillagszerű rádióforrás) angol kifejezés rövidítése. Ez az elnevezés kétszeresen is félrevezető; a kvazárok csupán abban az értelemben „csillagszerűek", hogy csillagoknak nézték őket, és legtöbbjük nem is rádióforrás. Mire azonban jobban megismerték a kvazárokat, már túl késő volt ahhoz, hogy nevüket megváltoztassák. A szakmabeliek lelkesedése ezért az elnevezésért soha nem csapott túl magasra, és amikor 1964 decemberében a 2. Texasi Relativisztikus Asztrofizikai Szimpozionon jóváhagyták
használatát, a kérdést húsz „igen" szavazat döntötte el negyven tartózkodás mellett.)
Matthewsnak sikerült pontosabb koordinátákat kapnia az egyik forrásra, a 3C48-ra (az égitest a kozmikus rádióforrások 3. Cam-bridge-i Katalógusában a 48. helyen áll). A koordinátákat továbbitotta Allan Sandage-nek, aki a 200 hüvelykes távcsőre kapott következő észlelési időszakát arra használta fel, hogy lefényképezze az égboltnak ezt a vidékét. Amikor Sandage előhívta a lemezt, megállapította, hogy a 3C48 helyén egy közepes. fényességű, kék pont látható, amely jóval halványabb annál, semhogy szabad szemmel meg lehessen figyelni, de fényesebb sok égitestnél, amelyet a Palomaron fényképezni szokott. „Még ugyanazon az éjszakán készítettem róla egy színképfelvételt, és ez volt a legfurcsább spektrum, amelyet életemben láttam - emlékezett vissza később Sandage. - Leszereltem a távcsőről a spektrográfot, és föltettem helyette a fotométert, hogy a különböző színképtartományokban meghatározzam a fényességét, az égitest színindexei mások voltak, mint bármely objektumé, amit valaha is láttam. Az ügy rendkívül különös volt." Néhány további kompakt rádióforrás helyzetét is sikerült olyan pontossággal meghatározni, hogy optikai távcsővel is meg lehetett találni, és az ismert kvazárok jegyzékében felsorolt objektumok száma mintegy fél tucatra nőtt. Valamennyiük fényét megvizsgálták spektroszkóppal és az optikai csillagászat más mérőműszereivel. Egyiküket sem sikerült megérteni. Némelyik kvazár spektrumában tisztán felismerhetők voltak a színképvonalak, de a spektrum olyan helyére estek, hogy nem lehetett őket azonosítani egyetlen ismert elem jellegzetes „ujjlenyomatával" sem. Ugyanilyen nehéz volt megmagyarázni azt is, hogy bár a kvazárok olyannak tűnnek, mint a csillagok, színképükben fényes emissziós vonalak tűntek fel a csillagokra jellemző sötét, abszorpciós vonalak helyett. Emissziós vonalakat igen erős rádiósugárzást is kibocsátó galaxisok színképében már korábban is találtak, de csillagok spektrumában rendszerint nem. (* Némely csillag színképében a megszokott sötét vonalakon kívül fényes emissziós vonalak is találhatók. A jelenleg ismert csillagok többségének azonban abszorpciós a színképe. - A ford.)
Hogy a probléma még bonyolultabb legyen, a 3C48 megfigyelését tovább folytatva Sandage megállapította: fényessége néhány hetes időtartamú ingadozásokat mutat. Hogy a kvazárok szinképében minden addig ismertnél nagyobb vöröseltolódás mutatkozik, két éven át elkerülte a csillagászok figyelmét. Legtöbbjük úgy érezte - s arról meg is volt győződve -, hogy mivel a kvazárok olyannak tűnnek, mint a csillagok, valószínűleg valóban azok is, jóllehet ezelőtt nem tudtak olyan csillagról, amely erős rádiósugárzást bocsátott volna ki. „Keményen próbálkoztam a 3C48 szinképvonalainak azonosításával - mondta Allan Sandage -, de kudarcot vallottam. Abban a hitben nőttem fel, amit Hubble is vallott, hogy az egyedüli olyan objektumok, amelyeknek színképében a vonalak nagy vöröseltolódást szenvedhetnek, csakis galaxisok lehetnek. Így teljesen megállt az eszem. Mind Tom [Matthews], mind pedig jómagam azt tételeztük fel, hogy a kvazárok csillagok." Erre a szellemi megtorpanásra jellemző Jesse Greenstein esete, aki New Yorkból került a Cal Techre, és az ott 1948-ban megnyitott csillagászati továbbképző intézetet kezdettől fogva vezette. Greenstein szinte a Wilson-hegyi és a Palomar-hegyi csillagászok pátriárkája volt; a legnagyobb, kaliforniai teleszkópokon a hatvanas években észlelési időt kapott csillagászoknak közel a fele az ő keze alatt tanult a Cal Techen. Legkedvesebb napszakja az ebédidő volt, amikor az intézet kocka alakú, faborításos éttermében együtt üldögélhetett és társaloghatott valamikori diákjaival. „Ők valamennyien az én fiaim - mondta érdes, dörmögő hangján. - Számomra az egyik legjobb, legizgalmasabb dolog a világon együtt ülni mindannyiukkal az ebédnél, és látni, hogy fogadott gyermekeim ilyen nagyszerűek. Ez csodálatos hely." Greenstein a csillagok szakértője volt. „Olyan ember vagyok, aki érti a különböző hőmérsékleti és nyomásviszonyok között levő atomok színképeit. Egy csomó mindent megállapíthatunk a csillagokról és a galaxisokról atomi színképükből, és jómagam olyan szakértőféléje vagyok ennek. Különösen sokat és részletesen foglalkoztam azzal, hogy hogyan állapíthatjuk meg a csillagok összetételét színképükből. Csak ránézek egy csillag színképére, és megmondom a korát, összetételét, hőmérsékletét és nyomását. Minden spektroszkópiai rejtélyre úgy gondolok, mint valamilyen kihívásra." Amikor Sandage, miután hónapokig hiába próbálkozott a 3C48 színképének megfejtésével, megmutatta neki a felvételt, Greenstein képzettségének és érdeklődésének megfelelően kieszelte, miképp lehetne megmagyarázni, hogy a kvazár csillag. „Addig magyaráztam magamnak, míg végül sikerült elhitetnem önmagammal, hogy valamilyen különleges
csillag mintegy ezer fényévnyire, egy szupernóva maradványa - emlékezett vissza. - Sikerült olyan fizikai állapotot találnom, amelyben a hélium- és az oxigénatomok elveszíthetik külső elektronjaikat, s így az ionizált hélium és az ötszörösen ionizált oxigén színképét adják. Ezek a vonalak tehát értelmezhetők voltak, feltéve, hogy mindez igy következik be egy szupernóva-robbanás után." Egy alkalommal, ebéd után, Greenstein és egyik Cal Tech-beli csillagásztársa, Maarten Schmidt, nagyon közel járt már a megoldáshoz, amikor arról beszélgettek, vajon ezek a vonalak nem olyan jól ismert elemek színképvonalai-e, mint a hidrogén és a hélium, csak szokatlan helyzetbe eltolódva a vörös felé. De a gondolatot, mint - Schmidt kifejezésével élve - „vad spekulációt", elvetették. Később, amikor bebizonyosodott, hogy a rejtély nyitja a vöröseltolódás, Greenstein jót mulatott rajta, hogy a kvazárokat majdnem pszichológiai projekciós tesztként kezelte, és saját elképzelése korlátai közé akarta szorítani őket. „Az egész ügy klasszikus példája annak mondta -, hogyan gátolja az ember kreativitását, ha túl sokat tud." Végül Schmidt találta meg a kvazárszínképek igazi magyarázatát. Schmidt, a Cal Tech egyik legfiatalabb csillagásza, a hollandiai Groningenben született 1929-ben. A csillagok iránti érdeklődés tizenkét esztendős korában ébredt fel benne, amikor egy nyári éjszakán nagybátyja bussumi otthonában egy kis távcsőbe tekintett. Hamarosan eszkábált magának egy saját távcsövet egy W. C.-papírtekercs kartoncsövéből és a lomok közül előhalászott nagyítólencséből. „Óriási meglepetésemre működik!" - írta nagybátyjának, és ettől kezdve minden derült éjszakán kidugta távcsövét harmadik emeleti ablakán, hogy megfigyelést végezzen. 1959-ben csatlakozott a Cal Tech kutatógárdájához, ahol hamar kiderült róla, hogy ügyes megfigyelő, olyan ember, aki a távcsőből mindent ki tud hozni. Tulajdonképpen minden csillagász maga végzi a munkájához szükséges észleléseket, de kevesen élvezik is azokat; ahogyan Greenstein mondta: „Amikor ott kucorog az ember a 200 hüvelykes távcső megfigyelőkalickájában, a távcső forog s a csillagok mozognak, ez az egész romantikus, gyönyörű, csodálatos, de másrészt kényelmetlen, fárasztó, zsibbasztó, és az ember el is álmosodik." Ha Schmidt nem is volt szerelmes a távcsövekbe, legalábbis otthon érezte magát közöttük. „A 200 hüvelykes távcsőnek már a látványában is van valami mélységesen megragadó - mondta. - Van benne valami. Az észlelés minden nagy teleszkóppal valójában egy kaland, még ha nem is mindig élvezzük, hanem inkább aggódunk, hogy valamit elfelejtettünk vagy rosszul csinálunk." Schmidt 1962 májusában fogott hozzá a kvazárok megfigyeléséhez, és neki sikerült először a 3C286 színképét felvennie. Ez mindössze egyetlen színképvonalat mutatott, látszólag megmagyarázhatatlan helyen. Schmidt írt az Astrophysical Journal Letters című folyóiratnak egy - mint bizalmasan nevezte - „panaszos megjegyzést", mondván: „itt ez a dolog, és nem tudunk vele mit kezdeni". Egy másik kvazár, a 3C147 színképében ugyan több színképvonal is volt, de ezek is dacoltak Schmidt minden próbálkozásával, hogy megmagyarázza őket. A 3C196 színképében pedig egyáltalán nem voltak vonalak. Azután Sandage, aki megfigyeléseit másik Matthews-féle rádió-koordinátán végezte, lefényképezte a 3C273-as kvazárt, és felfedezte, hogy egy ködszerű vékony nyúlvány áll ki belőle. Amikor többször megvizsgálta a Virgo galaxishalmazban levő M 87-es galaxist, hasonló nyúlványra bukkant, amely e galaxis magjából állt ki. Az M 87 az ismert legfényesebb galaxisok közé tartozik, és erős rádióforrás. Teljes biztonsággal megállapították róla, hogy galaxis, így azután a 3C273, amely valamelyest hasonlított hozzá, szintén galaxisféle lehet. De az első benyomást, még ha az tévhit is, nehezen változtatja meg az ember. Schmidt és Sandage nem tudta elképzelni, hogy a csillagszerű kvazárok a galaxisok távoli világának lakói. Schmidt felvette a 3C273 színképét, és ebben a vonalak olyan gazdag választékára bukkant, amely megmagyarázhatatlannak tűnt számára. Éppen harminckét éves múlt. 1963. február 5-én a Cal Tech-beli, magas szobájában üldögélt, amelyben szürke gyapjúszőnyeg, könyvekkel és cikkekkel borított asztalok és egy szinte teljesen üres tölgyfa íróasztal állt. A magas ablakokon át napfény töltötte be a szobát. Schmidt a 3C273 színképét, ezt a postabélyegnél kisebb filmdarabkát tartotta a kezében, baljának hüvelyk- és mutatóujja közé csípve. Jobb kezével szórako-zottan rajzolgatta a színképvonalakat egy sárgás jegyzettömbbe. A Nature című angol folyóirat kért tőle egy rövid beszámolót az új kvazárról, és Schmidt éppen arra készült, hogy megirja ezt a feltehetően szintén hatástalan „panaszos" tudósítást. Valami bizonytalan ingerlékenység fogta el. Letette a tollát, felkapott egy
nagyítót, és újra végigböngészte a filmen a gyatra kis színképet. Greenstein saját irodájába tartva éppen elhaladt Schmidt nyitott ajtaja előtt az előcsarnokban. Mielőtt szobájába ért volna, meghallotta, hogy Schmidt a nevén szólítja. Greenstein visszasietett hozzá. „Jesse - mondta Schmidt -, azt hiszem, hogy a 3C273 színképében 16 százalék vöröseltolódás van." Ha ez a Világegyetem tágulása miatt lép fel, akkor ennek a kvazárnak több mint egymilliárd fényévre kell lennie. Greenstein megkerülte az íróasztalt. Schmidt megmutatta neki azt a négy vonalból álló rendszert, amely hirtelen ötlött a szemébe. A vonalak a hidrogén jól ismert vonalsorozatára hasonlítottak, csak 16 százalékkal elcsúsztak a színkép vörös vége felé. Az itt-ott feltűnő közbenső vonalak ugyan bonyolították a képet, de Schmidt már látta, hogy legtöbbjüket hogyan lehet megmagyarázni. A két férfi izgatottan beszélgetett egymással az asztrofizika és a spektroszkópia konyhanyelvén. Es ekkor különös dolog történt. Greenstein, aki hosszasan tanulmányozta már a 3C48 színképét, amikor azon a feltevésén dolgozott, hogy a 3C48-as egy csillag, úgy érezte, mintha gondolatai mélyén kinyílnék egy föld alatti rejtekhely ajtaja, s feltárulna a tudatalatti kamrája, amelyben a vöröseltolódás problémája már meg volt oldva, anélkül hogy tudomása lett volna róla. - Harminchét százalék - mondta. Micsoda? - 16 százalékról volt szó közöttük, mint az előttük fekvő színképben megmutatkozó vöröseltolódás mértékéről. 3C48! - Greenstein lelki szemei előtt föltűnt a színkép, amely egy pillanat alatt érthetővé vált számára. - Harminchét százalék - mondotta Schmidtnek, aki kissé különösen nézett rá. A két férfi az előcsarnokon keresztül átment Greenstein dolgozószobájába, a lemeztárolóból elővette a 3C48 színképét, és megmérte benne a vonalak eltolódását. Az eredmény 37 százalék volt. A kvazár ezek szerint mintegy 4 milliárd fényév távolságban van. Visszatekintve erre az eredményre, Greenstein, aki gyűjtötte a buddhista művészet alkotásait és a keleti filozófia iránt érdeklődött, ezt mondta: „Nem hiszek semmiféle misztikus filozófiában, de mélységesen hiszek a tudatalatti erejében." Rövid kis ünnepség következett, majd Schmidt visszatért az íróasztalához, hogy a délután hátralevő részében saját maga megnyugtatására még egyszer meggyőződjék róla, semmi sem kerülte el a figyelmét, nem követett el hibát. Mire az est leszállt, Greensteinnel együtt meggyőződött róla, hogy a kvazárok színképében valóban nagy vöröseltolódás lép fel, és egy előzetes bizonyitékot is kigondoltak arra, hogy semmi más nem magyarázhatja meg az összes színképvonal helyzetét. Az egyetlen lehetőség, amellyel indokolni lehetett a kvazárok színképében megmutatkozó nagy vöröseltolódást, az volt, hogy a kvazárok a táguló Világegyetemben nagyon távol vannak. Schmidt hazahajtott, és holland akcentusú angolján így szólt feleségéhez: „Valami borzasztó dolog történt ma az irodámban. - Látva az asszony megdöbbenését, rájött, hogy nem a megfelelő szót használta. - Ugy értem, valami csodálatos." „Amikor valaki elindul tudományos életpályáján, azt reméli, hogy felfedez majd valamit - mondta Schmidt tíz esztendővel később. -Természetesen sokféle felfedezés van. Találhat egy új üstököst az égen, ekkor róla nevezik el, így azután nyilvánvaló, hogy tényleg felfedezett valamit, ez azonban szinte annyira véletlen, mint ahogy az ember egy baleset szemtanújává válik. Ez a kvazárügy egészen más volt. Teljesen megváltoztatta az Univerzum további vizsgálatára vonatkozó elképzeléseinket és kilátásainkat. Még manapság, amikor már évek óta együtt élünk a kvazárokkal, sem tértünk magunkhoz a meglepetéstől. Egyszerűen nem tudom elhinni." Bármik is legyenek a kvazárok, néhány tucatszor fényesebbnek látszottak a galaxisoknál. Kutatásuk azt jelentheti, hogy az Univerzumot minden korábbinál nagyobb mélységig fürkésszük. Schmidt, mint a Hale Obszervatóriumok csillagásza, évente húsz-huszonöt éjszakára számíthatott a 200 hüvelykes távcsőnél. Ez az idő volt legértékesebb információforrása. Legnagyobb részét a kvazárok hajtóvadászatának szentelte. Az elkövetkező három esztendő során, a csillagok járását követő óriásteleszkópban kuporogva, s a kupola hangerősítőjén Bach és Telemann muzsikáját hallgatva, Schmidt további kvazárokat ismert fel.
1964-re térben és időben messzebb látott, mint bárki előtte. 1965-ben már olyan kvazárokról készített felvételeket, amelyek a fény sebességének 80 százalékával látszottak távolodni tőlünk. Más csillagászok is bekapcsolódtak a keresésbe, közöttük E. Margaret Burbidge angol csillagász, aki azon néhány nő közé tartozott, akik bekerülhettek az elsőrangú észlelők sorába. (* Mrs. Burbidge, aki a fizikától kormányozta át a csillagászathoz férjét, Geoffreyt, a Wilson-hegyre érkezve azt tapasztalta, hogy csak akkor használhatja a távcsöveket, ha elfogadja azt a fiktív helyzetet, hogy a férje asszisztense. George Ellery Hale-t ugyanis bosszantotta a Yerkes Obszervatórium csillagászfeleségei között a századforduló előt t i években folyt torzsalkodás, és elrendelte, hogy a Wilson-hegyen csak a férfiak észlelhessenek. Az 1950-es években még élt ez a hagyomány, sok mással együtt, például azzal, hogy a 100 hüvelykes távcsőhöz beosztott csillagász ül étkezéskor az asztalfőn. Mivel ki voltak tiltva a kolostornak nevezett Wilson-hegyi lakópavilonból, Burbidge-ék abban a kunyhóban húzták meg magukat, amelyet 1903-ban még Hale talált a hegytetőn, amikor először kapaszkodott fel oda. Margaret Burbidge tiltakozott - azt a választ kapta, hogy azért tanácsolták el, mert az obszervatóriumnak csak egyetlen vécéje van. „Ki törődik ezzel a kupolában? - kérdezte. - Úgy értem, ha ez csak egy klotyón múlik..." Végül a Kaliforniai Obszervatóriumok a férfiakéval egyenrangú állást adott neki. Amikor II. Erzsébet királynő kinevezte a Greenwichi Királyi Csillagvizsgáló igazgatójává, s 300 esztendő után elválasztotta a tisztséget a királyi csillagászi címtől, Burbidge asszony alig több mint egy év múlva lemondott, és visszatért La Jollába, a kaliforniai egyetemre. 1971-ben elutasította az Amerikai Csillagászati Társaság által a legkiválóbb csillagásznők elismerésére alapított Annie J. Cannon-díjat, mondván: „oly kevés nő tevékenykedik e területen, hogy nem lenne meglepő, ha sorra valamennyiünket kitüntetnének".)
Q és E. Joseph Wampler, a Mrs. Burbidge által tiszteletlenül csak wamplertronnak nevezett elektromos képerősítő eszköz feltalálója, kimérte egy olyan kvazár színképét, amely a fény sebességének több mint 90%-ával látszott távolodni tőlünk. Az arizonai Kitt Peak Obszervatóriumban C. Roger Lynds és Derek Wills egy kvazár színképének vöröseltolódását akkorának találta, mint amelyet a fénysebesség 89%-ának megfelelő radiális sebesség okozhatott, majd 1973-ban az Ohiói Állami Egyetemen dolgozó Mirjana Gearhart és az arizonai Steward Obszervatórium két kutatója, R. F. Carswell és P. A. Strittmatter olyan kvazárt fedezett fel, az OH471-et, amelynek sebessége elérte a fénysebesség 90%-át. Ezeknek az égitesteknek a fénye - attól függően, hogy milyen kozmológiai modellt fogadunk el - vagy 12-15 milliárd esztendeje van úton az Univerzumban. Ennek az odisszeának az időtartama nem volt különösebben nagy hatással azokra, akik megállapították. A csillagászokat, akik hozzá vannak szokva a nagy számokhoz, sokkal inkább érdekelték maguk a színképek, a bennük levő szokatlan vonalrendszerek, amelyek a színkép nagy frekvenciájú végétől elcsúsztak a látható részbe. Margaret Burbidge „iszonyatosan izgalmasnak" tartotta „azt a gondolatot, hogy tényleg ilyen távolra ellátunk", de nem az Univerzumban, hanem a színkép „ultraibolya tartományában, amelyet normális körülmények között a földi légkör elnyel, és amelyről azt gondoltuk, hogy az űrtávcsövek megalkotásáig semmilyen módon nem tudjuk megfigyelni". Schmidt számára ez az új spektroszkópia „sokkal izgalmasabb volt, mint a 3C273 vöröseltolódásának felfedezése, noha ezt gyakorlatilag senki sem méltányolta. Az összes új színképvonalat azonosítanom kellett. Keserves munka volt. Senki sem tudta megmondani, hogy milyen színképvonalakat kell keresnem, csak a kvazároktól várhattam választ." Az Univerzum széléről szóló találgatások nem azért kaptak lábra ekkor, mert a kvazárok ilyen messze vannak, hanem azért, mert egy bizonyos távolságon túl egyet sem találtak. 1973-ra már mintegy kétszáz kvazár esetében mérték meg a vörös-eltolódást, mégis csupán néhány akadt, amely olyan messze volt, hogy a távolodási sebességre a fénysebesség 90 százaléka adódott, ennél messzebbieket egyáltalán nem találtak a kutatók. Ha még nagyobb távolságokban is sok kvazár létezne, akkor az óriástelesz-kópokkal le kellene tudni fényképezni őket. De ahogy telt-múlt az idő, és a kvazárokat felsoroló lista egyre nőtt, a fénysebesség körül-belül 90 százalékánál az eloszlásukban mutatkozó éles törés megmaradt, és több csillagász kezdte úgy vélni, valóban ez a helyzet, nem pedig a véletlen vagy a megfigyelési nehézségek következménye a dolog. „Ha ez a törés valóban létezik - áll a Hale Obszervatóriumok 1971-1972-es jelentésében -, akkor elképzelhető, hogy olyan messzire tudunk visszatekinteni az időben, ... hogy térben és időben a »világ peremét« látjuk." A The New York Times 1973. április 8-án a következő szalagcímmel közölte az eseményt: „Tudósítás a Világegyetem széléről." A Sandage által 1975-ben befejezett extragalaktikus távolságmérések és vöröseltolódás-meghatározások eredményei szerint az Univerzum tágulása 18 milliárd esztendővel ezelőtt kezdődött meg; ± 10 százalék hiba megengedett. A csillagok fejlődésével foglalkozó szakemberek a Tejútrendszerben és a közeli galaxisokban ismert legöregebb csillagokat 15-16 milliárd évesnek becsülték. A kozmikus háttérsugárzás szintje arra utal, hogy a Világegyetem 15-20 milliárd éves. A kvazárok eloszlásában mutatkozó törés, 16-17 milliárd fényévnél következik be. 18 milliárd évvel ezelőtt vagy valóban tűzből született az Univerzum, vagy ügyesen alakította azt a szerepet, hogy tűzből született.
