Visszatérve az égi rádióforrásokhoz, tekintsük át a VLBI alkalm azásának egyik ígéretes területét, amelynek fejlődése előtt az utat az évek során felhal
m ozódott észlelési anyag, a m egnövekedett érzékenység és a nagyszámú rád ió forrásra kiterjedő VLBI észlelések egyre könnyebb kivitelezhetősége nyitotta meg.
Először Ho y l e vetette fel 1958-ban, hogy a rádiógalaxisok alkalmasak le
hetnek a Világegyetem geom etriájának feltérképezésére, különböző kozm oló
giai m odellek ellenőrzésére (Hoyle 1959). Ha ugyanis rendelkezésünkre áll
nának olyan objektum ok, amelyek lineáris m érete egyforma, akkor különböző távolságokban megfigyelve ezeket, a látszólagos szögm éretük változása elárul
ná, m ennyire „görbült” a tér, más szóval m ekkora az anyagsűrűség az U niver
zumban. Első hallásra furcsának tűnhet az elképzelés szám unkra, akik hoz
zászoktunk, hogy ha egy m éterrudat egyre távolabb viszünk, akkor az egyre kisebbnek látszik (a 4.2. ábrán az euklideszi geom etriának egy egyenes felel meg).
Hoyle az akkoriban felfedezett óriás rádiógalaxis, a Cygnus A példáján m u
tatta meg, hogy a hagyományos relativisztikus kozmológiák és az ún. állandó állapotú (steady State) modell jelentősen eltérő eredm ényt jósol, ami a vörös
eltolódás és a látszó szögátm érő összefüggését illeti (4.2. ábra). Tételezzük fel, hogy ugyanakkora lineáris m éretű rádiógalaxisokat tudunk észlelni kisebb és nagyobb vöröseltolódások mellett, vagyis hozzánk közelebb és távolabb is.
Az ősrobbanáson alapuló kozmológiai modellek esetén az ilyen „m éterrudak”
egyre nagyobb távolságból nézve kezdetben látszólag egyre kisebbek lennének.
Csillagászati évkönyv 1998 183 Rádiógalaxisok és kvazárok A zonban a szögátm érő csökkenése egy adott távolságban megállna, sőt az en
nél még messzebb levő objektum ok esetén lassan növekedni is kezdene. (Az állandó állapotú modellben, bár a csökkenés m értéke egyre kisebb és kisebb volna, a látszó szögátmérő soha nem érne el egy minimális értéket.)
látszó szögátmérő (milliívmásodperc)
modellnek és különböző lassulási paraméter-értékekkel jellemzett relativisztikus kozmológiai modelleknek a jóslatait mutatják (A = 0).
//o = 80 km/s-Mpc értékkel számoltunk
A rádióinterferom etria a 70-es évekre érte el azt a szögfelbontást, amellyel meg lehetett kezdeni nagy mennyiségű rádiógalaxis szögátm érő—
vöröseltolódás összefüggésének vizsgálatát. Furcsa m ódon a m ért szögátm é
rők az egyszerű euklideszi modellt látszottak igazolni (4.3. ábra). A z = 2 kö
rüli vöröseltolódásnál a rádiógalaxisok szögm érete kb. tizede volt annak, amit a kozmológiai modellek jósoltak! Egyetlen ésszerű magyarázat kínálkozott:
a különböző távolságban levő rádiógalaxisok nem tekinthetők egyformának, vagyis nem alkalmasak „standard m éterrúdnak”. E nnek két oka lehet. Egy
részt a rádiógalaxisok kozmológiai időskálán jelentős fejlődésen m ennek át, s
Rádiógalaxisok és kvazárok 184 Csillagászati évkönyv 1998 a messzebb levők (vagyis a fiatalabbak) valójában lényegesen kisebbek, m int a hozzánk közelebbiek. M ásrészt összefüggés lehet a lineáris m éret és a lumino- zitás között. Távolabbról csak a nagyobb teljesítménnyel sugárzó objektum o
kat észleljük, s ezek talán kisebbek, mint halványabb, ezért kisebb távolságból
je d t rádiógalaxisokat, hanem a sokkal kisebb aktív galaxismagokat (kvazá- rokat) próbálták m éterrúdként hasz
nálni ( K e l l e r m a n n 1993, Gu r v i t s
nyos” kozmológiai modell alapján el
várnánk (4.4. ábra) — nem úgy, mint eddig bármely más objektum esetén, amelyeket m egpróbáltak effajta teszt
re használni.
Úgy tűnik tehát, hogy a kvazárok
átlagos szögméret (’’)
4.3. ábra. Rádiógalaxisok látszó szög
átmérője a vöröseltolódás függvényében.
A mért átlagértékek mellett a görbék különböző kozmológiai modellek valóban „standard m éterrúdnak” te
kinthetők. Ezt persze nem úgy kell érteni, hogy mind teljesen egyformák.