De mik a kvazárok? Vagy inkább mik voltak? Kevés maradt belőlük a mai Univerzumban, ha egyáltalán maradt. 1972-ben Schmidt és Sandage elemezte a felgyülemlett adatokat, és kidolgozta a kvazárok kozmikus időskálán megfigyelt fejlődésének egy hipotézisét. A Tejútrendszer közelében, tehát a legutóbbi időben, nem figyeltek meg kvazárt. Néhány milliárd fényév távolságon belül csupán maroknyit ismernek. Abban a tartományban, ahonnan a fényük a Világmindenség korának durván fele alatt jutott el hozzánk, azaz mintegy 8-10 milliárd fényévre, a kvazárok százszor gyakoribbak. Még nagyobb visszatekintési időnél gyakoriságuk háromszázszorosra, majd ezerszeresre nő. És ekkor, a fénysebesség 90 százalékának megfelelő távolságban hirtelen eltűnnek a kvazárok. „Nyilvánvalóan a fiatal Univerzumban sok kvazár volt - mondta Schmidt. - Fejlődtek, kimúltak, és manapság nagyon ritkák. Talán valami mássá alakultak. Azt hiszem, hogy talán galaxisok magjai, de ne feledjük, hogy ez pusztán spekuláció." A cél az volt, hogy megértsük a kvazárok, galaxisok és más kozmikus polgárok zavarba ejtő sokaságának törzsfejlődését. Voltak olyan nevű égitestek, mint Zwicky-galaxis, Seyfert-galaxis, N-galaxis, Haro-objektum, Braccesi-objektum, Markarjan-galaxis. Némelyikük feltűnő rádióforrás volt, némelyik nem. Egyesek különös galaxisnak tűntek, mások az intergalaktikus űrben lakoztak, de éppúgy lehettek galaxisok, mint valami mások. Hubble, és utána számos kutató, megpróbálkozott vele, hogy képet alkosson a galaxisok fejlődéséről, de csak igen szerény sikert értek el. Akárcsak a csillagfejlődés esetében, most is nagyon valószínűnek látszott, hogy több csillagásznemzedék erőfeszitéseire van szükség. A kvazárok megértése pedig különösen nehéznek ígérkezett. Egy-két kvazár elég fényes volt az égbolton ahhoz, hogy kiskertben felállított amatőr távcsővel is meg lehessen figyelni. Ha ezek valóban félúton vagy még távolabb vannak a kozmosz széle és közöttünk, akkor roppant mennyiségű energiát kellett kisugározniuk az űrbe, ahogyan ezt Schmidt felismerte aznap, amikor felfedezte a kvazárok színképében a vöröseltolódást. Két csillagász, az infravörös megfigyelésre szakosodott Frank Low és Harold Johnson, megmérte egy kvazárnak a szinkép infravörös, láthatatlan részében szolgáltatott energiáját, és arra az eredményre jutott, hogy az sokszorosa bármely ismert galaxisénak. A kvazárok teljesítménye természetellenesen nagy; néhány csillagász azon tűnődött, hogy a kvazárok nem sértik-e meg a fizika ismert törvényeit. Ahhoz, hogy 10-15 milliárd évig ilyen fénnyel tudjanak ragyogni, a kvazároknak legalább annyi anyagot kellene energiává alakitaniuk, amennyi egy hatalmas spirálgalaxisban található. Egy fejlődő Univerzumban azonban a kvazárok nem ragyognak fényesen 10 milliárd évig; amint Schmidt és Sandage elemzése kimutatta, a kvazárok a kozmosz ifjúkorában voltak ilyen feltűnőek, azután lecsillapodtak, hogy az úgynevezett normális galaxisok magjává váljanak. Az Univerzum további története folyamán már nem volt szükség ilyen gigantikus energiatermelésre, mint ahogy egy sprintertől sem várjuk el, hogy egész nap olyan sebességgel száguldozzék, mint a 100 méteres sikfutás döntőjében. A kvazárok megértésében komolyabb problémát okozott, hogy sokuknak változott a fényessége. Némelyikük néhány óra időtartamú pislogásokat mutatott. A 3C446-nál megfigyelték, hogy egyszer csak megkettőzte fényességét, majd egyetlen nap alatt visszatért eredeti állapotába. A 3C345 viszont olykor három hónapig nyugodtan viselkedik, majd hirtelen felvillan. Ahhoz, hogy egy égitest megváltoztassa fényességét, időre van szüksége, a fényváltozás mechanizmusát szabályozó hatásnak ugyanis el kell jutnia az objektum különböző részeibe; az egyik részben levő atomoknak meg kell tudniuk, hogy mire készül a többi atom. A leggyorsabban ezt az információt a fénysebességgel lehet közvetíteni. Ezért az olyan kvazár, amely - mondjuk - naponta lüktet, nem lehet nagyobb sugarú, mint egy fénynap, azaz körülbelül 25 milliárd kilométer, amennyiben a fényváltozást belső okok idézik elő, és nem valamilyen ismeretlen megfigyelési hatás. Ha a kvazár fényforrása nagyobb volna, képtelen volna periodikus fényváltozását összehangolni, mint ahogy a masírozó rezesbanda sem tud együttmuzsikálni, ha tagjai túlságosan szétszóródnak. A változó fényességű kvazárok felfedezése azt jelentette, hogy ezek az égitestek nemcsak egész galaxisoknál fényesebbek, hanem azt is, hogy ezt a mutatványt a galaktikus méretekhez viszonyítva parányi energiafelszabadító mag mutatja be. A kvazárok nagy távolsága, rendkívüli fényessége és az a képességük, hogy fényességüket rövid idő alatt változtatják, néhány csillagásznak gyanússá tette a kvazárok egész elméletét. A szkeptikusok zöme azok közül a csillagászok közül került ki, akik korábban az állandó állapot elmélethez csatlakoztak, s akik riadót fújtak, amikor úgy érezték, hogy a fejlődő Univerzum pártján álló ellenfeleik kimásztak szorult helyzetükből. A kvazárokban megtalálni vélték azt a bizonyitékot, amelyet már évek óta kerestek. Feltámadt a vita, és
éveken át tartott. Hogy megtámadják azt az elméletet, amely szerint a kvazárok a kozmikus fejlődés korai szakaszáról adnak hírt, meg kellett kérdőjelezni, hogy a kvazárok színképében fellépő vöröseltolódást az Univerzum tágulása okozza, hogy a kvazárok távoliak, vagy ahogy a csillagászok mondják: „kozmológiaiak". Ha a sebességet nem a Világegyetem tágulásától kapták, akkor honnan? A Los Alamos-i Tudományos Laboratóriumban dolgozó James Terrell úgy vélte, hogy a kvazárok valóban kis, viszonylag közeli objektumok, amelyek a Tejtrendszer magjából szakadtak ki, és csupán azért távolodnak olyan gyorsan tőlünk, mert Galaxisunk hirtelen lövellte ki őket. Terrell javaslata átmenetileg felkeltette Fred Hoyle és Geoffrey Burbidge érdeklődését, akik egy cikkben részletesebben is kidolgozták ezt a lehetőséget. A baj ott volt, hogy ha a mi csillagrendszerünk kvazárokat lövell ki, akkor néhány más galaxisnak felénk kellene kvazárokat kidobnia, és ezek színképében a vonalaknak nem a vörös, hanem az ibolya felé kellene elcsúszniuk. Ibolyaeltolódású kvazárt azonban nem találtak. Egy másik lehetőség az volt, hogy kimondjuk, a színképvonalak eltolódását egyáltalán nem a sebesség okozza, hanem az gravitációs eredetű. A relativitáselmélet szerint ugyanis a fény eltolódik a vörös felé, amint forráscsillaga „téridőkútjából" kikecmereg és távolodik tőle. A kvazárok esetében tapasztalt vöröseltolódás azonban olyan nagy, hogy az ezt előidéző gravitációs térnek kifejezett mellékhatásokat is kellene mutatnia. Egy közleményben, amelyről még az ellentábor is elismerte, hogy „elsöprő hatású", Schmidt és Greenstein kimu-tatta, hogy a várt mellékhatások nem jelentkeznek. Sorra kizárták csaknem minden olyan magyarázat lehetőségét, amely a vöröseltolódást nem a nagy sebességgel való távolodással hozta összefüggésbe. Hoyle egyszeriben a két felfogás kereszttüzében találta magát. Alig valamivel azelőtt, hogy Schmidt felfedezte a kvazárok színképében a vöröseltolódást, Hoyle és a Cal Techben dolgozó William Fowler közzétett egy dolgozatot, amelyben kifejtették, hogy szerintük nagy intenzitással sugárzó rádiógalaxisok magja nagy tömegű, összeroppanó „szupercsillag". Ezt az elméletet bizonyos fokig alátámasztja, ha a kvazárok a galaxisfejlődés korai állapotáról adnak hírt. Másrészt minden javaslat, amely szerint a Világmindenség valaha más volt, mint ma - valaha tele volt ragyogó kvazárokkal ellentmond a Hoyle-féle állandó állapot elméletnek, és bár Hoyle-t, saját bevallása szerint, sokkal kevésbé érdekelte az állandó állapot kozmológia, mint korábban, bizonyos rokonszenvet még mindig érzett iránta. Következésképp idegenkedett attól a nézettől, hogy a kvazárok kozmológiai távolságra lennének. Döntetlennek mondta azt a kérdést, hogy a kvazárok valóban messze vannak-e vagy sem. A kvazárokkal kapcsolatos szkeptikus álláspont terheit egy fiatalabb csillagász, Halton Arp vállalta magára. Arp egy reklámrajzoló fia, a New York-i Greenwich Village-ben és Woodstockban nőtt fel. „Meglehetősen zavaros gyerekkorom volt, így azután vonzódtam a rendezettebb élethez, az elméletekhez" - mondta, de amikor bekerült a Hale Obszervatóriumok kutatógárdájába, néhány ottani csillagász úgy érezte, hogy munkamódszere legalább annyira művészi, mint tudományos. Arpot megigézték az egzotikus és a szokatlan dolgok, amelyből igazán bőségesen van az égbolton. Pasadenában beköltözött egy mór stílusú kőházba, amelyet egy bűvész építtetett egy domboldalon, és összeállította az Atlas of Peculiar Galaxiest (Különleges galaxisok atlasza). Ez tele volt olyan felvételekkel, amelyeket vagy az obszervatórium lemeztárából vett, vagy maga készített a Palomaron, olyan különleges galaxisokról, amelyek megragadták a képzeletét: törött szárnyú madárként kóválygó torz spirálokról, hatalmas rendszerekről, fénylő gázfátyollal tagjaik között, füstkarikákról, gyöngysorokról, fölfúvódó kelt tésztához hasonló, torz alakú égitestekről. Mindez milliárdnyi csillag otthona volt. Arp a művész szemével azokat válogatta ki, amelyek érdekesnek látszottak. Arp megközelítése szöges ellentétben állt Sandage-ével és másokéval, akik a Hubble által kitaposott utat követték. Sandage éveket szentelt arra, hogy meghatározza, átlagosan milyen fényes egy jellegzetes galaxishalmaz legfigyelemreméltóbb galaxisa, s igy a továbbiakban erre az ismeretre alapozva becsülhesse meg még messzebb fekvő halmazok távolságát. Ő a közöst, az állandót kereste a galaxisokban, Arp az újdonságot vadászta. 1966 egyik téli éjszakáján Arp észlelhetett a 200 hüvelykes távcsővel, de a Palomar-hegyen dúló vihar megakadályozta ezt. Egész éjjel virrasztott, kávét iszogatva az obszervatórium lakópavilonjában, hallgatva a tetőn doboló esőt, és reménykedett, hogy talán kiderül. Hogy az idő gyorsabban teljen, egy katalógust lapozgatott a kozmikus rádióforrásokról. A rádióforrások fájó pontot jelentettek számára. Neheztelt azokra a rádiócsillagászokra, akik a még nyilvánosságra nem hozott koordinátáikat őhelyette Sandage-nek
vagy Schmidt-nek adták át, s lehetővé tették nekik, hogy felfedezzék és megvizsgálják a kvazárokat, még mielőtt Arp tudomást szerezhetett volna róla, hogy mi folyik körülötte. „Ha sikerül megszerezni e rádiópozíciók egyikét - mondta -, semmi egyebet nem kell tenni, mint beülni az egyik óriástávcsőbe, késziteni egy fényképet, felvenni egy színképet, és megírni a publikációt. Óriási. Csak én nem tudtam hozzájutni egyetlen szigorúan titkos pozícióadathoz sem. Ki voltam szorítva erről a területről, bár a munkám legszorosabban kapcsolódott a galaxisok vizsgálatához." Amint Arp átböngészte a rádióforrások jegyzékét, eszébe jutott egy levél, amelyet egyik barátjától, J. L. Sérsictől kapott Argentínából. Sérsic észrevette, hogy több kompakt rádióforrás az égbolton közel helyezkedik el olyan galaxishoz, amelyet Arp Atlasza felsorol. Kíváncsi volt rá, hogy az egybeesés pusztán a véletlen műve-e. Arp is eltűnődött ezen. Kezdte összehasonlítani a rádióforrásoknak a katalógusban közölt égi koordinátáit kedvenc különös galaxisaiéval. Hajnali négy órára Arpnak sikerült több olyan rádióobjektumra akadnia, amely az égbolton közel esett valamelyik különleges galaxishoz. „Az egyetlen dolog, amit nem tudtam, az az volt, hogy mik is ezek a rádióforrások - mondta. - Délelőtt átmentem a kupolába, és utánanéztem a szakirodalomban. Háromról vagy négyről kiderült, hogy kvazár." A következő hetekben Arp 29 galaxisról készített jegyzéket, a legtöbb az ő Atlaszában is szerepelt. Égi pozíciójuk nagyon közeli volt egy-egy kvazáréhoz vagy valamilyen rádióforráséhoz. Arp úgy érezte, hogy a galaxisok és a kvazárok nemcsak véletlenül látszanak ugyanabban az irányban, hanem tényleg fizikai kapcsolat van közöttük. Ha igy áll a dolog, a kvazárok sem lehetnek olyan messzire, mint színképvonalaik vöröseltolódásából következnék, hanem nagyjából ugyanolyan távol kell lenniük, mint a galaxisoknak. A galaxisok mind viszonylag közeliek voltak az intergalaktikus távolságokhoz viszonyítva, így ha Arpnak igaza van, akkor a kvazárok szintén közeliek. Ráadásul Arp olyan képekre is akadt, amelyek - véleménye szerint - a kvazár-galaxis kölcsönhatás fotográfiai bizonyítékai voltak. Olykor a torz vagy szokatlan alakú magot tartalmazó galaxisokból keskeny hidrogéngázfonalak nyúltak ki egy közeli kvazár irányába. Máskor egy egyenesen két kompakt rádió-forrás volt a galaxis két oldalán. Arp úgy gondolta, ezek a fényképek bizonyítják, hogy a kvazárok a galaxisok magjából kerültek ki. Az ősrobbanás-elméletet elutasító csillagászok örültek, amikor tudomást szereztek Arp munkájáról. Az ősrobbanás népszerűsége rendkívül megnőtt, már azzal fenyegetett, hogy egyeduralkodóvá válik a kozmológiában. Arp dolgozatai az elmélet egyik alapvető feltevését támadták, kérdéseket provokáltak, és új utat nyitottak a viták előtt. Sokan ezt az egész tudományterület szempontjából egészségesnek tartották. Lehet ugyan, hogy az állandó állapot elmélet kimúlt, de ettől még az ősrobbanás elmélete nem biztos, hogy helytálló. A Világegyetem tele van meglepetésekkel, talán a kvazárok igazi természete is tartogat néhányat számunkra. Az Arpot támogató cikkekben hol 1:10, hol 1:500, hol pedig 1:1000 arányban állapították meg annak valószínűségét, hogy a látszólag közeli kvazárok és a hozzájuk viszonylag közel megfigyelhető galaxisok csak a véletlen játékaként tűnnek úgy, hogy egymással kapcsolatban vannak. Arp álláspontja, amelyet a népszerűsítő és féltudományos sajtóban közölt, figyelemre méltó érdeklődést keltett. Amikor öt év múlva sem csillapodtak le a kedélyek, vitát rendeztek, amely az 1920-as Shapley-Curtis összecsapásra emlékeztetett. John Bahcall, a prince-toni Institute for Advanced Study (Progresszív Kutatások Intézete) fiatal fizikusa volt Arp ellenfele. Arp „disszonáns vöröseltolódások-ról" kezdett beszélni. Amikor olyan galaxist és kvazárt talált, amelyekről úgy tűnt, hogy kapcsolatban állnak egymással, de a kvazár színképvonalainak vöröseltolódása sokkal nagyobb volt, mint a galaxisé, azt a következtetést vonta le, hogy valami nincs rendjén, valami „disszonáns". Bahcall és felesége, Neta Bahcall, a Princeton Egyetem fizikusa egy katalogizált kvazárt egy olyan környező galaxishalmaz tagjaként azonosított, amelynek a színképében ugyanakkora vöröseltolódás volt megfigyelhető. Ezt a kapcsolatot - enyhe iróniával - „konszonánsnak" nevezték. Arp rápillantott az objektumra, és élesen visszavágva kijelentette, hogy az egyáltalában nem is kvazár. Néhány hónapon belül Bahcallék egyik barátjának, James Gunn-nak, aki velük ellentétben gyakorlott csillagász volt, sikerült lefényképeznie egy olyan égitestet, amely minden kétséget kizáróan kvazár volt, és amely kapcsolatban állott egy vele pontosan megegyező vöröseltolódást mutató galaxishalmazzal. Ez a megfigyelési eredmény fontos volt a kvazárok hagyományos megítélésének megerősítésében, mivel azt a nézetet bizonyította, hogy a kvazárok valóban olyan távol vannak, mint ahogy az színképvonalaik vörös-eltolódásából következik. Ezeket a hiányzó láncszemeket, kvazárokat és galaxisokat egyaránt tartalmazó halmazokat, nehéz volt megtalálni, mert a galaxisok túlságosan halványak ahhoz, hogy egymilliárd fényévnél nagyobb távolságból tisztán lehessen látni őket, míg a kvazárok csak kétmilliárd fényévre vagy azon túl kezdenek elszaporodni. Arp azzal érvelt, hogy néhány ilyen „konszonáns" példa nem számít; ha találna csak egy olyan kis vöröseltolódású színképet mutató galaxist, amely nagy vöröseltolódású kvazárral áll kapcsolatban, és mindenki megelégedésére be tudná bizonyítani, hogy valóban összetartoznak, akkor a kvazárok kutatásának alapjai válnának kérdésessé.
Arp és Bahcall 1972. december 30-án találkozott Washingtonban a Tudományfejlesztés Amerikai Társaságának védnöksége alatt. Arp magával vitte csodálatos galaxisfelvételeit, ezeken a fotókon állítólag gázból és porfelhőből álló hidakat lehetett látni olyan égi-testek között, amelyeknek - a vöröseltolódás hagyományos értelmezése szerint - több millió vagy milliárd fényévre kell lenniök egymástól. Eredeti tézisét általánosította: kozmikus objektumok olyan kombinációit kereste, amelyek látszólag kapcsolatban állnak egymással, mégis különböző vöröseltolódású színképet mutatnak. Álláspontja valójában támadta a vöröseltolódás-távolság összefüggést, amely negyvenöt éve, Hubble felfedezése óta döntő fontosságú segédeszköz volt a kozmosz mélységeinek kutatásában. A hallgatóság előtt így kérkedett diáival: íme egy galaxis, amelynek kinyúló karja egy kvazár felé mutat, itt pedig egy másik, ez olyan galaxishoz kapcsolódik, amelynek színképvonalai kétszer akkora vöröseltolódást mutatnak, itt egy spirálgalaxis, amelyet jól felismerhetően perturbál egy másik gravitációs tere, s ennek a galaxisnak - Bahcall állítása szerint - távol kell lennie a spirálgalaxistól. Arp nem adott elfogadható magyarázatot arra, hogy mi más okozhatja a kvazárok színképében a vöröseltolódást, ha nem az Univerzum tágulása. Ő csupán ahhoz ragaszkodott, hogy valami megmagyarázhatatlan van a dologban. Bahcall, ez a munkájába temetkező fiatalember lépett az emelvényre. Elmondta, hogy mivel járult hozzá Hubble, Humason, Sandage és a modern csillagászat katedrálisának többi építője e tudományág fejlődéséhez, majd vitába szállt Arp érvelésének általa leggyengébbnek tartott pontjával: Arp, mondta, folyton különböző vöröseltolódást mutató kozmikus objektumok „társulásairól" beszél, de egyáltalán nem definiálta, hogy mik is ezek a társulások. Szabályait úgy változtatja, hogy azok az egyes eseteknek jól megfeleljenek. „Ha az égboltot óriástávcsővel lefényképezzük, a fotolemezen a kozmikus objektumok olyan sokasága tárul elénk, hogy kitartóan vadászva bármilyen alakzatot felfedezhetünk - mondta Bahcall -, akár négylevelű lóhere alakú csillagcsoportot is." Bahcall azt állította, hogy az Arp által intergalaktikus hidnak tartott alakzatok közül néhány csupán megfigyelési hiba, míg más „társulások" úgy adódnak, hogy egy távoli objektum véletlenül ugyanabban az irányban látszik, mint egy közelebbi, noha óriási távolság választja el őket egymástól. Ami Arpnak és másoknak a statisztikai érveit illeti, miszerint a kvazárok túl gyakran tűnnek fel különleges galaxisok közelében ahhoz, hogy ez véletlen legyen, Bahcall óva intett attól, hogy a konkrét tény alapján készítsünk statisztikát. Egy, a Times Square-ről készített fénykép mutathat például hat bakfist egy sorban, vagy egy borneói férfit karonfogva egy párizsi hölggyel; az ilyen esemény valószínűsége ugyan lehet csekély, de annak valószínűsége, hogy a felvétel időpontjában találunk ilyent, mindig 100 százalék, hiszen bekövetkezett. Válaszában Arp mind megfigyeléseit, mind statisztikáit védelmezte. „Nyilvánvalóan mindig van valamekkora véges esélye annak, hogy bármelyik társulás véletlen - mondta. - Ha mindegyik társulást külön-külön tekintjük, ezen az alapon valamennyiüket elutasíthatnánk. De mi a valószínűsége annak, hogy kettő, három vagy fél tucat legyen a véletlen?" Amikor a vita befejeződött, nehéz volt kivonnia magát az embernek Arp őszinteségének és az általa tanulmányozott titokzatos galaxisok iránti szerelmének hatása alól, de ugyanennyire nehéz volt azt érezni, hogy álláspontja megállta a helyét a vitában. Mivel semmiféle megalapozott elmélet nem volt a kvazárokról, lényegében azt állította, hogy a maradibb csillagászok, azok, akik „félrelökték" őt, nem tudnak semmit. Ez bizonyára igaz volt, de mégsem változtatott azon a tényen, hogy a kvazárok a bizonyítékok alapján igazán megdöbbentően távolinak tűntek. Arp álláspontjának elméleti megalapozottsága annyiból állt, hogy feltette, a galaxismagok felrobbanhatnak, és kvazárokat dobnak ki. Ez a robbanó galaxisok gondolatából, a hatvanas évek csillagászatának afféle vesszőparipájából táplálkozott. Jó néhány fényes középpontú galaxist találtak már, közöttük több erős rádióforrást. 1961-ben egyiküket, az M 82-t Sandage különleges szűrőn át lefényképezte. Meglepődve látta, hogy az egy önmagát szétrobbantó galaxisnak tűnik. Éveken át vitatkoztak a csillagrendszerek öngyilkosságáról, és egy-két elméleti kutató odáig ment, hogy megpróbálta megbecsülni, mekkora valószínűséggel élhetjük túl a Tejútrendszer felrobbanását, de 1976-ban Philip Morrison és egy munkatársa megállapította, hogy az M 82 valószínűleg egyáltalán nem is robbant fel. Persze nyugtalan galaxisok létezhetnek, de hogy vannak köztük olyanok is, amelyek óriási anyagmennyiséget dobnak ki a világűrbe, ennek bizonyítására még várnunk kell. (* Az M 82-vel kapcsolatos epizód annak a két esetnek az egyike
volt, amikor az általában körültekintő Sandage tévedett. A másik 1965-ben történt, ekkor megje-lentetett egy cikket A Világmindenség egy fontos új alkotóeleme: a csillagszerű galaxisok címmel. A Ryle-lal együtt kidolgozott, két színtartományt felhasználó kereső módszerrel Sandage számos olyan kvazárra bukkant, amely nem sugárzott rádiózajt. A dolgozat lényege megalapozott volt, amikor azt írta, hogy a nem rádiósugárzó kvazárok száma meghaladja a rádióforrás kvazárokét, de Sandage figyelmét elkerülte, hogy az általa „csillagszerű galaxis"-nak nevezett objektumok közül igen sokat már megvizsgált többek között a Cal Tech egyik csillagásza, Fritz Zwicky. Zwicky arra a következtetésre jutott, hogy ezek kompakt galaxisok, amelyeknek valószínűleg van jelentőségük a kvazároktól a galaxisok felé vezető fejlődésben, de aligha érdemlik ki a „Világmindenség fontos új alkotóeleme" elnevezést, hiszen Zwicky már megfigyelte őket. Sandage mentegetőzött: „Elhamarkodtam a dolgot" - mondta.)
A kvazárvita megosztotta a csillagászok táborát. Arpot és a vele rokonszenvezőket kontárnak vagy szenzációvadásznak titulálták a megfontoltabb kollégák, akiket viszont ők zsarnokoknak és öntelteknek tartottak. Sandage és Arp, akik korábban igen jó barátok voltak, már szóba sem álltak egymással. Pasadenában mindössze 15 méter választotta el dolgozószobájukat, mindketten a matematika és fizika nyelvén vizsgálták a csillagvárosokat, amelyet csupán maroknyi kutató értett igazán, mégsem beszélgettek egymással. „Soha többé nem beszélek kozmológiáról a munkahelyemen -mondta Arp egy alkonyatkor otthon, miközben a lenyugvó Napot figyelte. - Rendkivül kényes téma ez, az ellentétes nézet mellett kiálló emberek túl komolyan veszik. A dolog részben önzés. Van egy barátom, aki azt vallja: »Aki eléggé öntelt ahhoz, hogy úgy gondolja, az egész Univerzumot ki tudja fejezni számokkal, az átkozottul öntelt. A dolog másik oldala meg az, hogy az ember elméleteinek sikerét vagy kudarcát tudományos karrierje sikerével vagy kudarcával kapcsolják össze, és errefelé a legtöbben egész életüket a karrierjüknek áldozzák.« Legtöbbünk, ahogy felcseperedett, híres tudós szeretett volna lenni. A Cal Techben komoly erőfeszítések árán nagyon bonyolult dolgokat tanultunk meg. Életünk, sikerünk attól függött, hogy át tudunk-e menni azokon a vizsgákon vagy nem, fel tudjuk-e mondani az anyagot, például a Hubble-féle vöröseltolódás-távolság-törvényt. Most, évek múltán, mindaz, amit megtanultunk, szinte részévé vált biztonságérzetünknek. Az emberek komolyan veszik, és ha valaki meg találja kérdőjelezni érvényességét, akkor lelki biztonságérzetünk megrendül. Mostanság mindenhol versengés folyik. Nyomás a távcsőhöz, tülekedés észlelési időért, hisz az a leglényegesebb, ki mennyi időt kap a 200 hüvelykesre. Valahányszor elmegy az ember a Palomar Obszervatóriumba, úgy érzi, vagy lélegzetelállító felfedezést kell tennie, vagy elveszett. Azt hiszem, a tudományos utóképzés elmulasztotta mindenkibe beleplántálni azt a gondolatot, hogy az volna az igazi, ha pluralista tudóstársadalmat sikerülne kialakítani, amelyben a csillagászok különböző kérdésekkel foglalkoznak, és különböző eredményekre is jutnak. Azt hiszem, ez a mulasztás sajnálatos. Előbb vagy utóbb rá fogunk jönni, hogy valójában mik is a kvazárok, de hogy rájövünk-e arra, hogyan értsünk szót másokkal, s hogyan bízzunk másokban, nos, ez számomra sokkal fontosabbnak tűnik.” Sandage mindinkább visszahúzódott. A tudományos konferenciákon egyre ritkábban tűnt fel. Az egyik szakmai találkozón Geoffrey Burbidge kedélyesen vízszintes vonalat húzott a táblára, és a hallgatóság segitségével feltérképezte az ismert csillagászokat, aszerint helyezve el őket, hogy elfogadják-e, hogy a kvazárok a kozmikus fejlődés korai szakaszának lakói, és ha igen, akkor milyen határozottsággal. Arpnak a bal szárny legvégét ítélték oda. Schmidt, aki szinte minden idejét annak a feltételezésnek szentelte, hogy a kvazárok nagyon távoliak, a vonal jobb végére került. Margaret Burbidge azt kérte, hogy őt a középtől kissé balra helyezzék el. Bahcall viszont a jobb oldalra került, majdnem Schmidt mellé. Hát Sandage? -kérdezte valaki. Burbidge egy pillanatra elgondolkozott, majd általános derültség közben Sandage nevét a tábla jobb szélére írta, de jóval a többiek fölé. Sandage mindenek fölött állt. El sem jött a konferenciára. Kaliforniába vonult vissza, ahol azzal próbálkozott - ahogyan néha meg is fogalmazta -, hogy a Teremtés könyvét újraírja. Dolgozószobájában, ahol Eddington arcképe függött a falon, és minden vízszintes felületet lábnyi vastagon fényképek, szakcikkek és számítógépi eredménylisták borítottak, Sandage ezt mondta: „Nem számít, hogy van-e polémia a kvazárügyben. Nem számít, hogy ki mit mond. A legfelsőbb bíró a természet. A dologban éppen az a fenséges és izgalmas, hogy független az embertől, és hogy mindez ott kint van. A galaxisok mennek a maguk útján, mit sem törődve a tudósok tanácskozásaival. Van végső igazság!"
Áttolt egy vöröseltolódás-távolság-diagramot az íróasztalán: „Ez - suttogta -, ez az, amit a természet mond!"
AZ UNIVERZUM SORSA „A világűr felderítése bizonytalansági jellel* ér véget... Árnyakat méricskélünk... kísérteties mérési hibák között keresgélünk..." EDWIN HUBBLE, 1935
(* A „bizonytalansági jel" írásjelnek értendő, mint a kérdőjel vagy felkiáltójel. - 1. J.)
Sandage élete munkájáról úgy írt, mint amelyet „két szám meghatározásáért végzett". Az egyikük a 1-10-1a1 jelölt és Hubble-állandóként ismert mennyiség volt, amely megadja az Univerzum tágulásának ütemét. A másik az úgynevezett lassulási paraméter, amely azt fejezi ki, hogy a tágulás üteme milyen mértékben csökken. A lassulási paramétert q0-1a1 jelöljük. Ha ezt a két számértéket pontosan ismernénk, ezek roppant sok dolgot árulhatnának el a Világmindenségről, például azt is, hogy örökké tágulni fog-e. Az évek során a Hubble-állandó értékét oly sokszor és oly nagy mértékben meg kellett változtatni, hogy már szinte kínos volt; egy csillagász azt írta róla, hogy „a szóban forgó kérdés történetében [az állandó revíziók] ugyanazt a szerepet játszották, mint az 1929-es összeomlás a Wall Street történetében". Minden egyes módosítás egyenértékű volt azzal, hogy az Univerzumot mind nagyobbnak és idősebbnek tartották, de egyszersmind azzal is, hogy a tágulás ütemét kisebbnek vélték, mint korábban gondolták. (* Voltak olyan kutatók, akik időnként a korábbiaknál magasabb értéket hoztak ki a 110-ra, és ezek közül az adatok közül ideig-óráig többet el is fogadtak a csillagászok. Végeredményben azonban napjainkban lényegesen kisebbnek gondoljuk e mennyiség legvalószínűbb értékét, mint amekkorának azt a megfigyeléseken alapuló kozmológia hőskorában megállapították a kutatók. - A ford.)
Amikor Sandage friss diplomásként a Cal Techben dolgozott, a Hubble-állandó értékét általában másodpercenként és millió fényévenként körülbelül 160 kilométernek tartották. Ez azt jelenti, hogy valahányszor egy-millió fényévvel távolabbra tekintünk, az ott megfigyelhető galaxisok távolodási sebessége mindannyiszor másodpercenként 160 kilométerrel nő. Baadenak a cefeida típusú változócsillagok körében végzett kutatásai nyomán ezt az értéket a felére kellett leszállítani; 1956-ban három világrész csillagászai tovább csökkentették az állandó értékét; Sandage még az ötvenes, majd a hetvenes években csípett le belőle, míg végül az „állandó" megállapodott eredeti értékének 10 százalékán. Sandage 1976-os adatai szerint a galaxisok másodpercenként és millió fényévenként 16 kilométeres sebességgel távolodnak tőlünk. Az amerikai csillagász azt állította, hogy a megengedett hibahatár 15 százalék alatt van. „Ez most már igazán reális szám" - mondta. Ezzel az értékkel számolva az Univerzum korára (vagyis a tágulása megindulása óta eltelt időre) 18 milliárd év adódik ± 3 milliárd év hibával. A Világegyetem tágulási ütemének meghatározása húsz éven át előbb Sandage minden idejét, majd ideje legnagyobb részét fölemésztette. Szinképek ezreiben kellett megállapítani a vonalak vöröseltolódásának mértékét, és minden egyes galaxis pontos távolságát is meg kellett mérnie valamilyen más, a vöröseltolódástól független módszerrel. Az első feladat nem volt különösebben nehéz, a második viszont annál inkább. Hogy a galaxisok távolságát meghatározhassa, Sandage továbbfejlesztette Hubble és Shapley lépcsőzetes eljárását. Először újból meghatározta viszonylag közeli csillagrendszerek távolságát oly módon, hogy cefeidákat és más, jól felismerhető típusú csillagokat keresett bennük; ezek abszolút fényessége ugyanis ismert volt a Tejútrendszerben megfigyelhető hasonló objektumok tanulmányozásából, és a csillagászat klasszikus módszerével, abszolút fényességük és az égbolton megfigyelhető látszólagos fényességük összevetésével meg lehetett határozni távolságukat is. Ez az első lépés lehetővé tette, hogy Sandage 5 millió fényév távolságig végezhessen méréseket. Ezt a határt az szabta meg, hogy a 200 hüvelykes távcsővel eddig lehetett még felismerni cefeida változókat. Hogy tovább léphessen, a közeli galaxisok néhány különösen fényes alkotóelemét vizsgálta meg, elsősorban a kék óriáscsillagokat és a ragyogó hidrogénfelhőkből álló csomókat; amikor már ismerte valódi fényességüket (és a gázcsomók esetében a méretet), akkor meg tudta becsülni mindazoknak a galaxisoknak a távolságát, amelyekben ezeket az objektumokat le lehetett fényképezni. Ez a lépés 30 millió fényévig tette lehetővé a méréseket. Ezen a határon túl Sandage már nem a galaxisokban megfigyelhető egyedi csillagokat; gázfelhőket tekintette „normálgyertyának", hanem egy-egy galaxist. Ezt az eljárást azért lehetett alkalmazni, mert - ahogy Hubble felfedezte - a galaxishalmazok között figyelemre méltó hasonlóság mutatkozik. Minden halmazban található egy óriási elliptikus galaxis vagy egy uralkodó spirálrendszer stb., és valószínű, hogy
valamelyik típusból az egyik galaxishalmazban kiválasztott képviselő körülbelül olyan fényes, mint a másik halmazban egy hasonló csillagrendszer. Számos galaxishalmaz tanulmányozása révén Sandage meg tudta állapítani, hogy a természetnek ebben az igen nagyfokú egyöntetűségében mennyire lehet megbízni. Ezt követően ezeket a standard galaxisokat használta távolságmérésre, mint ahogy korábban a csillagokat. Ezzel a módszerrel jócskán túljutott a 300 millió fényéves távolságon, és így az Univerzumnak már éppen eléggé nagy darabját vizsgálta át ahhoz, hogy biztos legyen benne, tágulását az esetleg fellelhető helyi különbségek béklyójából megszabadulva méri. (A galaxishalmazokon belül nem lép fel tágulás, hiszen a halmaztagok egymáshoz gravitációsan kötődnek, de észlelhető az egyes galaxishalmazok között, és mivel nem alaptalan arra gyanakodni, hogy a galaxishalmazok szuperhalmazokba rendeződnek, nagyszámú csillagrendszer esetében kell elvégezni a mérést, hogy biztosak lehessünk benne, a tágulási állandó az egész Univerzumra érvényes, és nem becsültük alá a közeli galaxis-halmazok fékező hatása miatt.) Sok csillagász vett részt ebben a munkában, de kétségtelen, hogy annak oroszlánrészét Sandage végezte el. Számos egyéb távolságmérési módszert is alkalmaztak, egyebek között a galaxisok látszólagos szögátmérőjén és rádiósugárzásuk jellegzetességein alapuló eljárásokat. Az volt a céljuk, hogy minden lehetséges, a többitől független módszert kipróbáljanak, hogy így csökkentsék a hibahatárt, ahogy Peebles mondta Princetonban, „elég sok támadóvonalat alakítsanak ki ahhoz, hogy a paramétereket túlhatározzák". Amikor az objektumok távolsága függvényében ábrázolták a színképükben megfigyelhető vöröseltolódást, egy egyenes vonalat kaptak eredményül, amely azt bizonyította, hogy az Univerzum belátható része egyenletesen tágul. Az adatok összegyűjtése lélekölő robot volt, amit Sandage ifjúkorában kezdett el, s meglett férfiként fejezett be. Kevés dicsőséget szerzett neki. Reggelenként legtöbbször erőt kellett venni magán, hogy leüljön íróasztala mellé, és folytassa a munkát. „A legnagyobb emberi érték - szerette mondogatni - az önfegyelem." A második számérték, a lassulási paraméter meghatározása azonban még hátravolt. Az alapvető jelentőségű ősrobbanás-elmélet feltételezi, hogy idővel lassul az Univerzum tágulása. Ennek az az oka, hogy a tágulást kiváltó hatalmas energiatöbblethez egyszerre jutottak hozzá a Világegyetem objektumai, az ősrobbanás pillanatában, és a galaxisok között fellépő kölcsönös tömegvonzás évmilliárdokon át fékként működik. A kérdés csak az, hogy milyen ütemű ez a lassulás. Ha a lassulás elég nagy ahhoz, hogy egy napon leállítsa a tágulást, akkor az Univerzumnak össze kell omlania; ha így áll a dolog, akkor világunk „zárt" abban az értelemben, hogy mind múltja, mind pedig jövője véges. Ha a lassulás kisebb, mint a kritikus érték, a tágulás mindörökké fönnmarad, és az Univerzum „nyílt", azaz jövője időben végtelen. A zárt Világmindenséget a nemeuklideszi geometriák nyelvén gömbinek vagy elliptikusnak is szokás nevezni, a nyilt kozmoszt pedig hiperbolikusnak. A modellek természetesen négydimenziósak - e négy közül egy az idő, három pedig a tér leírására szolgál. Így azután, ha ismerjük az Univerzum sorsát, valószínűleg azt is meg tudjuk állapitani, hogy milyen a térgeometriája. Ha a lassulás elég nagy ahhoz, hogy zárt világot alakítson ki, akkor ennek abban is meg kell nyilvánulnia, hogy a Hubble-féle tágulási sebesség-távolság-diagramon az égitesteknek megfelelő pontok nem egy egyenes mentén helyezkednek le, hanem attól felfelé szóródnak. Ez a szóródás azért jelentkezik, mert minél távolabbra tekintünk, annál régebbi múltba nézünk vissza, a kozmosz történetének olyan korszakaiba, amikor az Univerzum még gyorsabban tágult, mint napjainkban; az akkori és a mai tágulási sebesség összevetéséből határozható meg a lassulási paraméter. A Világegyetem azonban hatalmas, és a Hubble-féle összefüggést gigantikus távolságokig kell ellenöriznünk, mielőtt bármiféle lassulási ütemet megállapíthatnánk. A több milliárd fényévre levő galaxisok színképét nehéz felvenni és még nehezebb elemezni, a távolság egymástól független módszerekkel történő meghatározása pedig tele van hibával. Sandage kezdettől fogva borúlátóan ítélte meg, hogy sikerül-e valaha is meghatároznunk a lassulási paramétert a csillagrendszerek földi távcsövekkel való vizsgálata révén. (* A Föld felszínén felállítandó nagy optikai teleszkópok építésének korszaka, úgy tűnik, a végéhez közeledik, és a megfigyelő csillagászok egyebek között azzal a reménnyel tekintenek a jövőbe, hogy bolygónk körüli pályákon az űrben keringő nagy műszerekkel dolgozhatnak majd, megszabadulva a zavaró légköri hatásoktól, és szélesebb színképtartományban végezve a megfigyeléseket. Az egyik ilyen javasolt, 119 hüvelykes (3 méteres) automatizált űrteleszkóp például még százszor halványabb objektumok érzékelésére is alkalmas lehetne, mint a Palomar-hegyen álló 200 hüvelykes (5 méteres) távcső. [Az 1984-ben építés alatt álló űrtávcső fötükrének átmérője az említettnél kisebb, 2,4 méter. - A ford.] Közben a földi megfigyelőállomások tervezésében az az irányzat érvényesül, hogy inkább több 100-200 hüvelyk közötti átmérőjű távcsövet állítsanak fel, elsősorban a déli féltekén, és ezeket, éppúgy, mint a régebbi teleszkópokat, elektronikus képerősítő és képátalakító készülékkel szereljék fel, valamint számítógéppel egészítsék ki. Valószínűleg a Szovjetunióban, a Kaukázusban felállított 263 hüvelykes (6 méteres) tükrös távcső marad jó ideig a legnagyobb földi teleszkóp. [Bár Texasban már készen állnak egy ennél is nagyobb - 7 méteres, vagy esetleg 300 hüvelykes -reflektor kiviteli tervei, sőt a pénzgyűjtést is elkezdték. - A ford.])
Sandage 1972-ben megkísérelte kihámozni a lassulási paraméter értékét azokból az adatokból, amelyeket ő és három csillagásztársa gyűjtött össze a Hubble-állandó értékének pontosítása során. Mivel a paraméter hatása várhatóan igen csekély, valójában kisebb, mint vizsgálatainak hibahatára, Sandage
olyan számítógépprogramot használt, amelyet azzal a céllal készítettek, hogy kiszűrje az adatokból a „zajt", és kutassa fel az alapul veendő tendenciát. Az eredmény zárt Univerzumra utalt, de rendkívül bizonytalan volt. „Ma még nem lehet eldönteni... - írta Sandage -, hogy a Világmindenség zárt-e avagy nyílt." A lassulási paraméter megállapításának másik lehetősége az volt, hogy a lassulás ütemét nem a nagy távolságokra érvényes nagy számokban keresték, hanem a közelebbi vidékek kisebb vöröseltolódásai körében. Az Univerzum félreérthetetlen tágulása, amelyet néha „tiszta Hubble-áramlás" néven is emlegetnek, körülbelül 300 millió fényévre kezdődik, ott, ahol a Lokális Csoport tagjainak tömegvonzása már nem gátolja számottevően az égitestek mozgását. A svájci G. A. Tammann-nal és a chilei Eduardo Hardyval együttműködve Sandage megvizsgálta a közvetlenül e határ mögött található galaxisok távolodási sebességét. Kiválasztottak harminc galaxishalmazt, és a lehető legnagyobb pontossággal meghatározták a távolságukat és a színképükben megfigyelhető vöröseltolódást. Az ezek alapján megszerkesztett diagramon valamennyien az egyenes Hubble-vonalra estek. Nem lehetett kimutatni semmilyen hatást, amely lassulásra utalt volna. Hogy az Univerzum minden irányban egyöntetűen tágul, már bebizonyított kijelentés volt, Sandage azonban nem számított arra, még a Tejútrendszer közvetlen szomszédságában sem, hogy a tágulás ennyire homogén. A harminc halmaz nem mutatott szisztematikus eltérést az egyenletes tágulástól. Néhány gigantikus csillagrendszer-csoport, köztük a galaxisban igen gazdag Virgo, a Coma és az Ursa Maior halmaz intergalaktikus értelemben nem fekszik távol a Sandage által tanulmányozott halmazoktól, ezért azután Sandage úgy vélte, hogy e rendszerek gravitációs erejének lassítania kell a lokális tágulási ütemet. Ehelyett azt találták, hogy az összes galaxishalmaz változatlan sebességgel távolodik egymástól és tőlünk, ügyet sem vetve a lassítóerőre. Mindez arra utalt, hogy az Univerzum szinte megzabolázhatatlan erővel tágul, és hogy a lassulás ütemének nagyon csekélynek kell lennie. Ugyanezt bizonyították azok a vizsgálatok is, amelyek során a korábban 11 milliárd esztendősnek gondolt gömbhalmazok csillagait tanulmányozták, és kiderült, hogy azok sokkal inkább tekinthetők 14 milliárd évesnek. Minél öregebb a kozmosz, annál nagyobb energiájúnak kellett lennie az ősrobbanásnak, hogy még jelenleg is olyan nagy tágulási sebességeket eredményezzen, és annál kevésbé valószínű, hogy a lassulás elég erős az Univerzum bezárásához. A gömbhalmazok korára kapott legújabb becslések igen jó egyezésben vannak Sandage azon eredményével, amely szerint az ősrobbanás óta 18 milliárd esztendő telt el. Ehhez az értékhez azzal a feltevéssel jutott el Sandage, hogy a Világmindenség keletkezése óta folyamatosan, számottevő lassulás nélkül tágul. 1974-ben négy fiatal csillagász, J. Richard Gott III. és James Gunn a Cal Techről, illetve David N. Schramm és Beatrice Tinsley a texasi egyetemről, hosszú cikkben összegezte azokat a bizonyítékokat, amelyek amellett szólnak, hogy az Univerzum nyílt és örökké tágulni fog. Hubble és Sandage dolgozatainak fennkölt és valahogy egyedüllétet tükröző hangvételével szemben az ő cikkük csapatmunka volt, amely hatvannégy csillagász kutatásainak eredményeiből merített, és írásuk az őket megelőző kozmológiai katedrális-építőkéhez hasonlítva groteszk, ironikus hangú volt. Cikküket Lucretius-idézettel kezdték: „S nincs mértéke, se vége, akárhol is állsz, a világnak."* (* Lucretius: A természetről. I. könyv, 959. sor. Ford.: Tóth Béla. Alföldi Magvető, Debrecen, 1957. 39. o.) A Világ-mindenség sorsának kérdését az anyag felől közelitették meg: vajon elég anyag van-e az Univerzumban ahhoz, hogy tömegyonzása meg tudja állítani a tágulást? Különböző forrásokból származó bizonyítékok azt sugallták, hogy nincsen. Ahogyan Gott és csoportja észrevette, ha az összes feltételezett galaxis becsült tömegét összeadjuk, az összeg még mindig túl kicsi, csupán a tizede annak az anyagmennyiségnek, amely az Univerzum bezárásához szükséges. Javasolhatnánk, hogy sok gáz és por van a galaxisok között, de az a tény, hogy elképesztő távolságra tisztán látunk - ha a kvazárok színképében megfigyelhető vöröseltolódás kozmológiai eredetű, nagyjából 10 milliárd fényévnyire -, arra utal, hogy a galaxisközi tér lényegében üres. A Gott-csoport megvizsgált néhány lehetőséget, hogy hol rejtőzködhet nagy mennyiségű anyag, és szinte valamennyit el is vetette. Hát akkor hol lehet a „hiányzó anyag"? „Lehet, hogy vannak kibúvók érvelésünkben - írták -, de még akkor is, ha vannak, a titokzatos égitesteknek őseredetieknek és láthatatlanoknak vagy éppen feketéknek kell lenniük." Feketé-nek, mint amilyen a fekete lyuk.
A teljesen elszigetelt, kiközösített, örökké éhes fekete lyuk a lehető legjobb hely bárminek az elrejtésére. Kút a téridőben, s olyan mélységes, hogy semmi, még a fény sem tud kijönni belőle; a hatalmasnak és a parányinak az összeolvadása, kerülete kisebb, mint Bostoné, de átmérője végtelen; az örökkévalóságig eregethetnénk bele a mérőszalagot, és a fekete lyuk egyszerűen elnyelné. Hidrogéngázt, bolygót virágot és királyt egyforma étvággyal eszik. Minden, ami belehullik, örökre elhagyja világunkat. A fekete lyuk semmit sem árul el áldoza-tairól. Tulajdonképpen önmagáról sem árul el semmit, csak a tömegét, elektromos töltését és impulzusmomentumát. Ahogyan John Wheeler szerette mondogatni: „A fekete lyuknak nincsen szőre." Hogy ilyen végzetes mindent nyelők létezhetnek, az általános relativitáselmélet jósolta meg. Karl Schwarzschild azon kevesek közé tartozott, akik már Einstein előtt felismerték, hogy az Univerzumot a nemeuklideszi geometria szemszögéből is lehet vizsgálni; nem sokkal az általános relativitáselmélet 1916-os közzététele után munkához látott: a nagy tömegű objektumok - gyakorlatilag a csillagok -környezetében kialakuló téridő-geometriát vizsgálta. Számításai arra az eredményre vezettek, hogy bármilyen tömegű csillag esetében létezik egy távolság - a későbbiekben „Schwarzschild-sugár"-nak nevezték -, amelynél kisebb sugarú térfogatelembe préselve a csillag olyan roppant sűrűségűre omlik össze, hogy kiközösíti magát az őt körülvevő téridőből. Az eredmény valamiféle lyuk a térben. A dolgok beleeshetnek, de semmi sem juthat ki belőle. (Képaláírások: A gömbhalmazokat kozmikus rezervátumoknak is nevezhetnénk, amelyekben a csillagászok a Tejútrendszer legöregebb csillagait tanulmányozhatják. Ehhez az M 13-as gömb-halmazhoz mintegy százezer csillag tartozik (Hale Obszervatóriumok) A galaxisok is halmazokba gyülekeznek. Ezen a felvételen a két nagyobb folt (jól láthatók körülöttük a fényelhajlás miatt létrejövő tüskék) és az élesen kirajzolódó néhány tucatnyi kerek fényfolt az elő tércsillagok képe. Minden más folt egy-egy galaxisnak felel meg. Ezek a tőlünk egy-két milliárd fényév távolságban levő Corona Borealis galaxishalmaz tagjai (Hale Obszervatóriumok)
A Schwarzschild-sugár bekerült az elméleti fizika eszköztárába, de hogy a valóságban egy csillag jutott-e valaha ilyen sorsra, az már egész más kérdés. Nagy sűrűségű csillagok létezéséről tudtak a kutatók, a fehér törpékről például azt tartották, hogy akkor jönnek létre, amikor a nukleáris tüzelőanyagukat teljesen kimerítő csillagok összeomlanak. Ekkor ugyanis az energiatermelés megszűntével a magas belső hőmérséklet miatt kialakuló gáznyomás és a kifelé áramló elektromágneses energia keltette sugárnyomás már nem képes ellensúlyozni a csillag saját gravitációjának szorítását. A fehér törpék fantasztikus objektumok, a felszínükhöz közeli tartományból 1 köbcentiméternyi anyag több mázsát nyom, így azután eleink nem vették komolyan azt a lehetőséget, hogy a csillagok esetleg még nagyobb sűrűségű objektumokká húzódhatnak össze. Aztán 1930-ban egy indiai egyetemi hallgató, Subrahamanyan Chandrasekhar kiszámította, hogy ha egy haldokló csillag sokkal nagyobb tömegű volna a Napnál, akkor összeomlása nem fejeződne be a fehér törpe állapotnál, hanem azon keresztül még sokkal összepréseltebb objektummá húzódna össze. Chandrasekhar ez idő tájt R. H. Fowlernél tanult Cambridge-ben, aki tanítványa eredményeire felhivta Eddington figyelmét. Eddington felismerte, hogy ha a számitásokba nem csúszott hiba, akkor egy elég nagy tömegű csillag összeomlása során olyan sűrűségűvé válhat, hogy még saját fényét is visszaszívja, és teljesen elvágja magát a külvilágtól. Mindez képtelenségnek tűnt Eddington szemében, és úgy érezte, hogy hitelétől fosztotta meg Chandrasekhar elméletét azzal, hogy egész az abszurditásig élezte. Az Egyesült Államokban J. Robert Oppenheimer magfizikus többek közt George Gamow buzdítására mélyedt el a gravitációs összeomlás fizikájának tanulmányozásában, és néhány egyetemi hallgatóval közösen két fontos dolgozatot publikált 1939-ben. Az elsőben kifejtett elmélet szerint a csillagok a fehér törpe állapoton át összeomolhatnak és „neutroncsillagokká" alakulhatnak, olyan égitestekké, amelyeknek erős gravitációja összeroppantotta a bennük levő atommagokat. Az elnevezést Baadetól és Zwickytől kölcsönözték, akik már öt esztendővel korábban felvetették, hogy a felrobbanó csillagok esetleg neutroncsillagot hagynak vissza maguk után, gigantikus tűzijátékuk hamujaként. (* Harminc esztendő vel k é s ő bb beigazolódott Baade és Zwicky feltevése, amikor a Rák-ködben felfedeztek egy pulzárt, egy rádiótartományban erő sen sugárzó neutroncsillagot, ott, ahol a kínai csillagászok a XI. században v a l ó s z í n űleg szupernóvát figyeltek meg.)
(képek) (Ezen a két negatív felvételen (a csillagászok a negatív fotókat jobban kedvelik a pozitív képeknél, mert részletgazdagabbak náluk) egy kvazárt faggatnak titkairól. Fent, a 3C48- as kvazár régebbi felvételén a kvazár (nyíllal jelölve) szinte megkülönböztethetetlen az elő tércsillagoktól. Lent, Allan Sandage hosszabb expozíciós idő vel készített felvételén már kivehető az égitestet övező halvány korona; arra utalva, hogy a kvazár - ahogyan több elméleti szakember is állítja - talán
fiatal galaxis, amely mind térben, mind idő ben óriási távolságra van t ő lünk. A 3C48 4 milliárd fényévre van t ő lünk, így olyannak látjuk, mint amilyen akkor volt, amikor az Univerzum még egyötödével fiatalabb volt, mint jelenleg; elképzelhető , hogy valaha a Tejútrendszer is hasonló kozmikus jelző lámpa volt (Allan Sandage és Hale Obszervatóriumok)
Oppenheimerék második cikke azt vizsgálta, mi annak a lehetősége, hogy egy csillag a megfigyelhetőség határa alá rombolja le magát. „Amikor a kellően nehéz csillag összes lehetséges termonukleáris energiaforrása kimerül, akkor a csillag összeomlik - kezdődött a dolgozat. - Hacsak a forgásnak köszönhető széthasadás, a tömeg szétsugárzása vagy az anyagnak a sugárnyomás megnövekedése miatti szétszóródása nem csökkenti a csillag tömegét a Napéhoz hasonló nagyságrendűre, ez az összehúzódás korlátlanul tovább folytatódik... A csillag felszínéről eredő fény egyre inkább elvörösödik, és mind kisebb térszögben tud megszökni." Amint a gravitációs vöröseltolódás a végtelenhez közelít, a csillag eltűnik, és ami így kialakult, az egy fekete lyuk. A fekete lyukak iránti érdeklődés a hatvanas években támadt fel újra, amikor felfedezték a kvazárokat, amelyeknek nagy teljesítményét meg lehetne magyarázni a gravitációs összeomlással, illetve a pulzárokat, amelyekről kimutatták, hogy biztosan neutroncsillagok. Ha lehet az űrben olyan különleges objektum, mint a neutroncsillag, érveltek, akkor miért ne lehetne fekete lyuk is? Az elméleti modellek vizsgálata alapján megállapították, hogy bár magányos fekete lyukat szinte lehetetlen volna optikai eszközökkel kimutatni a világűrben, mégsem reménytelen a helyzetünk. Ha a fekete lyuk egy kettős-rendszer egyik összetevője, akkor felfalja csillagtársa légkörének anyagát, s miközben a fekete lyukba örvénylő gáz örökre eltűnik szemünk elől, röntgensugárzást bocsát ki. A röntgensugár is az elektromágneses sugarak közé tartozik, az ultraibolya és a gamma-sugarak közti tartományt foglalja el. E sugárzás megbízhatóan nem érzékelhető a Föld felszínéről, mert bolygónk légköre nagyrészt elnyeli. Az 1970-ben fellőtt olasz-amerikai röntgensugár-érzékelő mesterséges hold, az Uhuru végül is több mint száz kozmikus röntgenforrást talált, amelyek közül néhány távoli galaxis volt, néhány neutroncsillag, és egy, a Cygnus X-1 pedig feltehetően fekete lyuk. Bár az egész eredményt kételkedve fogadták, akadt néhány kutató, aki hajlandó volt teljes biztonsággal állítani, hogy igazi fekete lyukat találtak. Úgy tűnt, hogy a Cygnus X-1 megeszi a társát, a HDE 226868-as szuperóriás csillagot, amely olyan szoros gravitációs kötelékkel kötődik hozzá, hogy közös tömegközéppontjuk körül 5,6 naponként tesznek meg egy keringést. Ha ez a modell helyes, akkor a rendszer igencsak érdekes látványosság lenne. Az agyongyötört szuperóriás izzó gázt bocsát a világűrön át egy láthatatlan téridőörvénybe, amelyet a csillagközi térben utazó űrhajósoknak is csak távolról ajánlatos megtekinteni. A fekete lyukba eső űrhajó legénysége életének utolsó pillanataiban a csillagfény nagymértékű vörösödését tapasztalná, ami az Univerzum végórájához hasonlítana, noha természetesen saját végüket jelentené. Jóllehet a kutatók éveken át mérlegelték, hogy ez az objektum és a későbbiekben talált jelöltek valóban fekete lyukak-e, a közvélemény teljes elragadtatással fogadta a Cygnus X-1 felfedezését. A tudományos-fantasztikus írások szerzői rögtön helyet szoritottak a fekete lyukaknak történeteikben, a költők beharangozták érkezésüket, néhány festő pedig elfogadta a legvégső technikai kihívást, és megpróbálta megfesteni képmásukat. Kaliforniai fizikusok a fekete lyukkal működő erőmű megvalósíthatóságát fontolgatták. Szovjet elméleti szakemberek azzal a gondolattal álltak elő, hogy egy nagy tömegű, forgó fekete lyuk híd lehetne a kozmosz két távoli része között, amelyen egy bátor kormányos átnavigálhatna. Texasban két fizikus pléhpofával azt az ötletet dobta be, hogy egy parányi fekete lyuk okozta az 1908. június 30-án Szibériában bekövetkezett erdei katasztrófát, amelynek során egy ismeretlen eredetű, ragyogó tűzgömb Tunguszka közelében, Irkutszktól mintegy 950 kilométerre északra becsapódott a Föld testébe, és 800 négyzetkilométeres területen letarolta a fákat. Úgy képzelték, hogy a fekete lyuk átsuhant a Földön, és az Atlanti-óceánból Új-Fundland és az Azori-szigetek között emelkedett ki. Szorgalmazták, hogy az ez idő tájt arrafelé készült hajónaplókat böngésszék át, hátha ráakadnak a különös tünemény leirására. Ahogyan a Cal Tech egyik munkatársa, Kip Thorne írta: „Az emberi elme minden szüleménye közül, az egyszarvútól a vízköpő szörnyekig és a hidrogénbombáig talán a fekete lyuk a legfantasztikusabb." A kozmológusok abban látják a fekete lyuk rendkívüli jelentősé gét, hogy szerepet játszhat a hiányzó anyag tárolásában. Amint Gott és mások kimutatták, a kozmosz ma ismert összes anyaga nem elegendő a tágulás megállitásához. Ha nem sikerül tízszer ennyi anyag létét kimutatni, akkor a Világegyetem nyílt. Lehet, hogy az Univerzum anyagának 90 százaléka fekete lyukban van
elzárva? Ha valamennyi fekete lyuk csillagok összeomlása révén alakult ki, akkor bizonyára nem. Ha a nagy tömegű csillagok a galaxisok kialakulása óta állandó ütemben pusztulnak, akkor egy, a Tejútrendszerhez hasonló méretű spirálrendszernek napjainkban körülbelül 100 millió fekete lyukat kellene tartalmaznia. Hogy még véletlenül se becsüljük alá ezeknek az objektumoknak a számát, mondjuk azt, hogy a csillagok összeomlása valamikor gyakoribb jelenség volt, mint ma, és tízzel megszorozva vegyük egymilliárdnak a fekete lyukak számát. Tételezzük fel, ismét fölfelé túlozva, hogy a fekete lyuk átlagos tömege a Nap tömegének tízszerese. (Sokkal valószínűbb, hogy az átlagérték ennek a fele.) Az eredmény az, hogy Galaxisunkéhoz még 10 milliárd Nap tömegét kell hozzáadnunk. Ez óriási tömeg, mégis csupán nem egészen 5 százalékkal növelné meg csillagrendszerünk ma ismert tömegét. Feltehetjük továbbá azt is, hogy valamikor minden galaxis közepében egy-egy kvazár foglalt helyet, s hogy a kvazár maradványa ma egy fekete lyuk. Elméletileg ennek az óriási fekete lyuknak a tömege elérheti a Napénak milliárdszorosát is. De még ha megkétszerezzük, akkor is messze vagyunk attól, hogy annyi anyagot leljünk, amennyi képes megállitani a tágulást. Gott és Gunn átgondolta ezt és a „hiányzó tömegre" vonatkozó többi elméletet, és azután el is vetette őket, majd a halmazt alkotó galaxisok közötti gravitációs kölcsönhatás vizsgálatából arra következtettek, hogy a galaxisok egyszerűen nem viselkednek úgy, mintha a jelenleg becsültnél tízszer nagyobb tömegűek lennének. „A galaxisok önmaguk nem képesek bezárni az Univerzumot" - írta a Gott-kutatócsoport (kiemelés tőlünk). Ha a kozmosz anyagának nagy részét fekete lyukak rejtegetik, akkor e lyukak nem lehetnek a galaxisokban. A Gott vezette csoport arra a következtetésre jutott, hogy a Világ-mindenség, ha nem is biztosan, de valószínűleg nyitott. „Teljesen egyértelmű döntés sajnos még nem született, de az esküdtszék kedélyállapota talán már kipuhatolható" - írták. Sandage, aki korábban a zárt világmodell elfogadása felé hajlott, fokozatosan közelebb került Gotték álláspontjához. Erre a gömbhalmazok korára kapott értékek és a közeli galaxisok távolodási sebességére vonatkozó vizsgálatai ösztönözték. „Az a végkövetkeztetés, hogy az Univerzum örökké tágulásban marad, elkerülhetetlennek t űnik" - irta 1976-ban. Ha valóban ez a helyzet, akkor a Világmindenség fagyhalálra van ítélve. Végül az összes csillag kihuny, és az újabbak felépitéséhez szükséges anyagkészlet kimerül. Az Univerzum energiaszegény hercegséggé válik, a sötét kozmoszban fekete galaxisok úsznak mind-örökké. Ha viszont nem ez a helyzet, akkor a tágulás egyszer majd megáll, megkezdődik az összehúzódás, s új kozmikus tűzgömb születik. A jelenlegi bizonyítékok ez ellen szólnak, de még nem perdöntőek. Ahogyan John Wheeler mondta; „Túl korai volna megmondani, hogy mi is a helyzet. Az izgalom még csak most kezdődik. Ennél a pontnál senki sem adhatja meg magát." Akár tűzben, akár fagyban ér véget a kozmosz, minden jel szerint véget ér, s ez azt jelenti, hogy olyanná alakul, amit nem ismernénk fel, s amelyben nem tudnánk élni. Vannak, akik ezt lehangolónak találják. Bertrand Russell tragikusnak tartotta, hogy „az emberi géniusz délideji ragyogását... az emberi teljesítmény egész templomát el kell hogy borítsák a romban heverő Univerzum törmelákei. Később azonban kissé felderült, mint ahogy mi mindannyian azt tesszük különféle okokból. Nekünk sincs sokkal több személyes vesztenivalónk a Világmindenség sorsában, mint a napraforgónak vagy a pillangónak. Az Univerzum átváltozása 50 vagy 100 milliárd esztendő múlva következik majd be; csettintsünk kettőt az ujjunkkal, és máris több időt vettünk el életünkből, mint amekkora hányadot az egész emberiség történelme jelent ebből az időtartamból. Az élet nem építmény, hanem folyamat. Életünket egyetemes folyamatoknak köszönhetjük, a kozmikus és a földi sors ama azonosságában, amelyet George Ellery Hale ismert fel; mint meghívott vendégek jobban tesszük, ha megtudunk róluk valamit, mint ha siránkozunk rajtuk. Ha a haldokló Univerzum távlata kínszenvedést okoz nekünk, ez azért van, mert mindezt előre tudjuk, és a legcsekélyebb elképzelésünk sincs arról, hogy miért vagyunk képesek ilyen előrelátásra. Egy darabka papírra vetett néhány szám leírhatja, milyen ütemben tágul a Világmindenség, feltárhatja, mi folyik a csillag belsejében, vagy megjósolhatja, merre fog járni a Neptunusz 25 000-ben, újév napján. Miért? Vajon a természetnek, legyen bár rosszindulatú vagy jóindulatú, miért kell bármilyen szempontból is érthetőnek lennie számunkra? A tudomány összes titkai csupán e rejtély palotaőrei.
1 0. AZ ÉRTELEM TÁGULÓ UNIVERZUMA „Egy legkevésbé sem magától értetődő dolog vezetett el engem a szaktudományomhoz, és lelkesített ifjúkorom óta. Arról van szó, hogy gondolkodásunk törvényei egyeznek a külvilágról nyert benyomásaink lefolyásának törvényszerűségeivel, tehát lehetséges, hogy az ember pusztán gondolkodás útján következtethessen ezekre a törvényszerűségekre."* MAX PLANCK
* Válogatott tanulmányok. Tudományos önéletrajz. Ford. M. Zemplén Jolán. Gondo-lat, Bp. 1965. 41. o.
Ahogyan elmeséltem a dolog történetét, az emberek csak ebben a században ismerték fel, hogy milyen is az Univerzum valójában. Századunk elején még keveset tudtunk a közvetlen csillagkörnyezetünkön túli kozmikus tartományokról. A hetvenes évekre megtudtuk, hogy léteznek más galaxisok is, hogy a csillagok születnek és meghalnak, hogy a Világmindenség tágul, és hogy olyan óriási robbanásban született, amelynek zúgó visszhangját még mindig hallhatjuk. Sikerült megbecsülnünk a táguló Univerzum korát, és a távcsövekkel a kozmikus történelem őskorába tekinthetünk vissza. Ezt a gazdag ismeretanyagot alig néhány évtized alatt, szerény anyagi eszközökkel, tudósok viszonylag kicsiny csoportja gyűjtötte össze. Ez drámai történet. Vajon tényleg igaz? A tudományos felfedezésekről szóló beszámolók - attól tartok, köztük ez a könyv is - hajlanak arra, hogy hamis benyomást keltsenek olvasóikban a legújabban elért eredményekről. Abból indulnak ki, hogy az emberiség évszázadokon át tudatlanságban tapogatózott, egészen az utóbbi évekig, amikor felvirradt a bölcsesség napja. Úgy gondolom, ez a hajlandóság abból fakad, hogy a felfedezések természetüknél fogva izgalmas történetek, mig a hosszan tartó tévelygésekről nem mondható el ugyanez; az elbeszélő arra összpontosítja figyelmét, amit sikerült megtudni, és eltekint attól, ami érthetetlen maradt. Bárhogyan legyen is, ez a dolgok elferdítése. Ma éppúgy, mint valaha, az ismeretlen mellett eltörpül az a kevés, amit már tudunk. Ahogyan Newton mondta: „Úgy érzem magam, mint a tengerparti fövenyen játszadozó fiúcska, aki azzal szórakozik, hogy időnként talál egy-egy simább kavicsot vagy az átlagosnál szebb kagylót, miközben az igazság hatalmas óceánja teljes egészében felfedezetlenül hever előtte." A tudomány története sokkal inkább hasonlatos egy halom törött és eldobott ócska szerszámhoz, mint egy simán, zökkenőmentesen működő géphez. A XIX. század vége felé a fizikát szinte már mindenki úgy tekintette, mint egy majdnem befejezett könyvet. A tömegvonzást már Newton megmagyarázta, a hőt James Clark Maxwell és Ludwig Eduard Boltzmann, az elektromágnességet Maxwell és Michael Faraday, méghozzá szemmel láthatólag olyan sikeresen, hogy a korszak egyetemi hallgatóit óva intették attól, hogy számottevő felfedezésekben reménykedjenek életpályájuk során. Elégedjenek meg azzal, hogy a fizika feladata ezután csupán az ismert „törvények" finomitása lesz. És ekkor, 1900-ban a berlini Max Planck felfedezte a kvantumelvet, s a tudomány átalakult. Szinte minden, addig szilárdnak látszó „törvény" megváltozott, jelentősége csökkent vagy elveszett. Az 1861-ben született Alfred North Whitehead mondta a harmincas években: „Semmi, az égadta világon semmi nem maradt, amit meg ne kérdőjeleztek, sőt alapjában meg ne rendítettek volna; egyetlen fontosabb fogalom sem. Ezt úgy tekintem, hogy egyik legnagyobb élményem volt." Ha azt hisszük, hogy a kozmológia védve van az ilyen forradalomtól, azzal éppen kihivjuk ezt a megrázkódtatást. Az ősrobbanás kozmológiája - amelyen nem egyetlen elméletet értek, hanem inkább minden olyan, az általános relativitáselméletre felépített világmodellt, amelyben az Univerzum kialakulása nagy hevességgel ment végbe - számot tudott adni a Világegyetem tágulásáról, a kvazárok számának bizonyos távolságon túl bekövetkező fogyásáról, és pontosan megjósolta a kozmikus háttérsugárzás felfedezését. Mindezek figyelemre méltó eredmények voltak, amelyek alapján az elméletet sikeresnek kell mondanunk. De ha egy elméletet sikeresnek mondunk, azzal még nem állítottuk azt, hogy igaz is. Klaudiosz Ptolemaiosz kozmológiája 1300 éven át elfogadott elmélet volt, és kisebb-nagyobb módosításokkal, megfelelő pontossággal jósolta meg ezen időszak alatt a bolygók mozgását. A legfontosabb alapfeltevése viszont, hogy a Nap és a bolygók a Föld körül keringenek, hamis volt. Kopernikusz és Kepler Nap-középpontú kozmológiája megnövelte az elméleti úton nyerhető adatok pontosságát, jobban megfelelt a megfigyeléseknek; Newton, majd pedig Einstein gravitációs elmélete tovább növelte a pontosságot. Ezek emberi találmányok voltak, és nem szabad összekevernünk őket azokkal a jelenségekkel, amelyek magyarázatára megszülettek.
Valószínütlennek tűnik, hogy a „gravitáció" létezett a természetben, és hogy Newton „fölfedezte", vagy hogy a természetben megvolt a „téridő-kontinuum" még azt megelőzően, hogy Einstein elvetette a tömeg-vonzást, és a helyébe állította a kontinuumot.(* Más szavakkal: a „gravitáció" és a „téridő-kontinuum" ugyanazon jelenség kétféle magyarázata, s nem maga a jelenség. - I. J.) Elméleteink nem „törvények", amelyeknek a természet „engedelmeskedik". Csupán utánozzák az eget; de nem onnan hullottak alá. Ezért azután segíti tisztánlátásunkat, ha emlékezetünkbe véssük, hogy az ősrobbanás-elmélet nem a Világmindenség, hanem csupán előzetes és meglehetősen hiányos leírása annak, hogy néhány nagyon leegyszerűsített esetben hogyan viselkedhet az Univerzum. Az, amit nem tudunk, valóságos óceán; jómagam csupán néhány kiismerhető öbléről és folyótorkolatáról fogok szólni, és róluk is csak röviden. Nem tudok továbbmenni ennél, egyrészt, mert csekély tudásunk fénykörén túl tudatlanság tudatlanságot szül, még azt sem tudjuk, hogy mit nem tudunk. Talán Fred Hoyle-nak is ez járt az eszében, amikor egy konferencián az előadó megjegyzésére, hogy „vannak olyan kérdések, amelyekre nem tudunk válaszolni", azt suttogta a fizikus Philip Morrisonnak, hogy a tudományban nem a válasz az érdekes, hanem a kérdés. Az a kutató, aki a helyénvaló kérdést veti fel, az ismeretlen újabb darabkáját deríti fel, amit egy kis szerencsével a tudás szűk, de folyton táguló határai közé hozhat. Nagyon hasznos dolog tehát, ha a kérdezés új módjait tanulhatjuk meg. Szerencsére a tudomány legújabb kori történetének egy jelentős eseményében is fontos szerepet játszott a kérdésfeltevés módja. Ez az esemény a kvantumfizika megszületése, amelyet Whitehead forradalmi változásnak mondott, s amely nemcsak a természettudományt változtatta meg, hanem bizonyos fokig a tudomány alapjait, előfeltevéseit is. Ha elmesélem a történet egy kis részletét, és néhány példán bemutatom, hogy mindez hogyan befolyásolta a modern kozmológiát, talán érzékeltetni tudom, hogy milyen is a tudomány határvidéke. Planck a kísérleti fizikusokat gyötrő „feketetest-problémára" válaszként dolgozta ki a kvantumelméletet. A szóban forgó kisérlet abból állt, hogy egy edény falán lyukat fúrtak, az edényt belülről feketére festették, felhevítették, és a lyukon keresztül kilépő sugárzás hullámhossz szerinti intenzitáseloszlását vizsgálták. Egy színképelemző és egy hőmérsékletmérő berendezés összekapcsolásával a kísérletet végző személy meg tudta határozni, hogy különböző hullámhosszakon milyen intenzitással sugárzott az üreg. Amikor azonban elvégezték ezt a kísérletet, olyan eredményt kaptak, amely ellentétben állt a klasszikus elmélet alapján várhatóval. Az elmélet és a megfigyelés összeegyeztetésére tett minden próbálkozás kudarcot vallott. Végül Planck felismerte, hogy csak abban az esetben tud számot adni a kísérletekben kapott eredményekről, ha szakít azzal a tudományos hagyománnyal, amelyen ő is nevelkedett. Hónapok múltán - ezt az időszakot, saját szavai szerint, pályáján a legintenzívebb munkával töltötte - sikerült levezetnie az azóta Planck-törvénynek nevezett képletet. Ez már pontosan jósolja meg, hogy hogyan viselkedik a sugárzó energia laboratóriumi edényben, a Napban, a csillagokban, és úgy tűnik, az egész Univerzumban is, hiszen a Penzias és Wilson által kimutatott kozmikus háttérsugárzás is követi a Planck-görbét. Planck úgy látta, hogy az atomok nem sima folytonossággal sugározzák ki az energiát, mint korábban feltételezték, hanem különálló kis csomagokban, amelyeket a „mennyi" jelentésű latin „quantus" után „kvantumok"-nak nevezett el. A kvantumelmélet olyasvalamit állít, hogy a természet úgy dolgozik, mint a bankpénztáros: egy vagy két pennyt tud fizetni, de a két érték között semmit sem. „Nincs más kiút mondta Planck diákjainak. - Meg kell barátkoznunk a kvantumelmélettel, és látni fogjuk, hogy fizikánk egyre újabb területeire nyomul majd be." A XIX. század tudománya az anyagot és az energiát két különálló világnak tekintette, mindegyik a saját törvényeinek engedelmeskedik. Az anyagot részecskékből, az energiát hullámból állónak tartotta. Planck elmélete éppen ezt a jól megalapozott válaszfalat döntötte le azzal, hogy az energiáról kijelentette, „részecskékből", kvantumokból áll. Még egy emberöltő sem telt el, s Louis de Broglie párizsi fizikus kimutatta, hogy az anyag éppúgy tekinthető hullámnak, mint ahogy az energia részecskének. 1929-ben a Nobel-díj átvételekor mondott beszédében de Broglie igy fogalmazott: „ahhoz, hogy az anyag, és éppígy a fény tulajdonságait leírhassuk, a hullám- és a korpuszkula fogalmát egyidejűleg kell alkalmaznunk". A kutatók reakciója általában az volt, nos, rendben van, mind a részecskeelmélet, mind pedig a hullámelmélet alkalmazható akár az anyagra, akár az energiára, de végső soron a természetnek vagy ilyennek, vagy olyannak kell lennie. Milyen hát valójában? Részecske vagy hullám? A XX. század elején a fizikai elméletalkotás és kisérletezés jórészt e körül a kérdés körül forgott.
Két iskola alakult ki s létezett rövid ideig egymás mellett, amelyek új köntösbe öltöztették a régi hullám-részecske kérdést. Azok a fizikusok, akik szellemileg jobban otthon érezték magukat a részecskékből álló világban, kimutatták, hogy a hullám valószínűségként fogható fel; szerintük a legvégső valóság a részecske, és a hullám azt fejezi ki, hogy egy-egy pontban, például egy fénysugár mentén mekkora valószínűséggel található a részecske. E felfogás első hirdetője Einstein volt, aki egy korai dolgozatában a fényről úgy írt, mint amely kvantumokból áll. E kvantumokat fotonnak neyezte el. Azok, akik a hullámelmélet mellett foglaltak állást, elsősorban Erwin Schrödinger bécsi fizikus, éppen ennyire elfogadható módon kimutatták, hogy csupán a hullám számít, a részecske puszta illúzió. Mindkét tábor örömét lelte abban, hogy olyan kísérleteket eszeljen ki, amely az ellenfél álláspontját kétessé teszi, s ebben egyaránt sikerrel is jártak. Később azután Schrödinger, akit Dirac is követett, bebizonyította, hogy matematikai szempontból a két iskola egyenértékű, azaz ugyanazt mondja, csak különbözőképp. De mégis, milyen a természet valójában? Részecskék hada? Hullámok óceánja? Egy huszonhat esztendős fizikus, a Niels Bohr vezetése alatt Koppenhágában dolgozó Werner Heisenberg arra a következtetésre jutott, hogy a hullámok és a részecskék között fennálló paradoxon csak úgy oldható fel, ha figyelembe vesszük a megfigyelő fizikus szerepét is. Ez a lépés vezette el Heisenberget a határozatlansági elv felállításához, és meg kell mondanunk, a tudomány azóta már nem a régi. Ahogyan később Heisenberg visszaemlékezett rá, Einsteinnek egy előző évi magánbeszélgetésben tett megjegyzése indította el őt a határozatlansági elvhez vezető úton. Einstein úgy vélte, Heisenberg szinte könyörtelenül visszautasitja, hogy a fizikai világ olyan alkotó-elemeivel foglalkozzék, amelyeket nem lehet megfigyelni, s ez őt zavarta. Egészen pontosan arról volt szó, hogy Einstein olvasta Heisenberg egyik tanulmányát, amelyben a fiatal tudós elvetette azt a nézetet, hogy az elektronok az atommag körül keringenek. Heisenberg azért nem volt hajlandó elektronpályáról beszélni, mert soha nem sikerült egyetlen elektronpályát sem megfigyelni, és minden valószínűség szerint soha nem is lehet. „- De hát mondja csak, maga tényleg azt hiszi, hogy csakis megfigyelhető mennyiségeket építhetünk be egy-egy fizikai teóriába? -protestált Einstein. - Ön talán nem pontosan ezt a gondolatot választotta alapul a relativitáselmélet megalkotása során? - kérdezte Heisenberg némileg meglepetve. - Nemde, hangsúlyozta, hogy nem szabad abszolút időről beszélni, mégpedig azon egyszerű oknál fogva, mert abszolút idő nem figyelhető meg; hogy az óra más időt mutat a mozgó, és mást a nyugalomban levő vonatkoztatási rendszerben? - Meglehet, valóban támaszkodtam rá - ismerte be Einstein -, de ez a gondolat mégis képtelenség. Azt mondhatnám, ha diplomatikusabban akarnám kifejezni magam, hogy - mintegy heurisztikusan -hasznos lehet, ha szem előtt tartjuk a ténylegesen megfigyelt jelenségeket. Elvben azonban merőben helytelen volna csak a megfigyelhető mennyiségekre alapozni egy elméletet. A valóságban pontosan az ellenkezője szokott történni: az elmélet határozza meg, mi az, amit megfigyelhetünk..." (* Heisenberg: A rész és az egész. Beszélgetések az atomfizikáról. Ford.: Falvay Mihály. Gondolat, Bp., 1975. 89. o.) 1927 februárjának egy késő éjszakai óráján Heisenberg a koppenhágai Faelled parkban sétálgatott, Einstein megjegyzésén töprengve: „...az elmélet határozza meg, mi az, amit megfigyelhetünk." (** I. m. 89. o.) Egészen biztosnak tűnt számára, hogy ez a helyzet a hullámelmélet és a részecskeelmélet vitájában is; a szubatomi világot éppúgy tekinthetjük részecskéknek, mint hullámoknak, bármelyiket keressük is. És mi van akkor, ha azt a kérdést, hogy melyik a „valóságos", soha nem lehet határozottan eldönteni? Mi van akkor, ha azokat a dolgokat, amelyeket a fizikusok ebben a mikrovilágban észleltek, nem annyira a „valóság" határozza meg, mint inkább a megfigyelésükre alkalmazott módszerek? Heisenberg jól tudta például, hogy senki sem képes megfigyelni egy atomon belüli elektront anélkül, hogy ki ne lökje azt a helyéről. Az a sugárzás, amely az elektron megfigyeléséhez szükséges „megvilágítást" adja - a gyakorlatban erre a célra gamma-sugarat alkalmaztak -, kilökné az elektront pályájáról. Ez volt az Einsteinnel folytatott vita tárgya; Einstein az elektronpályát „valóságosnak" gondolta, jóllehet pályán keringő elektront nem lehet megfigyelni. Heisenberg azon tűnődött, vajon a megfigyelésnek ez a korlátozottsága-e a dolog nyitja. Talán soha nem tudjuk a „való" világot ilyen kis méretekben megfigyelni. Ha nem - vélte Heisenberg -, akkor a tudománynak nem feladata azon töprengeni, milyen a világ valójában. Lakásába visszatérve Heisenberg megpróbálta meghatározni, hogy mekkora a dologban a bizonytalanság. Ha egy fizikus azt szeretné tudni, hogy egy „részecske" egy bizonyos pillanatban pontosan hol található, mindenképpen kapcsolatba kell vele kerülnie -például egy gamma-sugárral vagy
valamilyen más sugárzással el kell találnia -, hogy meg tudja ezt állapítani, de eközben már meg is változtatja a viselkedését, új pályára téritve át a részecskét. Helyzetét csak annak árán ismerheti meg, ha lemond arról, hogy megtudja, hogyan viselkedett volna akkor a részecske, ha nem zavarja meg. Másrészt, ha egy részecskéről azt szeretné megtudni, hogy térben és időben hogyan viselkedik, milyen gyorsan és milyen irányban mozog - a „hullámokat" éppen rengeteg „részecskének" ez a viselkedése idézi elő -, akkor várnia kell, és figyelnie; a ködkamrában vagy az oszcilloszkóp ernyőjén átfutó nyom az esemény lezajlása után el fogja árulni, hogy merre haladt el a részecske. De e megfigyelésnek is van ára, fizikusunk nem tudhatja pontosan, hogy egy bizonyos pillanatban hol volt a részecske. A ráfizetés nem technikai, hanem elvi jellegű. A Heisenberg által elképzelt szubatomi világ olyan parányi bizonytalansági „dobozkákból" épül föl, amelyekbe mi, makroszkopikus méretű megfigyelők soha nem tudunk bekukucskálni. Eltorzíthatjuk e dobozokat úgy, hogy a dolgok részecskének tűnnek, vagy úgy, hogy hullámot látunk, attól függően, hogyan állítjuk össze kísérletünket, a dobozka belsejének méretét azonban nem tudjuk csökkenteni. Amikor Heisenberg kiszámította a dobozkában rejlő bizonytalanság „mennyiségét", azt találta, hogy ezt a Planck-féle állandó szabja meg. Amikor Bohr egy sítúráról visszatérve Koppenhágába, megismerkedett Heisenberg új elméletével, munkához látott, hogy kiterjessze érvényességi körét. Igy jutott el a „komplementaritás elvéhez". Bebizonyította, hogy a határozatlansági elvet a fizika alaptörvényeiként ismert energia- és impulzusmegmaradási elv tartalmazza. A hullám-és a részecskemodell ugyanannak a valóságnak egymást kiegészítő oldalai. A dolgok „valóságos" természetének, ahogyan Heisenberg és Bohr látta, és ahogyan azóta is látjuk, örökre ismeretlennek kell maradnia. Azért kíséreltem meg ilyen szemérmetlenül leegyszerűsíteni a fiatal kvantumfizika ismertetését, hogy ily módon érzékeltessem: valami nagy jelentőségű dolog ment végbe a tudományban. A tudomány megindult azon az úton, hogy egyre kevésbé törődjék a dolgok szemléletességével, és ezzel néhány kelepcétől is megszabadult, például az erőről vagy az okságról szóló tantól. A tudományos elméletnek logikusnak kell lennie. Kifejezhetőnek kell lennie a matematikának, az ismert legszigorúbb logikai rendszernek a nyelvén. Valamennyi fizikai elmélet velejét a számok jelentik. De a gyakorlatban az elméletnek a mindennapos tapasztalatok szerint is „kell értelmének lennie". A természetet vizsgáló kutató többet merít emberi tapasztalataiból, mint a matematikából. A tudomány éppúgy tele van metaforákkal, jóval és rosszal egyaránt, mint a költészet. Tekintettel arra, hogy az ember elsősorban látása révén tájékozódik (olyannyira, hogy a retinát igen elterjedten szinte az agy részének tekintik), a természetről alkotott modellek jellegzetesen képszerűek, értelmet adnak a „lelki szemeink" kifejezésnek. Ennek a szokásnak vetett véget a fizikának a szubatomi világba való behatolása, ahol a tanulmányozandó „tárgyak" alig nagyobbak a fény hullámhosszánál, (* A szubatomi „objektumok" nagyságrendekkel kisebbek a látható fény hullámhosszánál. - A ford.) és egyáltalában nem láthatók. Heisenberg felismerte, hogy a tudománynak mindezt figyelembe kellene vennie, ha tovább akar fejlődni. A kutató és a megfigyelt anyagi dolog között fennálló viszonynak a tudomány elismert részévé kellene válnia. A szemléletesség megszűnésével együtt járt az okság és az erő fogalmának eltűnése, vagy legalábbis hanyatlása, két olyan fogalomé, amely hosszú időn át a tudomány szerves része volt. A logikai pozitivista Rudolph Carnap e két tant közös eredetre vezette vissza. Ahogyan mondta, „az emberi tapasztalatnak a természet világába való egyfajta kivetitéséből" alakultak ki. „Ha meglökünk egy asztalt, izmainkban feszültséget érzünk - írta Carnap. - Amikor valami ehhez hasonlót észlelünk a természetben, például az egyik biliárdgolyó nekiütődik a másiknak, könnyű úgy képzelnünk, hogy az egyik golyó hasonlót tapasztalt, mint mi, amikor az asztalt meglöktük. Az ütköző golyó cselekszik. Az csinál valamit a másikkal, ami miatt amaz meglódul. Könnyű belátni, hogyan tételezhették fel a természeti népek, hogy a természet erőit éppúgy, mint őket magukat, szellemek mozgatják. Az ő parancsukra következnek be bizonyos dolgok. Különösen érthető ez súlyos károkat okozó természeti jelenségekkel kapcsolatban. A hegyet földcsuszamlásért lehet felelőssé tenni. A tornádót a település megrongálásáért. A XX. századi fizika, úgy tűnik, mind az erőt, mind pedig az okságot kitörölte, legalábbis a tudomány egy részéből. Einstein felszámolta az „erőt", amelyet hosszú időn át szükségesnek tartottak ahhoz, hogy a bolygókat pályájukon mozgásban tartsák. Évszázadokon át úgy tűnt, hogy valami - talán Isten - kell hogy tolja a bolygókat útjuk során. Newton a bolygók mozgását az általános tömegvonzás erejével magyarázta meg, de szabadkozott is emiatt. Az általános relativitáselmélet szerint a bolygók
azért követik pályájukat, mert e pályák geodetikus vonalak, térben és időben a legalkalmasabb pályák. Semmiféle erő nem tartja pályájukon, vagy lökdösi tova őket. A kvantumfizikában azért mondott csődöt az okság, mert a kísérletező csupán valószínűségekkel tudja megjósolni a „részecskék" viselkedését a roppant anyag/energia sűrűségű mikrovilág birodalmában. Einstein, aki egyik hive volt a fizika statisztikus megközelítésének, úgy érezte, hogy ez csupán hasznos segédeszköz, s egy szép napon majd, ha valakinek megfelelő berendezése és kellő türelme lesz hozzá, sikerül kidolgozni a minden egyes részecske viselkedését ok és okozat kapcsolatával megadó magyarázatot. Heisenberg azon-ban kimutatta, hogy mi, a makroszkopikus világ lakói, soha nem adhatjuk meg a szubatomi viselkedés hiánytalan oksági magyarázatát; a határozatlansági elv megakadályoz bennünket abban, hogy akár egy kis csoportnyi szubatomi „részecske" minden egyes kölcsönhatását figyelemmel kísérjük. Éppen ezért - és ez az állítás legalább annyira filozófia, mint amennyire tudomány - teljesen ha-szontalannak tartjuk, hogy az okság érvényesüléséről beszéljünk ott, ahol soha nem láthatjuk vagy vizsgálhatjuk működés közben. Ennyi erővel azt is elfogadhatjuk, hogy a valószínűségek valóban léteznek. A determinizmus hanyatlását a nyugati világban részben talán az tette lehetővé, hogy Istennek a kozmoszban játszott szerepe is csökkent. Évszázadokon át Istennek tulajdonították az első okozó (Arisztotelész kifejezésével élve a „mozdulatlan mozgató") szerepét. Aquinói Szent Tamás Isten létének hatásos bizonyítékát tudta megszerkeszteni azáltal, hogy Istent a kozmikus oksági láncolat elejére tette. A műszaki ismeretek gyarapodásával az emberek figyelme egyre inkább a természet feltételezett gépezete felé fordult, és Istennek lassan csak a teremtő szerepe maradt, aki mozgásba hozta ugyan a szerkezetet, de már csak elvétve néz utána, hasonlóan a sikeres üzletemberhez, akinek már nem kell rendszeresen mutatkoznia az irodájában. Századunk elejére, amikor ez a gépezetkorszak lassan a vége felé közeledett, Isten olyannyira eltávolodott a színről, hogy már nem tudta megvédeni a természetet az okságot tagadó tudo-mányfilozófiától. Jóllehet az okság ma is élő beszédtéma a tudományban, a kvantumelmélet valamit gyökerestől megváltoztatott a tudományos világképben. Az atomok mindenütt megtalálhatók, és amennyiben a szubatomi világ nem determinisztikus, akkor az egész Univerzumnak is mindig fel kell mutatnia valamilyen véletlen elemet. Nem lehet az a tökéletes gépezet, amilyennek a tudomány valaha tartotta. Az oksági elv bukása sok fiatal fizikus számára felszabadulást jelentett; a tudomány elhajította fölösleges útipoggyászának egyik nehéz darabját, és újból nekivághatott az útnak. Heisenberget vagy de Broglie-t olvasva úgy érezzük, annak a kalandnak a résztvevői vagyunk, amelyet a VII. századi buddhista Fa-Csang fejezett ki, ami-kor így írt: „Most, hogy megértjük, hogy az okok valójában nem okok, bármely keletkezés csodálatos lesz." Einstein azonban nem osztozott ebben az elragadtatásban. Ő soha nem fogadta el azt az álláspontot, hogy a szubatomi világ valójában is valószínűségre épül, mivel mindig valószinűségekben jelenik meg számunkra. Az elsők között követelte, hogy a fizikai elméletek vegyék figyelembe a megfigyelő szerepét is, de nem értett egyet azzal, hogy a megfigyelés korlátait egyszersmind a természet korlátainak is tekintsék. „Az Isten nem kockajátékos" - mondta. Einstein végül elszigetelődött attól a kvantumfizikától, amelynek megalapításában részt vett. Ahogy az ötvenes évek elején de Broglie írta: „az elméleti fizikusok napjainkban két, egymással kibékíthetetlennek tűnő csoportra oszthatók. Az egyik oldalon Einstein és követői próbálkoznak, hogy továbbfejlesszék az általános relativitáselméletet, míg a teoretikusok túlnyomó többsége, akik az atomi jelenségekkel kapcsolatos kérdésekkel foglalkoznak, azzal próbálkozik, hogy az általános relativitáselmélettől teljesen függetlenül fejlessze tovább a kvantumfizikát." De Broglie „hihetetlennek" találta, hogy „napjaink fizikájának két nagy elmélete, az általános relativitáselmélet és a kvantumelmélet ilyen tökéletesen figyelmen kivül hagyhatja egymást". Max Born írta Einsteinről: „Amikor az ő munkája nyomán a statisztikus és a kvantumfizika olyan szintézisre jutott, amely szinte minden fizikus számára elfogadhatónak látszott, Einstein akkor vált zárkózottá és szkeptikussá. Legtöbbünk tragédiának tartja ezt - számára azért, mivel magányosan tapogatja az utat, számunkra, mivel elvesztettük vezetőnket és zászlóvivőnket." Einstein utolsó esztendeit Princetonban töltötte, a Mercer Streeten egy favázas, fehér házban lakott. Úgy érezte, hogy félreállították - valójában óriási tisztelettel vették körül -, részben a tudományfilozófiában képviselt, kisebbségi álláspontja miatt, részben pedig nemzetközi hirneve miatt. Jóindulatú arckifejezése és gyűrött pulóverje a felfoghatatlan bölcsesség jelképévé vált. „Különös népszerűséget szereztem, amely miatt, minden, amit teszek, hamarosan nevetséges komédiává fajul" - írta régi barátjának, a belga anyakirálynőnek. Bornnak búsan ezt írta: „Tudomás:'' s reményeinkben egymás ellenlábasaivá váltunk. Te a kockajátékos
Istenben hiszel, jómagam pedig a valódi tárgyként létező dolgok világának tökéletes törvényeiben, amelyeket konok fejjel csak spekulatív úton próbálok felfogni." Einstein 1955. április 18-án hunyt el. Az a gyönyörű méltatás, amelyet ő írt Max Planckról, a kvantumfizika megalapítójáról 1932-ben, róla is elmondható: „Sokféle ember szenteli magát a tudományok nak - írta Einstein -, de nem mindnyájan a tudomány kedvéért. Vannak, akik azért lépnek be a tudás templomába, mert az lehetőséget nyújt különleges tehetségük csillogtatására. Az emberek e csoportja számára a tudomány olyan, mint a sport, amelyet élvezettel űznek, mint ahogyan az atléta is élvezi izmai különleges képességét. Van azután egy másik csoport, ennek tagjai abban a reményben lépnek be e templomba, és ajánlják fel eszüket, hogy ez majd jövedelmező vállalkozásnak bizonyul. Ezek az emberek csupán a pályaválasztáskor adódott körülmények véletlen összejátszása következtében váltak kutatókká. Ha e kisérő kőrülmények másképpen alakulnak, akkor esetleg politikus vagy éppen nagystílű üzletember lett volna belőlük. Ha Isten egyik angyala alászállna, és mindazokat kiűzné a tudomány templomából, akik az általam említett kategóriákba sorolhatók, attól félek, szinte teljesen kiürülne a templom. Néhány imádkozó ember azért maradna, néhányan a múlt idők képviselői közül, és néhány kortársunk. Ez utóbbiak körébe tartozik a mi Planckunk. És éppen ezért szeretjük őt." Az Einstein és a kvantumfizikusok között egyre mélyülő szakadék, mint ezernyi más, kevéssé olümposzi vita, jól tükrözte azt a tényt, hogy a tudomány még korántsem tud egységes képet alkotni a természetről. A gigantikus méretek világát az általános relativitáselmélet, a parányok világát a kvantumfizika, a kettő közötti mérettartományokat pedig a többé-kevésbé még szilárdan álló elméletek vizsgálják. A fizika négy „erőt", vagy modernebb kifejezéssel élve, „kölcsönhatást" ismer: a tömegvonzást, az elektromágnességet és két olyat, amely az atomok összetartásában vesz részt: az úgynevezett „gyenge" és „erős" kölcsönhatást. Szinte semmit sem tudunk arról, hogy miért éppen ezek a kölcsönhatások léteznek, vagy hogy ezek miért olyan viszonyban vannak egymással, mint amilyenben vannak. Az elektromágneses erő miért összehasonlíthatatlanul -1039-szer - erősebb, mint a gravitáció? Senki sem tudja. Mind ez ideig nincs olyan elmélet, amely felölelné az egész fizikát, és megmagyarázná, Eddington szavaival, „a dolgok széles körű kölcsönös összefüggését". A kozmológiában felnagyítva látjuk a tudomány tökéletlenségét. Az ősrobbanás-elmélet csak vázlat, nem kész festmény. Képtelen megmagyarázni, hogyan alakultak ki a galaxisok, a csillagok és a bolygók. Ha az Univerzum egynemű őslevesként kezdődött; miért nem maradt örökre olyan? Arról is alig-alig tud mondani valamit, hogy a természet „törvényei", mint például a tömegvonzási állandó, miért pont olyanok lettek, mint amilyenek, és miért nem mások; vagy például hogy mi az idő szerepe a természetben. Olyan, igazán alapvető kérdésről is hallgat, hogy miből épül föl a kozmosz. Atomokból? Kvantumokból? A kvarkoknak nevezett, hipotetikus építőkövekből? Hogy a szakadékok közül néhányat áthidaljanak, új, egzotikus kozmológiákat eszelnek ki, amelyek összhangban vannak az ősrobbanás-elmélettel, de igyekeznek mélyebben megmagyarázni az összefüggéseket. Az elméleti szakemberek közül néhányan úgy vélik, hogy a Newton és Einstein által egyaránt állandónak feltételezett gravitációs erő talán gyengül az idő múlásával, s az Univerzum tágul. Az ő szóhasználatukkal, a kozmikus történelem olyan teniszmérkőzéshez hasonlítható, amelyet egy lassan növekvő pályán játszanak, egyre könnyebbé váló labdával és fokozatosan lazuló húrozású ütővel. Milyen bizonyítékok utalnak rá, hogy érdemes egy ilyen elképzelést komolyan venni? Az egyik a Mach-elv. Emlékezzünk csak vissza. Mach azt vallotta, hogy bármely test tehetetlensége a kozmosz összes többi anyagával való kölcsönhatásának eredménye. A fiatal Einsteint megragadta ennek az elképzelésnek a szépsége, és az a különös tény, hogy egy tárgy tehetetlen tömege a kísérlet korlátain belül pontosan megegyezik súlyos tömegével. Más szavakkal, ha valaminek a súlyát rugós mérlegen mérjük, majd a tárgyat letesszük egy jégtáblára vagy más, súrlódásmentes felületre, és ugyanazzal a rugós szerkezettel oldalvást meghúzzuk, azt tapasztaljuk, hogy a mozgásba hozatalához szükséges húzóerő ugyanakkora, mint a súlya. (* Ez akkor igaz, ha a tárgyat pontosan akkora gyorsulással akarjuk mozgatni, amekkorával szabadon esne. - A ford.) Einstein így okoskodott: valószínűtlen, hogy ez az egybeesés a véletlen műve lenne, ezért feltételezte, hogy a természet ezzel tudomására akarja hozni, hogy a tehetetlen és a súlyos tömeg valójában azonos. Ez a tétel az általános relativitáselmélet alapjának részévé vált, és miatta hitte azt Einstein, hogy elméletébe beépitette a Mach-elvet. Akkortájt még nem tudta, hogy a Világmindenség tágul, hogy annak az
anyagnak az eloszlása, amelyben Mach a tehetetlenség okát látta, egyre ritkul. Kés őbb azután de Sitter és mások kimutatták, hogy a relativitáselmélet nem tartalmazza a Mach-elvet. Legalábbis lehetségesnek tűnik, hogy a tévedés Einsteinnek abból a feltevéséből eredt, amely szerint a tömegvonzás időben nem változik, holott csökkenhet, amint az Univerzum tágul. 1937-ben egy harmincöt esztendős angol fizikus, Paul Dirac megpróbálkozott vele, hogy a fizikai állandók közötti viszonyokból olyan számokat olvasson ki, amelyek elárulhatnak valamit a világ alapvető szerkezetéről. Ezek a „dimenzió nélküli számok" bűvölték el annyira Eddingtont. Dirac azt az időközt választotta alapvető időegységnek, amennyi alatt a fény meg tudja tenni a hidrogénatom sugarával azonos hosszúságú utat. A Világmindenségnek ilyen idő-egységben kifejezett kora alig valamivel kevesebb, mint 104°. Ez a szám csaknem megegyezik az elektromágneses és a nehézségi erő viszonyát jellemző 10 39 -nel, és ez a tény azt sugallta Diracnak, hogy a Világmindenség korának valami köze kell, hogy legyen a tömegvonzási erőhöz. Lehet viszont, hogy a gravitációs erő az állandó, és a többi értéknek kell változnia, de a tömegvonzással kapcsolatos Mach-féle gondolattársítások arra késztették Diracot, hogy a gravitációt tekintse alakítható erőnek. (* Ahhoz, hogy a „változás" szónak értelme legyen, valaminek változatlannak kell maradnia, míg valami más változik. Azt állítani, hogy valamennyi fizikai állandó abban az ütemben változik, amilyenben az Univerzum tágul, annyi, mintha azt mondanánk, hogy semmi sem változik. A helyzetet egy régi filozófiai rejtvény érzékelteti: mi történnék akkor, ha az egyik éjszaka az egész kozmosz mérete megkétszereződnék? Honnan jöhetnénk rá, hogy történt valami? E rejtvényt elemezve kideríthető , hogy a kérdés feltevése értelmetlen. A dolgok mérete csak akkor változhat meg, ha valami változatlan marad, hogy vele mérhessük a változást.)
Gamow, Hoyle és Dicke éppúgy, mint Dirac, előbb vagy utóbb mindnyájan előálltak azzal az ötlettel, hogy talán változik a tömegvonzási állandó. A számított változási ütem csekély, nem több, mint évente öt-hatszor 10-11. A hetvenes évek közepére a kísérleti berendezéseket és a megfigyelési eljárásokat már olyan szintre fejlesztették, hogy lehetővé vált e parányi változás kimutatása is. A fizikusok, csillagászok, kozmológusok kiváncsian várták, vajon az eredmény arra utal-e, hogy olyan világban élünk, amelyben a korábban örök érvényűnek tekintett törvények közül legalább egy alakítható. A természet másik, látszólag változatlan, de mégis gyanúba fogott összetevője az idő múlása. Newton kénytelen volt az időt éppoly fenségesen merevnek venni, mint a teret. „Az abszolút, igazi és matematikai idő önmagától, saját természeténél fogva, egyenletesen folyik, anélkül hogy bármilyen kapcsolatban volna valami külső dologgal" - írta. „Az idő az a nagy hatalmú uralkodó, aki vezérli az eget, amely tehetetlenül forog, mint te vagy én" - írta Omar Hajfám. De vajon van értelme időről beszélni „anélkül, hogy bármilyen kapcsolatban lenne valami külső dologgal"? A legtöbb világvallás és számos filozófus - közöttük Spinoza, Kant, Hegel és Schopenhauer tagadta, hogy az idő valóságos. „Az idő jelentéktelenségének felismerése - írta Bertrand Russell - a bölcsesség kapuja." Első pillantásra nem tűnik célravezetőnek ez az álláspont, hiszen mindannyian úgy cselekszünk, mintha az idő valóságos lenne; Kant például kínosan pontos volt, és ha Spinoza szülei nem menekültek volna el időben a spanyol inkvizíció elől, egyáltalán nem lett volna Spinoza. Nem az volt e filozófusok véleménye, hogy nincs olyasmi, hogy idő, hanem az, hogy nincsen olyan dolog, hogy idő: az idő, ahogyan ők tartották, olyan sajátosság, mint a szín vagy a harmónia, nem alapvető dolog. A dolgok szülik az időt, nem pedig megfordítva. Lucretius ekképp vélekedett erről: „Nincsen idő se magában, a dolgokból veszi csak ki Érzékünk, aszerint, hogy régebben mi esett meg, Vagy mi folyik most s mik történnek még ezután meg. Valljuk meg, hogy időt nem is érzékelhet az ember Másképp, csak mozgás révén, sohasem nyugalomban." (* Lucretius: A term észetrő l. I. könyv. 453-457. sor. Ford.: Tóth Béla. Alföldi Magve-tő, Debrecen, 1957. 26. o.) Leibniz pedig ezt írta: „A dolgok nélküli pillanatok egyáltalán nem is léteznek..." Einstein dimenziónak nevezte az időt, de ha valóban az, akkor rendkivül furcsa dimenzió. A tér három dimenziója irányában ugyanis lehet előre- vagy hátrafelé mozognunk, de az idő csupán egyetlen irányban folyik, a jövő felé. Eddington ezt a jelenséget „az idő nyilának" nevezte. Vajon mi az oka ennek? Lucretius és Leibniz gondolatmenetét követve - vagyis hogy az idő elválaszthatatlan a dolgoktól -, képzeljük el az ősrobbanás Univerzumát, a tágulás kezdete „előtt". Az összes anyag és energia roppant sűrűségűre van összepréselve. A világ kaotikus, anyag és energia összefüggéstelenül kavarog benne. Nincs olyan, szabályosan ismétlődő mozgás, amivel mérni lehetne az idő múlását, sem pedig megfigyelő, aki észrevehetné e
mozgást, ha lenne. Elkerülhetetlennek látszik a következtetés: ilyen univerzumban nem lehet idő. A klasszikus ősrobbanás-elmélet szerint ez azt jelenti, hogy nem kérdezhetjük, mi is történt a kozmoszban a tágulás kezdete előtt, nem tudhatjuk meg, vajon az összepréselt Világegyetem csupán egy pillanatig létezett-e vagy esetleg egymilliárd esztendeig, a tágulás kezdetét megelőzően - valójában, a kérdés értelmetlenné válik -, és az elméletnek éppen ez a sajátsága vezetett arra néhány kozmológust, közöttük Hoyle-t is, hogy elutasítsa. Most képzeljük el, hogy megkezdődött a tágulás. Ebben az esetben a részecskék viselkedésében már egységes irányzatot láthatunk érvényesülni. Két képzeletbeli felvétel, amelyet a táguló Univerzumban készítettek, a kozmoszt különböző sűrűségűnek mutatná. Az egyiken az atomok (vagy galaxisok, attól függően, hogy a földöntúli fényképész melyik korszakban nyomta meg a kioldógombot) köze-lebb vannak egymáshoz, mint a másikon. A két fotót összehasonlítva mondhatjuk: „Ahá! Telik az idő. Az egyik kép a másik után készült." Ahogyan Platón mondta: „Az idő és a mennyek egyazon pillanatban jöttek létre." Vegyük azonban észre, bár a két fotó már önmagában mutatja, hogy az idő telik, nem mutatja, hogy melyik irányban. A tágulás kezdete előtt és után készített mozifilm (elnézést a kritikus olvasótól, amiért az „előtt" és „után" fogalmat használom) abban egyeznék meg, hogy egyaránt lejátszható „előre" és „hátrafelé" is, és egyaránt érthető lenne. A tágulás kezdetét megelőzően felvett film mindkét esetben kaotikus zagyvaságot mutatna. A robbanást követően készített viszont vagy ritkuló, vagy pedig sűrűsödő galaxisokat mutatna, attól függően, hogy milyen irányban vetítjük. Ha tudjuk, hogy az Univerzum „tágul", meg tudjuk mondani a mozigépésznek, hogy a film feltekercselésének melyik a helyes iránya, de ha azt mondjuk, hogy az Univerzum „tágul", ez azt is jelenti, hogy már kitaláltuk, merre mutat az idő nyila: a tágulás azt jelenti, hogy az idő múlásával a térköz nő. Ez a felismerés természetesen adódik számunkra, mert mi magunk is benne élünk az Univerzumban, a születéstől a halál felé tartunk, és már megszoktuk azt az érzést, hogy az idő csupán egyetlen irányban folyik. Akkor hát ugyanoda jutottunk vissza, ahonnan elindultunk? Majdnem. Láthatjuk, hogy az idő érzetét a kozmosz keltheti bennünk. Ha a világ tágul, akkor bizonyára lehetséges, hogy a tágulás a felelős az idő nyiláért, amely csupán egyetlen irányba mutat. De hogyan felelős érte? Mit csinál a hatalmas Univerzum, hogy ketyegésben tartsa óráinkat, dobogásban szívünket, úgy diktálva az iramot egész életünkön át, mintha az idő valóságos dolog lenne, miközben megfontolt elmélkedésünk arra vezet, hogy az idő nem valóságos? Valószínű, hogy az idő természete mindaddig rejtély marad számunkra, amíg nem sikerül olyan alrendszert találnunk, amely az Univerzum egészével összeköt bennünket. Több kozmológia szerint lehetséges, hogy az idő nyila megforduljon. Ezek főként olyan zártuniverzum-modellek, amelyekben a ma megfigyelhető tágulást újabb tűzgömbbé való összehúzódás követi, ez viszont olyan új univerzumot kelt életre, amelyben az idő a miénkhez képest hátrafelé folyik majd. A mi jövőnket a „következő" táguló világ múltnak látja majd. Természetesen az idő megfordulásá-nak csak úgy lesz értelme, ha elegendő információ éli túl a tűzgömböt, hogy az elmúlt (és az elkövetkező) kozmosz nyoma megmaradjon. Egyesek úgy vélték, hogy a termodinamika törvényei tartalmazhatnak ilyen jellegű információkat, de ezek kutatása feltehetően túlesik a mai kutatás hatáskörén. A Thomas Gold által kidolgozott, egyedülálló és bonyolult kozmológia azt mondja, hogy az Univerzum oszcillál, és az idő nem a tűzgömbben fordul meg, hanem a „teljes kitágulás" pillanatában (a Világmindenség legnagyobb méretének elérésekor). Amikor megkezdődik az összehúzódás, az idő visszafelé kezd folyni. A helyi hatások eleinte rendkívül gyöngék, de később mélyrehatókká válnak, olyanformán, mint azok, amelyeket Mach írt le, amikor „a Mobrin-tó fenekéhez láncolt nevezetes homár"-ra utalt. „E homár szörnyűséges küldetése, a költő [August] Kopisch humoros leírása szerint az, hogy ha egyszer kiszabadul, a világ valamennyi eseményét visszafordítsa: a házak szarufái ismét lombkoronás fává válnak, a tehén borjúvá, a méz virágokká, a csirke tojássá, a költő saját költeménye pedig visszacsorog a tintatartóba." Richard Gott 1973-ban érdekes kozmológiával állt elő, amelyben az idő is megfordul, s amelyben antianyag is szerepel. Az antianyag létét Dirac már 1928-ban feltételezte. Véleménye szerint az általános relativitáselmélet és a kvantumfizika egyaránt azt kívánja, hogy az ismert szubatomi részecskék minden kategóriájának legyen párja, amelyekbe az előbbiekkel azonos tömegű, de ellentétes előjelű töltéssel bíró részecskék tartozzanak. Dirac számításai szerint, abban az esetben, ha egy részecske összetalálkoznék a neki megfelelő antirészecskével, akkor ezek megsemmisítenék egymást, nagy energiájú felvillanást idézve elő. A jóslat annyira valószínűtlennek tűnt, hogy maga Dirac is munkája „szégyenfoltjának" nevezte, de 1932-ben a Cal Tech egyik fizikusa, aki soha nem olvasta Dirac elméletét, ködkamrában felfedezett egy
csipetnyi antianyagot. Kiderült, hogy az antirészecskéknek egész családja létezik, ahogyan Dirac előre látta. A Földön rendkívül kevés antianyag van; ha több lenne, akkor féktelen viharban élnénk. A kozmológiától kérdezzük tehát, léteznek-e olyan csillagok és galaxisok, amelyek antianyagból épülnek fel (a jelenleg végezhető megfigyelések nem adhatnak választ erre a kérdésre, mert az antiatomokból eredő fény pontosan olyannak tűnik, mint amit az atomok bocsátanak ki), és ha nem, akkor miért lett az Univerzum ilyen aszimmetrikus, előnyben részesítve az anyagot az antianyaggal szemben. Gott annyiban járult hozzá a probléma megvilágításához, hogy az ősrobbanást olyannak írta le, amely nem csupán egy, hanem három univerzumot hozott létre. Az első, az I. régió az, amelyikben mi is élünk; az idő „előre" folyik (azaz arra, amerre már megszoktuk), és az anyag túlnyomó többségben van benne az antianyaggal szemben. A II. régió úgy került ki a tűzgömbből, hogy benne visszafelé folyik az idő; ennek a világnak a miénkkel közös a keletkezése, de mivel időnyilaink épp ellenkező irányba mutatnak, a két univerzum azóta is távolodik egymástól, és nem tudják észrevenni egymást. A III. régió a tachyonok világa - olyan elméleti, elképzelt részecskéké, amelyek gyorsabban mozognak, mint a fény. (* A relativitáselmélet kizárja annak lehető ségét, hogy egy részecskét felgyorsíthas- sunk a fény sebességére, de megengedi a tachyonok létezését, minthogy ezek mindig is gyorsabban mozogtak, mint a fénysebesség, és soha nem fognak lelassulni erre az értékre; hogy tachyonok vannak-e, mindeddig nem sikerült bebizonyítani.)
A tachyon-univerzum kezdettől fogva lehagyta a két másikat - hisz ez utóbbiak sebességének határt szab a fény sebessége, ezért egyikükből sem figyelhető meg. A Gott-féle II. régió örökösen a múltunkban fekszik, a III. régió pedig a jövőnkben. Mindkettő csak egy újabb tűzgömbben találkozhat össze. Gott kozmológiája egyik ékességét a fizikus Richard Feynmannak köszönheti, aki felfedezte, hogy az antirészecskéket olyan rendes részecskéknek vehetjük, ame-lyek a visszafelé folyó időben mozognak. Az Univerzumunkban fellelhető elkóborolt antirészecskéket úgy is tekinthetjük, mint a visszafelé folyó idejű II. régió univerzumának anyagából kapott emlékeket. A II. régió antianyag-fizikusai viszont az általunk rendes anyagnak nevezett valami nyomát keresik, és talán éppen azon tűnődnek, hogy miért nincs belőle sokkal több arrafelé, ahol ők élnek. Az új kozmológiai elméletek közül minden bizonnyal a John Wheeler által kidolgozott „szupertér" az egyik legkihívóbb. Wheeler, a Princeton Egyetem fizikusa, Bohr tanítyánya és Dicke tanítómestere volt, sokat elmélkedett arról a szakadékról, amely az általános relativitáselmélet és a kvantumfizika között húzódik, azon tűnődve, hogyan lehetne megtalálni az összeegyeztetésükhöz vezető utat. Egy lehetséges magyarázatra akkor bukkant, amikor a fekete lyukak elméletével kezdett dolgozni. Wheeler, aki a „fekete lyuk" kifejezést megalkotta, úgy vélekedett ezekről az objektumokról, mint a létezésüket megjósoló általános relativitáselmélet és a parányok világát kormányzó kvantumfizika találkahelyeiről. Mit mond a kvantumfizika a tér természetéről a parányi méretek tartományában? A relativitáselméletet és a kvantumfizikát egyaránt alkalmazva Wheeler arra a következtetésre jutott, hogy létezik egy olyan méret, amelynél kisebb kvantum ha létezne, ilyen parányi fekete lyukként viselkednék. Az ilyen kvantum gravitációs tere, bár nyilvánvalóan rendkívül gyenge, mégis elég erős lenne ahhoz, hogy a kvantum köré csavarja a téridőt, és eltávolítsa a megfigyelhető Univerzumból. Mivel ennél kisebb dolgokat valószínűleg nem lehet megfigyelni, magát a teret is tekinthetjük kvantáltnak. E Planck-Wheeler-hossznak is nevezett kvantum mérete 10-33 centiméter. Wheeler mindezt ekként fogalmazta meg: „Egy 10 ezer méter magasságban szálló repülőgépről az óceán simának tűnik. Lent a tenger színén, egy életmentő tutajról nézve azonban már látjuk, hogy hullámok tajtékzanak, és a víz felszíne meglehetősen szabálytalan, sőt mi több, nem egyszerűen szabálytalan, hanem vizcseppecskék szakadnak ki belőle. Ugyanigy a tér is simának tűnik a mindennapi élet tárgyainak méreteihez képest, sima- az atomok, sőt sima az atommag méretéhez képest is. De ha leszállunk az atommagok átmérőjénél 102°-szor kisebb méretek birodalmába, akkor számíthatunk rá, hogy a tér tajtékszerű. Első hallásra ez az elméleti jóslat a világ legelvontabb dolgának tűnik. De ne feledjük: volt idő, amikor egy darabka fát is szilárd testként kezeltünk; később megtanultuk, hogy 99,9 százaléka űr, s a szilárdság érzetét a benne nyüzsgő elektronok sokasága kelti. Most pedig már azt is ki merjük mondani: meglehet, hogy bizonyos értelemben, amit nehéz pontosan kifejezni, maguk az elektronok is üres térből állnak, vagy talán még inkább a tér az, ami változik, dinamikus, pillanatról pillanatra módosul." A relativitáselmélet és a kvantumelmélet közötti szakadás következtében a legtöbb modern kozmológia olyan relativisztikus birodalomnak rajzolja az Univerzumot, amelynek minden lakóját - az anyag- és energianépet - nem a relativitáselmélet, hanem a kvantum-fizika kormányozza. A tér Wheeler-féle kvantálása megpróbálja a tér birodalmát a relativitás elvetése nélkül a kvantumfizika uralma alá hajtani. „Az egész fizikában nem ismeretes még egy olyan általános érvényű elv, mint a kvantumelmélet - mondta. - Minél többet foglalkozunk vele, annál inkább úgy tünik, mintha ez volna az első számú elv, és hogy minden más -
igaz, számunkra ma még érthetetlen módon - ebből következik." Wheeler elméletében a határozatlansági elv tágabb értelmet kap, hogy felölelje mind a teret, mind pedig az anyagot és az energiát. A tér kozmológiai geometriáját csupán valószínű geometriának tekinti, az Univerzum térkvantumai bizonytalanságai összegének. A determinizmust kiküszöböli a kozmológiából; a galaxisok kifelé való menetelését nem kizárólagosan az ősrobbanás ereje határozza meg, mint a legtöbb elméletben, hanem bizonyos fokig meghatározatlan marad, és hogy az Univerzum mindörökké tágulni fog-e, az őrtűzgömbben uralkodó kvantumbizonytalanságoktól függ. A szupertér olyan hiperdimenzionális hálózat, amelyet Wheeler azért szerkesztett, hogy felvázolja benne kvantált terű világának valószínű múltjait és jövőit. Az egészet egy háromszögletű tállal szemléltethetjük. Ezen belül nyomon követhető a különféle lehetséges téridő-geometriák, a különféle kozmoszok fejlődése. A mai Univerzumot egy pont képviseli, időbeli fejlődését pedig egy vonal. A tál fala a gravitációs összeomlást testesíti meg. Kozmikus történelmünket egy olyan vonal írja le, amely az egyik faltól indul, és a tál közepe felé tart; a vonal a bizonytalanság miatt elmosódott, de középütt, ahol az összes határozatlanság átlaga az általunk megfigyelhető einsteini, newtoni világot közeliti meg, határozottan kipúposodik. Az oszcilláló univerzum egy ideig bolyong a tálban, nekifarol az egyik falnak, visszapattan róla (ez felel meg az ősrobbanásnak), és a véletlen szavára hallgatva a tágulás újabb útjára tér. Wheeler véleménye szerint a mi Univerzumunk geometriája csupán egy a sok lehetséges közül. A szupertérben végtelen nagy számú geometria is elfér. „Képzeljenek el egy olyan óriási autóalkatrész-áruházat, amelyben minden valaha gyártott autóhoz kapható alkatrész - mondta Wheeler. - A hatalmas területen az egyik sarokban a legelső Ford lökhárítói vannak felhalmozva, majd, amint a Ford-modell alakult, s kissé változni kezdett, a módosított lökhárítók kissé arrébb következnek. Az ember, akinek az a siralmas feladat jutott, hogy számon tartsa valamennyi alkatrész helyét, olyan ötletesen rendezte el őket, hogy a majdnem azonos lökhárítók majdnem ugyanoda kerültek, s így könnyebben megtalálhatók. Ez a hatalmas telep lenne a szupertér, s a lökhárítók a különféle térgeometriák." A kozmikus tűzgömb a miénktől eltérő univerzumot is oszthatott volna nekünk, egészen különös geometriával és teljesen más fizikai törvényekkel. A szupertérben lehetséges univerzumok közül igen sokban soha nem alakulhatnak ki csillagok, bolygók, sőt atomok és molekulák sem. Ez, más úton, ugyanahhoz vezet bennünket, mint amit korábban már megtárgyaltunk: jelentéktelen létezésünket a hatalmas Univerzum létének köszönhetjük. Wheeler szavaival élve, mindez arra utal, hogy „közöttünk és környezetünk között bizonyos fokú harmónia van, amelyet korábban soha nem ismertünk fel. A múltban úgy tekintettünk környezetünkre, mintha az nem is lenne másmilyen, mint amivel el kell boldogulnunk. Ha ez az új felfogás helytálló, akkor környezetünk nagyon speciális, és éppen ránk van hangolva, olyasformán, mint ahogyan egy növény a virágára: az Univerzumnak ez a korszaka a növény, és mi vagyunk a virág rajta." Az egész tudományon végighúzódik az a refrén, hogy a természet azért érthető számunkra, mert bizonyos értelemben mi is hozzátartozunk. A kutatót, írja Einstein, „megdöbbenti annak felismerése, hogy milyen magasztos rend bontakozik ki abból, ami korábban káosznak tűnt". Carl Friedrich von Weizsücker mondta egy alkalommal barátjának, Werner Heisenbergnek: „Amikor a természetről gondolkozunk, gondolatmeneteink szükségképpen körpályát vagy spirális vonalat írnak le; csak úgy érthetjük meg a természetet, ha gondolkozunk rajta, de erre csak azért vagyunk képesek, mert agyunk fölépítése összhangban van a természeti törvényekkel." ( Heisenberg: A rész és az egész. Ford.: Falvat. Mihály. Gondolat, Bp., 1975. 313. o.) James Jeans ekképpen tűnődött a galaxisokról: „Vajon az ő hatalmas, buta tömegeik állnak közelebb, hogy megtestesítsék az Univerzum végső és legfőbb valóságát, vagy mi? Vajon mi annak a képnek csupán puszta részei vagyunk? A galaxisok talán csak álomképek, míg mi az álmodozó agyának sejtjei vagyunk?" „Végtére is - írta Mach -, mindennek egyetlen egészet kell alkotnia." Hogy a természet megérthető számunkra, hogy a tudomány nem csapja be önmagát, ez hit kérdése (Ez a „hitállítás bizonyítás nélküli elfogadását jelenti. Ebben a szóhasználatban például a fizika nagy elveit (a relativitás elvét, az energiamegmaradás elvét stb.) „elhisszük". Ha következményeiket a tapasztalat igázolja, ezt az igazolást tekintjük az elv igazolásának is (íme, egy újabb elv!), s ezzel megfosztjuk „hittétel" voltától. Bizonyos alapelvek, például a matematika vagy a filozófia axiómái, így
- „az ész - hittétel" - mondta Eddington -, de ebben nincs semmi rossz. Végül is az Univerzum részét alkotjuk. És a tudomány hite, az, hogy az Univerzum el fogja árulni magát okos nyomozásunknak - ez a hit ugyancsak az Univerzum része. sem igazolhatók, így „hittételek" maradnak. - I. J.)
Kislexikon A csillagászatban is elöfordul, hogy a felfedezések hevében született elnevezések, szakkifejezések késöbb félrevezetőnek tűnnek. Ez a helyzet például a „csillagköd", „spirálköd" elnevezéssel, amellyel olykor a galaxisokat jelölik, jóllehet ezek az objektumok egyáltalán nem ködök, eredeti elnevezésük makacsul fönnmaradt, noha már nemzedékekkel ezelőtt sikerült megállapítani valódi természetüket. A csillagszerű objektumok vagy kvazárok azért kapták ezt a nevet, mert a csillagokhoz hasonlóaknak tűntek. Ma már egyértelmű a vélemény, hogy nem csillagok, hanem inkább keletkező galaxisok magjai lehetnek, de a név átment a köztudatba, és most már késő megváltoztatni. Az itt következő rövid meghatározásokat abban a reményben adjuk közre, hogy a könyvben gyakrabban előforduló szakkifejezéseket, különleges csillagászati elnevezéseket sikerül a modern csillagászat és kozmológia iránt érdeklödö, de e témában kevéssé jártas olvasó számára is érthetőbbé tennünk. olyan idealizált tárgy, amely minden ráeső elektro-mágneses sugárzást elnyel, semmit nem ver vissza és nem ereszt át. Mivel a látható fényt is elnyeli, a szó köznapi értelmében is feketének látszik. Sugárzást kibocsátó képessége csupán a hőmérséklettől függ. A kvantumelmélet alapján pontosan meghatározható e test sugárzásának színképe, amely számos kozmikus objektum esetében jó közelítést ad e források folytonos színképére. Az abszolút fekete test tulajdonságait jól mutatja egy belül kormozott falú, zárt, üres edény oldalán hagyott kis nyílás. Az e nyílásból származó sugárzás intenzitáseloszlása igen pontosan illeszkedik a A B SZOLÚT F E K E T E TEST:
Planck-görbéhez. égi objektumok elektromágneses sugárzási teljesítményének jellemzésére bevezetett fogalom. Általában csupán az elektromágneses színkép egy-egy s z űkebb tartományában az illető objektum által időegy-ségenként kisugárzott energiamennyiségre utal. E szerint megkülönböztetünk például abszolút vizuális, abszolút fotografikus (kék), abszolút ultraibolya (U vagy UV) stb. fényességet. A csillagászok meghatározása szerint számértéke megegyezik az illető objektum 10 parszek (32,6 fényév) távolságból mérhető látszólagos fényességével. Egysége az abszolút magnitúdó (M). A Nap abszolút fényessége kb. 5 m . Megfigyeltek már 20 magnitúdójú hal-vány törpét és - 10 M abszolút fényességű vakító óriáscsillagot. Az abszolút magnitúdó az objektum látszólagos fényessége és távolsága ismeretében számítható ki, de számos csillag esetében például spektrális vagy látszólagos fényváltozási jellemzőik alapján is következtethetnek rá a kutatók. A B SZOLÚT FÉNYESSÉG:
ABSZOLÚT
NULLAPONT (0 K): a Kelvin-féle abszolút hőmérsékleti skála alappontja. Értéke - 273,16 °C. Ezen a hőmérsékleten a gázokat alkotó részecskék hőmozgása megszűnik. A kozmikus háttérsugárzást megmérve: az Univerzum hőmérséklete 2,7 kelvin. Ha az ősrobbanás elméletnek igaza van, ez a kozmosznak olyan állapotát jelenti, amelyre az egykor több milliárd fokos Világegyetem mára lehűlt.
ÁLLANDÓ ÁLLAPO T ELMÉLET (Steady State-elmélet): az az elmélet, amely szerint a Világmindenség térben és időben végtelen, és többé-kevésbé mindig ilyen volt, mint most. Az Univerzum tágulása magyarázatához az állandó állapot elmélet teoretikusainak fel kell tételezniük, hogy anyag folyamatosan keletkezik, s betölti a galaxisok távolodása keltette űrt, hogy a Világ-egyetem sűrűsége átlagosan azonos maradjon. R E L A T I V I T Á S ELMÉLET: Einstein gravitációs elmélete, amely a klasszikus fizika newtoni gravitációs elméletének helyettesítésére, pontosítására született. Elveti a tömegvonzási erő fogalmát, helyette a téridő-kontinuumnak a benne elhelyezkedő tömegek által kiváltott deformációjával, a téridő görbültségével operál. Az elmélet szerint a való világ geometriája szigorú értelemben véve nemeuklideszi, a magukra hagyott testek nem az euklideszi értelemben vett egyeneseken mozognak benne, hanem a számukra legkedvezőbb utat választva, görbült pályákon, az ún. geodetikus vonalak mentén haladnak. Az elméletnek több csillagászati bizonyítéka is van. Közülük talán a legszemléletesebb a Merkur bolygó perihéliumpontja (nap-közelpontja) vándorlásának megadása, illetve annak megjövendölése, hogy a nagy tömegű testek közelében a téridő szerkezete olyan mértékben megváltozik, hogy ennek következtében még a fénysugarak is kimutatható irányváltozást szenvednek (elhajlanak, meggörbülnek). Ezt a jelenséget a Nap közvetlen közelében látszó csillagok esetében teljes nagyfogyatkozások alkalmával igen hatásosan lehet kimutatni. ÁLTALÁNO S
ANTIANYAG: az anyagnak ez a megjelenési formája éppúgy rendelkezik az anyagra jellemző összes filozófiai és
fizikai tulajdonsággal, mint a környezetünkben sokkal gyakoribb „normális, rendes" anyag. Antirészecskékből épül fel. Ahogy a közönséges anyag atomjai protonokból, neutronokból, elektronokból épülnek fel, az antiatomok antiprotonokból, antineutronokból és antielektronokból (pozitronokból) állnak. Az antianyag tulajdonságai nagymértékben hasonlatosak a „normális" anyagéhoz. Az antirészecskék csupán néhány fizikai jellemzőjükben különböznek normális párjuktól. Ellentétes elektromos töltésűek, spinjük és mágneses momentumuk relatív helyzete is ellentétes. Az egyes elemi részecskék és antirészecskéjük találkozásakor megfigyelhető a szétsugárzás jelensége. Ennek során a korpuszkulák eltűnnek, és tömegüknek és energiatartalmuknak megfelelő elektromág-neses sugárzás keletkezik. Ez az oka annak, hogy természetes környezetünkben alig találhatunk
antirészecskéket, még kevésbé ebből felépülő antianyagot. ATO MMAG: az atom középponti része, körülötte elektronok keringenek. Az atom tömegének kb. 99,9 százalékát
képviseli, pozitív töltésű. A hidrogénét ől eltekintve, amely egyetlen proton, az atommagok nukleonokból, azaz protonokból és neutronokból állnak.
atommagok összeépülése nagyobb tömegűekké. Általában csak rendkívül magas hőmérsékleten következik be, illetve az kell hozzá, hogy a megfelelő atommagokat óriási sebességgel lőjük egymásnak. Általánosan elfogadott az a nézet, hogy a csillagok belsejében, így a Napban is, ilyen fúziós folyamatok zajlanak le, miközben tekintélyes mennyiségű energia szabadul fel. ATO MMAGFÚZIÓ : kisebb tömegű
BIG BANG-ELMÉLET: l. Ősrobbanás-elmélet BOLYGÓ: önálló fénytermeléssel nem rendelkező égitest, amely valamely csillag körül kering. A Nap körül 9
nagybolygó és mintegy 100 ezer kisbolygó (aszteroida) kering. C: a kozmikus rádióforrások cambridge-i katalógusának szokásos jelölése. Több kiadása jelent meg, a 3C például a 3., a 4C a 4. katalógust jelöli.
abszolút fényességű csillag, amelynek fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között kapcsolat van. E csillagok fényességingadozásainak megfigyelése révén megállapítható abszolút fényességük, és ennek a látszólagos fényességükkel való összevetése révén meghatározható távolságuk is. Ez az ún. cefeida parallaxis felbecsülhetetlen segítséget nyújtott a Világmindenség távolabbi vidékeinek vizsgálatában . CSILLAG: számottevő intenzitású elektromágneses sugárzást kibocsátó, többnyire nagyon forró és igen nagy tömegű égitest. Korábban csupán az izzó gázgömbökként viselkedő objektumokat tekintették csillagoknak, mint amilyen például a Nap is, az utóbbi időben azonban egyre több különleges állapotú objektumról (neutroncsillag, fehér és fekete törpe) derült ki, hogy a csillagfejlődés különböző fázisait képviseli. CEFEÍDA TÍPUSÚ VÁLTOZÓCSILLAG: olyan változó
csillagból álló csillag-csoportosulás. Az eddigi megfigyelési eredmények szerint a csillaghalmazok sokkal nagyobb csillagrendszerek, az ún. galaxisok számottevően kisebb alrendszerei. A halmazok tagjai feltehetően egy időben keletkeztek, és egymással szoros fizikai kapcsolatban vannak. Vizsgálatuk mind a csillagfejlődési elméletek ellenőrzése, mind pedig a galaktikus és az extragalaktikus távolságok meghatározása szempontjából rendkívül fontos. Két alfajuk a gömbhalmazoké és a nyilthalmazoké. CSILLAGHALMAZ: néhány tucat vagy akár sok millió
DOPPLER-EFFKTUS: hang- vagy fényhullámok frekvenciájának, illetve hullámhosszának a kibocsátó forrás és a megfigyelő relatív
sebességétől függő megváltozása. SUGÁRZÁS: változó elektromágneses erőtér terjedése, amely energiát, impulzust, impulzusmomentumot és tömeget (de nem nyugalmi tömeget) szállít. Terjedéséhez semmiféle hordozóközeg nem szükséges, sőt sebessége vákuumban maximális, 300 000 km/s. Részben történeti okokból, részben pedig mivel a különböző hullámhosszúságú komponensek megfigyeléséhez különféle berendezések szükségesek, az elektromágneses színkép egyes tartományainak megjelölésére más-más nevek szolgálnak. A látható fényen (optikai hullámsávon) kívül megkülönböztetjük a nála nagyobb hullámhosszú infravörös, mikrohullámú és rádiósugárzást, illetve a látható fénynél rövidebb ultraibolya, röntgen- és gamma-sugárzást. Az elektromágneses sugárzás részecskék (korpuszkulák, elektromágneses kvan-tumok) áramaként is jellemezhető. E felfogásból származtatható le az a megállapítás, hogy az elektromágneses kvantum által szállított energia mennyisége (és a tömeg is) annál nagyobb, minél kisebb a sugárzás hullám-hossza. ELEKTRO M Á G N E S E S
EXPONENCIÁLIS JELÖLÉS: a csillagászatban és más természettudományban a nagyon nagy és nagyon kicsi számok kényelmes kifejezésére szolgáló módszer. 10 hatványainak kiemelésével rövidítik a sok nullát tartalmazó számo-kat. Például: 351 000 000 = 3,51 • 10, vagy 0,000 0017 = 1,7 • 10-6. Elősegíti a nagyságrend könnyebb felismerését is. , FEHÉR TÖRPE: különleges, elfajult állapotú csillag. Az átlagos fehér törpék tömege nagyjából akkora, mint a Napé, átmérőjük azonban lényegében akkora, mint a Földé. Éppen emiatt anyaguk átlagos sűrűsége összehasonlíthatatlanul nagyobb a földi laboratóriumokban előállítható legnagyobb sűrűségű anyagokénál is. Már nem mehetnek bennük végbe energiatermelő atommagfúziós reakciók, sőt gravitációs összehúzódás révén sem termelhetnek energiát. Fokozatosan kihűlnek, lassan elsárgulnak, elvörösödnek, majd teljesen kihunynak, amelynek eredményeként nagyon nehezen felismerhető objektumokká, ún. fekete törpékké válnak. FEKETE LYUK: olyan, elméletileg kimutatható objektum, amely annyira sűrű, hogy nehézségi ereje bezárja a téridőt körülötte. Akkora erővel vonzza a közelébe kerülő anyagot, hogy mindent képes magába szippantani, viszont sem köznapi értelemben vett anyag, sem fény nem távozhat belőle. FEKETE TEST: az abszolút fekete testet jól megközelítő fizikai rendszer. FÉNY: I. Elektromágneses sugárzás FÉNYÉV: az a távolság, amelyet a légüres térben 300 000 km/s sebességgel terjedő fény egy esztendő alatt befut. Értéke kb. 10 billió kilométer. FŐSOROZAT: a Hertzsprung-Russell-diagramon (HRD-n) kirajzolódó, a diagram egyik átlójában húzódó keskeny tartomány. A Tejútrendszerben megfigyelhető csillagok túlnyomó többsége ebben a tartományban található. Fúzió: 1. Atommagfúzió-
GALAKTIKUS KÖD: a Tejútrendszeren belül elhelyezkedő világító vagy sötét gáz- vagy/és porfelhő. GALAXIS: 1. Tejútrendszer. Kis kezdőbetűvel írva a Tejútrendszer határain túl levő, ahhoz nem tartozó, óriási kozmikus objektum, általában csillag-rendszer. Számos fajtája ismeretes. Leggyakoribbak a spirálgalaxisok, az elliptikus galaxisok és a szabálytalan galaxisok. Valószinű, hogy a kvazárok is extragalaktikus objektumok. A galaxisok mozgására szinte kivétel nélkül érvényes a Hubble-törvény, vagyis csaknem minden ilyen objektum távolodni látszik tőlünk (és jobbára a többi galaxistól is), méghozzá annál nagyobb radiális sebességgel, minél messzebb található a megfigyelés pillanatában. A galaxisok halmazokba tömörülnek, ezek pedig valószínűleg óriási szuperhalmazokba. A Világegyetemben jelenleg megfigyelhető galaxisok számát 100 milliárdra becsülik. GAMMA-SUGÁRZÁS: rendkivül nagy frekvenciájú, igen rövid hullámhosszú elektromágneses sugárzás. GÖMBHALMAZ: több tízezer, esetleg 100 millió csillagot is tartalmazó, gömb-szimmetrikus, illetve enyhén lapult csillaghalmaz. HATÁROZATLANSÁGI RELÁCIÓ: a mikrovilágban érvényesülő, a kvantummechanika alapelveiből levezetett összefüggés. Kimondja, hogy a mikrovilág-ban lejátszódó események megfigyelése során elvileg is lehetetlen több, egymással (a határozatlansági reláció értelmében is) összefüggő mennyiség egyidejű és pontos meghatározása. Az egymással páronként kapcsolatban levő fizikai paraméterek (például hely és impulzus, energia és idő stb.) közül az egyiket egyre pontosabban megmérve, a másikra egyre pontatlanabb, egyre elmosódottabb értéket kaphatunk csak. HERTZSPRUNG-RUSSELL-DÍAGRAM (HRD): a csillagok állapothatározói közti összefüggések bemutatására szolgáló kétdimenziós ábra. A koordináta-rendszer vízszintes tengelyén a csillagok szinképtípusát, effektív hőmérsékletét, illetve színindexét, függőleges tengelyén abszolút fényességét (esetleg luminozitását) tüntetik fel. Az egyes csillagokat képviselő pontokat az ezeknek az adatoknak megfelelő helyre rajzolják be a diagramra, ily módon kirajzolódik a HRD három legfontosabb tartománya, a legdúsabban benépesített főág (fősorozat), a fölötte húzódó, sokkal kevésbé pontosan körülhatárolt óriáság és a főág alatti szélesebb terület, a fehér törpék zónája. A HRD segítségével spektroszkópiai ismeretek birtokában számos csillagról megállapítható (távolságuk ismerete nélkül is), hogy mekkora az abszolút fényességük. A Hertzsprung-Russell-diagram segítséget ad csillaghalmazok korának megállapításához, illetve ezen keresztül a csillagok fejlődési útjának megismeréséhez. HUBBLE-TÖRVÉNY: kimondja, hogy a galaxisok egymástól távolodnak, méghozzá annál gyorsabban, minél nagyobb a közöttük levő távolság. Elsősorban egymástól távoli (nem egy galaxishalmazba tartozó) csillagrendszerek esetében érvényesül pontosan, ugyanis az azonos halmazba tartozó galaxisok mozgását még nagymértékben befolyásolja a halmaz többi tagjának tömegvonzása. Az Univerzum távoli tartományainak vizsgálata során egyre inkább a kutatók meggyőződésévé válik, hogy a Hubble-törvényt nemcsak a valódi csillagrendszerek követik, hanem a sokáig vitatott természetű kvazárok is. 1. Univerzum tágulása. HUSZONEGY CENTIMÉTERES RÁDIÓSUGÁRZÁS: a világűrben levő hidrogéngáz atomjai által kibocsátott rádiósugárzás, amely a rádiócsillagászati kutatá-sokban különösen azért nagy jelentőségű, mert szinte a Világmindenség minden részéből árad felénk, és így lehetőséget ad a semleges hidrogénfelhők térbeli eloszlásának meghatározására. Mivel az Univerzum anyaga túlnyomó többségben hidrogén, a 21 centiméteres sugárzás révén a csillagászok számos olyan felismerésre tettek szert, amelyekhez sem a látható fény, sem más elektromágneses sugárzás vizsgálata révén nem juthattak volna el. KETTŐSCSILLAG: két csillagból álló, közös tömegközéppont körül keringő rendszer. Kozmikus HÁTTÉRSUGÁRZÁS: a világűr minden zugát egyenletesen kitöltő elektromágneses sugárzás, amelynek hullámhossz szerinti intenzitáseloszlása elég pontosan követi a 2,7 kelvin hőmérsékletű fekete test sugárzását. Minden irányból azonos intenzitással és nagyon hasonló színképpel árad felénk. Az ősrobbanás-elmélet egyik fontos bizonyítékának tekinthető, és úgy értel-mezhető, mint az ösrobbanás valamiféle elektromágneses „visszhangja". Kozmikus SUGÁRZÁS: a Föld felszínén és közvetlen környezetében állandóan megfigyelhető, látszólag az égbolt minden irányából folyamatosan érkező, nagy energiájú elemi részecskék árama, illetve a nem azonositható forrásokból eredő gamma-sugárzás közös neve. E könyv témája szempontjából különösen fontos az a képessége, hogy a bolygó körüli térség anyagával való kölcsönhatásai során antirészecskék keletkezését is kiválthatja. KOZMOGÓNIA: a kozmikus objektumok kialakulásával és további sorsával, fejlődésével foglalkozó tudományág. Feladata az egyes égitesttípusok, illetve égitestek keletkezési körülményeinek, életútjának elméleti feltárása. Nem tárgyalja az Univerzum mint egész rendszer sorsát . KOZMOLÓGIA: a csillagászat, filozófia, fizika határterületeit felölelő tudományág, amelynek művelői a Világegyetem szerkezetét, sorsát, feltételezett kialakulását, fejlődését kutatják. KOZMOLÓGIAI ÁLLANDÓ: az általános relativitáselmélet egyenleteibe Einstein által beillesztett kifejezés, amelyet később elhagyott. Segítségével igyekezett elérni, hogy általános relativitáselmélete, amely dinamikus Világegyetemre vezetett, lehetőséget adjon statikus világmodell kidolgozására is. Az Univerzum tágulásának felfedezésével feleslegessé vált a kozmológiai állandó. Modern kozmológiai elméletekben előnyös matematikai fogásként alkalmanként feltűnik. KOZMOLÓGIAI ELV: az az alapfeltevés, amely szerint a Világegyetem mindenki számára ugyanolyan képet mutat, bárhol helyezkedjék is el a megfigyelő. Az elv annak a megerősítését szolgálja, hogy az Univerzumban mindenütt ugyanazok a fizikai törvényszerűségek érvényesek. Nem kívánja viszont meg azt például, hogy egy másik csillag körül keringő bolygón élő megfigyelő ugyanolyan bolygórendszert lásson maga körül, mint a Naprendszer. Csupán azt várja el, hogy a belátható Világmindenség mindenki számára ugyanazt a durvaszerkezetet mutassa, vagyis mindenki lásson galaxisokat, galaxis-halmazokat, kvazárokat, ezek elektromágneses sugárzásában éppolyan vöröseltolódásokat figyeljen meg, amelyek követik a Hubble-törvényt, és lényegében hasonló sűrűségűnek tapasztalja a világot, mint amilyennek mi is találjuk. Szigorúbb változata a tökéletes kozmológiai elv, amely azt is megköveteli, hogy minden megfigyelő minden időpontban lényegében ugyanazt lássa. KÖD (nebula): a csillagászatban általában diffúz, nehezen körülhatárolható, szabad szemmel alig vagy egyáltalán nem látható objektumok közös neve. Különböző égitestek viselik ezt a nevet, például a téli éjszakákon szerencsés esetben még éppen látható Orion-köd, amely galaktikus köd, vagy az ősszel és télen megfigyelhető Andromeda-köd, egy galaxis. KVANTUM: a kvantumfizikában egyes részecskék, illetve legparányibb energiacsomagok megnevezésére használatos kifejezés. A részecskék birodalmában számos esetben a reakciók résztvevői között csak pontosan meghatározott, diszkrét értékű energiacserére kerülhet sor .
KVAZÁR: csillagszerű objektum, elektromágneses színképében igen nagy vöröseltolódás lép fel. Ennek egyre inkább elfogadott magyarázata, hogy a galaxisokra felismert Hubble-törvény a kvazárok esetében is érvényesül. A legújabb eredmények arra utalnak, hogy a kvazárok igen fiatal, még erős aktivitást mutató galaxismagok. LASSULÁSI PARAMÉTER: az Univerzum tágulását jellemző mennyiség. Ha pontosan meg tudnánk határozni, akkor el lehetne dönteni, hogy az általunk megismert világ örökké tágulni fog-e, vagy a tágulás teljesen le fog fékeződni, és az expanziót egy egyre gyorsuló összehúzódás váltja majd fel. LÁTSZÓLAGOS FÉNYESSÉG: a csillag vagy más csillagászati objektum Földről megfigyelhető fényességének mértéke. Függ az objektum valódi energiakibocsátásától, távolságától és az objektumról érkező sugárzás útja mentén elhelyezkedő abszorbeáló anyag mennyiségétől. Minél halványabb egy csillag vagy más kozmikus objektum, annál nagyobb pozitív szám jellemzi látszólagos fényességének nagyságrendjét. Mind az abszolút, mind a látszólagos fényességet megadó fényrendskála logaritmikus, vagyis bizonyos fényrendkülönbséghez a vizsgált fényforrások fényességarányai tartoznak. Ha például két csillag látszólagos fényességének különbsége 5 fényrend (5 mag-nitúdó, 5"), akkor a kisebb fényrendosztályba tartozó csillag százszor fényesebb a társánál. A derült időben szabad szemmel is megfigyelhető leghalványabb csillagok látszólagos vizuális fényessége például 6m, az égboltunkon látható legfényesebb csillagoké 0', -1m körüli, a teliholdé zenitben -12m, a Napé - 27m. A mai modern csillagászati műszerekkel még tanulmányozható csillagoké kb. 24-26'. LOKÁLIS CSOPORT: a Tejútrendszerrel észlelhető gravitációs kölcsönhatásban álló csillagrendszerek csoportja. Mai ismereteink szerint mintegy 2-3 tucat galaxis tartozik ide, köztük az Andromeda-köd, a Kis és a Nagy Magellán-felhő, a Triangulum-köd. A társulás tagjainak számát azért nem tudjuk egészen pontosan megállapítani, mert a Tejút az égbolt egyes részein oly mértékben gátolja a kilátást Galaxisunkból, hogy nem tudjuk, vannak-e a közelünkben csillagrendszerek ezekben az irányokban, vagy nincsenek. LUMINOZITÁS: a kozmikus objektumok egyik állapothatározója. Értéke, amely szoros összefüggésben van az égitest abszolút fényességével, a leggyakrabban használt formában azt adja meg, hogy az illető objektum hányszor akkora teljesítményű elektromágneses sugárzást bocsát ki, mint a Nap. M: az égbolton már viszonylag szerényebb távcsövekkel is felfedezhető ködös alakzatok (por- és gázködök, csillaghalmazok és galaxisok) közül mintegy százat magába foglaló Messier-féle katalógus általánosan elterjedt rövidítése. Az Andromeda-köd azonosítója például M 31, ami annyit jelent, hogy a Charles Messier francia csillagász által a XVIII. században összeállított katalógusban ez a 31. objektum. MACH-ELV: Ernst Mach osztrák fizikus által a múlt század végén bevezetett fizikai elv. Tágabb megfogalmazása szerint bármely test mozgása megkívánja más test(ek) létezését, amely(ek)hez képest ez a mozgás megállapítható. Egy test mozgásáról értelmetlenség beszélni. Szigorúbb megfogalmazása szerint nemcsak a mozgás, hanem a testek tehetetlensége is csak más testekkel való kölcsönhatásként értelmezhető. A Mach-elv mindkét alakjában több fizikust befolyásolt, különösen Einsteint. Nincs matematikai megfogalmazása. MAGELLÁN-FELHŐK: a Tejútrendszerhez legközelebb fekvő galaxisok. A déli égbolton találhatók, ezért Európából soha nem figyelhetők meg. Mind a Kis Magellán-felhő, mind pedig a Nagy Magellán-felhő elegendően fényes ahhoz, hogy derült időben szabad szemmel is lehessen látni. Különleges fontosságra tettek szert azáltal, hogy számos cefeida típusú változócsillagot is tartalmaznak, amelyek annyira fényesek, hogy már a század elején rendelkezésre állt tükörteleszkópokkal is észrevehetők és analizálhatók voltak. Ezért vált lehetővé az extragalaktikus távolságok nagyságrendjének megállapítása. MAGNITÚDÓ: csillagászati fényrend. 1. Abszolút fényesség, Látszólagos fényesség. MESSIER-KATALÓGUS: a XVIII. század végén Charles Messier francia csillagász által összeállított jegyzék. Ebbe az üstökösökhöz megtévesztően hasonlító égi objektumok koordinátáit és jellemzőit gyűjtötte össze. E katalógus éppen ezért elsősorban ködök, csillaghalmazok és távoli csillagrendszerek adatait sorolja fel. 1. M. MIKROHULLÁMOK: az infravörös és a rádiótartomány közötti elektromágneses sugárzás. Hullámhosszuk a fényénél nagyobb, 1 milliméter és 30 centiméter közötti. NEUTRONCSILLAG: bizonyos tömegű csillagok szupernóva-robbanása után visszamaradó, elfajult állapotú égitest. Egy átlagos neutroncsillag átmérője mindössze 10-20 kilométer. Ugyanakkor óriási tömeggel (nagyjából akkorával, mint a Nap) rendelkezik, s így anyaga rendkívül sűrű. A feltételezések szerint a neutroncsillag teste egymáshoz préselt neutronokból épül fel. Az utóbbi évtizedekben talált különös égitestek közül a csillagászok a pulzárokat azonosítják a neutroncsillagokkal . NGC: a kozmikus ködök, csillaghalmazok és galaxisok égi koordinátáit és fontosabb jellemzőit tartalmazó jegyzék angol nyelvű címének - New General Catalogue (Új Általános Katalógus) - rövidítése. E művet Johan Ludwig Emil Dreyer dán csillagász adta ki először 1888-ban. 7840 égitest ismertetése szerepel benne. NOVA: előre ki nem számítható időpontban óriási mértékben kifényesedő csillag. A csillagfejlődési elméletek szerint a nóvarobbanás akkor következik be, amikor az égitest atommagfúziók révén többé már nem képes energiát felszabadítani. A nóvák általában kettőscsillagok egyik komponenseként jelentkeznek. Egy-egy égitest gyakran több nóvarobbanást is mutat, az ilyen objektumokat visszatérő nóváknak nevezzük. A nóvacsillagok abszolút fényességét elég pontosan ki tudjuk számitani, így látszólagos fényességük megmérése után távolságukat is meghatározhatjuk. NYÍLTHALMAZ: néhány tucat, esetleg néhány ezer csillagból álló, laza szerkezetű, nehezen körülhatárolható csillagcsoport. Tagjainak tömegvonzása nem elég erős ahhoz, hogy csillagászati értelemben hosszúnak számitó időszakon át is összetartsa a rendszert. Éppen ezért viszonylag pontosan megállapítható e halmazok kora, ami a mai csillagkeletkezési elméletek szerint megegyezik egyes csillagaink korával. A nyílthalmazokban, nem úgy, mint a gömbhalmazokban, számottevő mennyiségű csillagközi (intersztelláris) anyag is található, akár világító, akár sötét ködök formájában. ŐSROBBANÁS-ELMÉLET (Big Bang-elmélet): az a kozmológiai elmélet, amely abból a feltevésből indul ki, hogy az általunk megfigyelhető világ anyaga valamikor rendkívül nagy sűrűségű, nyomású, hőmérsékletű objektummá volt összepréselődve. Az Univerzum tágulása és fejlődése az ősrobbanással, e különös objektum hirtelen meginduló tágulásával kezdődött. Az ősrobbanás-elmélet több, egymástól kisebb-nagyobb mértékben különböző kozmológiai elmélet gyűjtőneve, amelyekben az közös, hogy a tágulás hevesen indult meg egy nagy sűrűségű Univerzumban. PARALLAXIS: a csillagászatban az a szög, amely alatt merőleges rálátás esetén az illető kozmikus objektumról
nézve a földpálya fél nagytengelye látszik. E definíciö alapja az a tapasztalat, hogy a Föld keringése miatt a
mérés során a megfigyelő helyzete megváltozik, s ez a vizsgált objektum látszólagos elmozdulását idézi elő. Ha például egy viszonylag közeli csillagot a Földről lefényképezünk júniusban, majd decemberben, amikorra a Föld megtette Nap körüli útjának felét, a csillag helyzete a távolabbi csillagok hátteréhez képest megváltozni látszik. Természetesen a mi helyzetünk változott meg. (Ezt a hatást úgy tehetjük szemléletessé, ha kinyújtott karral előbb egyik, majd másik szemünkkel nézzük kinyújtott ujjunkat. Az egyik szemünk a Föld helyzete júniusban, a másik szemünk a Föld helyzete decemberben, s ujjunk látszólagos eltolódása a háttérhez képest a parallaxis. A Naphoz legközelebbi csillag parallaxisa 0",765 . PARSZEK(pc): csillagászati távolságegység. Az ebben a távolságban fekvő égitestek csillagászati parallaxisa éppen 1 ívmásodperc. 1 parszek = 3,258 fényév. (hatáskvantum): Planck kvantumelméletének kulcsfogalma. Az abszolút fekete test sugárzásának törvényszerűségeit leíró kifejezés levezetése során felfedezett állandó, h = 6,6256 • 10 - 3 4 J s. A mikrofizika szinte minden területén rendkívül fontos. A határozatlansági relációban is ez az állandó szabja meg, hogy bizonyos paraméterek egymással párhuzamosan legfeljebb milyen pontossággal határozhatók meg. PLANCK-ÁLLANDÓ
Max Planck által meghatározott függvény diagramja, mely az abszolút fekete test elektromágneses sugárzásának hullámhossza és intenzitása közti összefüggést írja le. A görbének egyetlen maximuma van, ennek helyét a fekete test hőmérséklete szabja meg. E maximális intenzitással jelentkező hullámhossznál PLANCK-GÖ RBE:
rövidebb és hosszabb hullámok egyaránt gyorsan csökkenő intenzitásúak.
neutroncsillagnak tartják a szakemberek, amely azzal hívja fel magára a figyelmet, hogy szabályos időközönként (század másodpercenként vagy esetleg néhány másodpercenként) rádiójeleket bocsát ki. E jelek megfelelői a látható fény, az ultraibolya vagy a röntgensugarak tartományában is felfoghatók. Periódusidejük megegyezik (legalábbis az elméleti modellek szerint) az égitest tengely körüli forgásának periódusával. PULZÁR: gyorsan forgó
RÁDIÓ CSILLAGÁSZAT: a kozmikus objektumokról érkező természetes
rádió-hullámok tanulmányozásával foglalkozó
tudományág. RÁDIÓHULLÁMOK: elektromágneses
sugárzás, hullámhossza fél métertől sok kilométerig terjed. A mikrohullámon túl helyezkedik
el a színképben. RÁDIÓTÁVCSŐ : a
galaxisokból, csillagközi gázból és egyéb természetes kozmikus forrásokból érkező rádióhullámok
vételére alkalmas berendezés. REFLEKTOR: 1. Tükörteleszkóp REFRAKTOR: lencsés (általában akromatikus lencsés) csillagászati távcső. RÖNTGENSUGÁRZÁS: igen kis hullámhosszú, nagy energiájú elektromágneses
sugárzás.
SPECIÁLIS RELATIVITÁSELMÉLET: Einstein elmélete a mozgásról és az
elektro-mágneses sugárzás terjedéséről. Azon a gondolaton alapul, hogy a Világegyetemben nincs rögzített vonatkoztatási pont, nincs abszolút tér vagy idő. A fizikai mérést az adott megfigyelő vonatkoztatási rendszerében kell elvégezni, s egyik vonatkoztatási rendszernek sincs előnye a másikkal szemben. elektromágneses sugárzások színképének előállítására és fényképezésére szolgáló berendezés. Felépítése a spektroszkópéhoz hasonló. SPEKTROGRÁF:
SPEKTRO HELIO GRÁF: a Nap megfigyelésére és lefényképezésére szerkesztett műszer, amelynek segítségével az
égitest elektromágneses sugárzásából rendkívül keskeny sávok vághatók ki, és amellyel e jól meghatározott, monokromatikusnak tekinthető hullámsávban is felvehető a Nap képe. Hasonló felépítésű műszer a spektrohelioszkóp, de ezzel nem lehet monokromatikus Napfelvételeket készíteni, csak vizuális megfigyelések végzésére szolgál. SPEKTROSZKÓP: az elektromágneses
sugárzások színképének megfigyelésére szerkesztett műszer.
kettőscsillag, amelyről csupán színképi vizsgálatok alapján állapítható meg, hogy legalább két tagból álló rendszer, a legjobb távcsövekkel is egyedülálló csillagnak látszik. SPEKTROSZKÓPIAI KETTŐ S (spektroszkopikus kettős):
SPEKTRUM: Színkép SPIRÁLGALAXIS (spirálköd): a csillagrendszerek egyik fajtája. Olyan
galaxis, amelynek középponti részét többé-kevésbé jól
felismerhető spirálkarok övezik. SPIRÁLKÖD: I. Spirálgalaxis STEADY STATE-HIPOTÉZIS: I. Állandó
állapot elmélet
SZÍNKÉP (spektrum): tágabb értelemben az összes ismert
elektromágneses sugárzásfajta mért intenzitásának hullámhossz
vagy frekvencia szerinti eloszlása. Szűkebb értelemben a látható fény hasonlóan rendezett, az ibolyától a kéken, zöldön, narancson át a vörösig terjedő képe. Bizonyos körülmények között a színkép nem folytonos intenzitáseloszlású, hanem feltűnő sötét (abszorpciós) vagy fényes (emissziós) vonalak jelennek meg benne. Ezek arra utalnak, hogy a sugárzás valamely hullámhosszúságú (frekvenciájú) összetevői a tőlük kicsit különböző hullámhosszúakhoz (rezgésszámúakhoz) képest összehasonlíthatatlanul kisebb vagy nagyobb gyakorisággal fordulnak elő. Egy csillag, bolygó, galaxis színképének vizsgálata a szakember számára sok mindent elárul az illető égitest összetételéről, a benne uralkodó viszonyokról. A távoli galaxisok vizsgálatánál fontos, hogy megmérjék, milyen mértékben tolódnak el színképvonalaik a vörös felé, mert ebből következtetni tudnak arra, hogy milyen messze vannak a galaxisok a táguló Világegyetemben, 1. Doppler-effektus, Hubble-törvény, Vöröselto-lódás. SZUPERNÓVA: előre ki nem számítható időpontban sok száz milliószorosára, esetleg több milliárdszorosára felfényesedő csillag. A nóvákhoz hasonlóan a csillagok bizonyos fejlődési stádiumát képviseli, de összehasonlithatatlanul fényesebb azoknál, ezenkívül abban is különbözik, hogy visszatérő szupernóvát még senkinek sem sikerült megfigyelnie. Elméleti szakemberek úgy vélik, hogy szupernóva-robbanás egy csillag életében legfeljebb csak egyszer következhet be. A robbanás során a csillag anyagának elég tekintélyes hányadát kidobja az űrbe, amely eleinte világító, később pedig rádiósugárzó fátyolburokként még jóval azután is megfigyelhető az objektum körül, hogy a szupernóva teljesen elhalványult. Vizsgálatuk több szempontból is fontos. Jól használhatók a galaxisok, galaxishalmazok térbeli helyzetének megállapítására, illetve segítségükkel igyekeznek számot adni a csillagászok arról, hogy miért találhatunk a Világmindenségben mindenfelé olyan nehézelemeket, mint a higany, az arany, az ólom vagy éppen az urán. A szupernóva-robbanást követően a csillag megmaradó anyaga feltehetően neutroncsillaggá, a legmerészebb elképzelések szerint pedig esetleg fekete lyukká alakul át. TEJÚT: az égbolton végighúzódó, rendkívül halvány csillagok milliárdjaiból álló, nehezen körülhatárolható, több helyütt látszólag elágazó, derengő kékesfehér fényű alakzat. A Tejútrendszer vetületi képe a benne elhelyezkedő megfigyelők szemszögéből nézve. TEJÚTRENDSZER (Galaxis): hozzávetőlegesen 200-250 milliárd csillagból álló, gigantikus objektum, ún. spirálgalaxis. Átmérője több mint 200 ezer fényév, a Lokális Csoportnak az Andromeda-ködöt követő legnagyobb tagja. A Tejútrendszeren belül a Nap - a körülötte keringő bolygókkal együtt - az egyik spirálkar szélén, a központtól a peremvidékek felé vezető út kétharmadánál található. A Galaxis kora minden bizonnyal nagyobb, mint a benne található legidősebb csillagoké, amelyek között egyesek szerint 12-15 milliárd esztendősek is vannak, 1. Galaxis. TÉRIDŐ: Hermann Minkowski által bevezetett fogalom, amely Einstein általános relativitáselméletében nagy szerepet játszik. Átveszi a klasszikus felfogás szerint egymástól külön kezelhető tér és idő szerepét. A fizikai világban végbemenő eseményeket úgy tekinti, hogy négydimenziós kontinuumban mennek végbe, amelynek három dimenziója a tér, a negyedik dimenziója az idő. A fogalmat azért fogadják el széles körben, mert a relativitáselmélet nagyszerű eredményeket ért el a fizikai jelenségek magyarázatában. TÖRPECSILLAG: olyan, ún. fősorozati csillag, amelynek energia-utánpótlását elsősorban a protonok (hidrogénatommagok) héliummagokká történő fúziója (egyesülése) biztosítja. Tőmegük igen tág határok között szinte tetszőleges lehet, a törpe elnevezés arra utal, hogy más csillagokhoz képest ezek az égitestek viszonylag kis átmérőjűek. TÜKÖRTELESZKÓP (reflektor): olyan távcső, amelynek objektívje homorú tükör. A legtöbb nagy csillagászati távcső tükörteleszkóp. UNIVERZUM TÁGULÁSA (Világegyetem tágulása): a galaxisok távolodása egymástól, olyan sebességgel, amely arányos távolságukkal. Másként úgy mondhatnánk, hogy a Világegyetem átlagos sűrűsége csökken, az ősrobbanás-elmélet szerint születése óta. A tágulás legmeggyőzőbb bizonyítéka a galaxisok és kvazárok elektromágneses színképében kimutatható vöröseltolódás, 1. még Hubble-törvény. VÁLTOZÓCSILLAG: időben - esetleg aklikusan változó abszolút fényességű csillag. E változás periódusa rendkívül különböző. Egyesek látványosan változnak, mások olyan lassan, hogy alig lehet kimutatni. Esetenként közéjük sorolják azokat a több csillagból álló rendszereket is, amelyek fényessége azért ingadozik, mert egyik-másik komponensük időről időre eltakarja társát vagy társait. Ezek a fedési változók. 1. még Cefeida típusú változó-csillag. VILÁGEGYETEM TÁGULÁSA: 1. Univerzum tágulása VISSZATEKINTÉSI IDŐ: az az idő, amennyi alatt egy távoli objektumról, például galaxisról vagy kvazárról a fény elér a Földre. Mivel a kozmikus objektumok olyan hatalmas távolságban vannak egymástól, a csillagászok egészen egyedülálló helyzetben vannak. A múltat látják. Egy 10 millió vagy 5 milliárd fényév távolságban levő égitestről most a műszereinkbe jutó fénysugár az objektum 10 millió vagy 5 milliárd évvel ezelőtti állapotáról ad hírt. Leegyszerűsítve azt mondhatjuk, hogy minden égitestet annyi esztendővel fiatalabbnak látunk, mint amekkora a fényévekben kifejezett távolsága. VÖRÖSELTOLÓDÁS: az elektromágneses sugárzást kibocsátó források színképében elsősorban a Doppler-effektus miatt fellépő vonaleltolódás. Lényege, hogy az egyes színképvonalak a laboratóriumban mérhető hullámhosszuknál nagyobb hullámhosszon jelentkeznek. A vöröseltolódás oka elvileg nemcsak a Doppler-effektus lehet, de a csillagászati mérések eredményeit szinte kizárólag ily módon szokás értelmezni, 1. Hubble-törvény.
A fedélterv Kőfaragó Gyula munkája A kiadásért felel a Gondolat Könyvkiadó igazgatója Szedte a Fényszedő Üzem (847858/9) Dabasi Nyomda (84-1900), Dabas-Budapest Felelős vezető: Bálint Csaba igazgató Felelős s z e r k e s z tő: T. Balla Gizella M űszaki vezető: Tóbi Attila M űszaki szerkesztő: Vaisz György Megjelent 15,39 (A/5) ív + 16 oldal melléklet terjedelemben, az MSZ 5601-59 és 5602-55 szabvány szerint