A zonban átlagos lineáris m éretük kis és nagy vöröseltolódás esetén sem kü
lönbözhet jelentősen. E nnek fizikai magyarázata abban keresendő, hogy a kvazárok egyrészt nagyon kis m éretűek, ennélfogva kevés befolyással lehet rájuk az intergalaktikus anyag, amelynek sűrűsége az Univerzum fejlődésé
nek korai szakaszában (nagy vöröseltolódásoknál) lényegesen nagyobb lehe
tett — ez lehet az oka a távolabbi rádiógalaxisok kisebb m éretének. M ásrészt a rádió-hangos kvazárok igen rövid életű objektum ok, éppen hatalm as en e r
giaterm elésük miatt. Legfeljebb néhány száz vagy ezer évig figyelhetők meg ilyen form ájukban, amely kozmológiai időskálán rendkívül rövid időnek szá
mít, s kevés ahhoz, hogy ezalatt jelentős fejlődésen m enjenek át. A kvazárok
Csillagászati évkönyv 1998 185 Rádiógalaxisok és kvazárok nagy előnye, hogy viszonylag kicsi (z « 0.01) és nagyon nagy vöröseltolódás
sal egyaránt megfigyelhetők. A rádió-hangos kvazárok között jelenleg ism ert
„távolsági csúcstartó” a 1428+423 jelű (z = 4.7).
jellem ző szögméret (milliívmásodperc)
4.4.. ábra. 337 aktív galaxismag vizsgálatával kapott látszó szögátmérő-vöröseltolódás összefüggés. A kis luminozitású, közeli forrásokat háromszögek szemléltetik.
A nagyobb távolságban levő objektumok átlagos szögmérete egyre lassabban csökken.
A görbék az euklideszi (Hz), állandó állapotú (SS) és különböző qn értékeknek megfelelő relativisztikus kozmológiai modelleket jelölik (Gurvits 1994)
A megfigyelt összefüggés elvileg felhasználható arra, hogy alapvető koz
mológiai m odeilparam éterek értékét meghatározzuk. A m ódszer érzéketlen a „legnépszerűbb” param éter, a H ubble-állandó (H 0) értékére, hiszen „mé- terrúdjaink” valóságos lineáris m éretét nem ismerjük, csak azt tudjuk, hogy (többé-kevésbé) egyformák. A görbe menetéből viszont következtetni lehet egy másik fontos adatra, az ún. lassulási param éter (qo) értékére (4.2. ábra).
A Friedmann-féle ősrobbanás-modellekben q0 egyszerű kapcsolatban áll izo
lál, amely a Világegyetem anyagsűrűségének a kritikus sűrűséghez viszonyított arányát adja meg: íio = 2qo- H a az Univerzum anyaga elegendően sűrű, vagy
Rádiógalaxisok és kvazárok 186 Csillagászati évkönyv 1998 is sűrűbb a kritikus értéknél (i?o > 1, m ásképpen qu > 0.5), akkor a Világe
gyetem tágulása egyszer megáll, s összehúzódás kezdődik. Ellenkező esetben (qu < 0.5), az ún. nyílt Univerzum ban a tágulás örökké folytatódik. L éteznek bonyolultabb modellek is, ahol a kozmológiai konstans (/l) bevezetésével egy
fajta taszító erőt vihetünk az egyenletekbe. E i n s t e i n annak idején azért ve
zette be ezt az állandót, hogy statikus világmodellt kaphasson egyenletei m eg
oldásaként. N apjainkban a A ± 0 modellek ismét népszerűek lettek, hiszen sokan ebben látják a megoldást arra az ellentm ondásra, hogy a Világegyetem bizonyos m érések szerint fiatalabbnak tűnik legidősebb csillagainál. M eg lehet m utatni, hogy a kvazárokra érvényes látszó szögátm érő—vöröseltolódás relá
ció elvileg alkalmas a kozmológiai konstans m eghatározására is ( Kr a u s s és Sc h r a m m 1993), feltéve ha qo érték ét valamely más m ódszerrel sikerül m eg
becsülni.
A jelenleg VLBI technikával, megfelelő felbontással észlelt kvazárok szá
ma néhány százra tehető. Úgy tűnik, ez a szám elegendő ahhoz, hogy meg
állapítsuk: a látszó szögátm érő—vöröseltolódás összefüggés a kvazárok ezred- ívmásodperces szerkezetét vizsgálva követi a standard relativisztikus kozm o
lógiai modell jóslatait. A modell param étereit, pontosabban a lassulási p a
ram étert egyelőre csak m eglehetősen pontatlanul tudjuk becsülni. Úgy fest, hogy az adatok inkább a nyílt Világegyetem lehetőségét részesítik előnyben (qu = 0.16 ± 0.71, Gurvits 1994). Ahogy az észlelések szaporodnak, ham aro
san eljön majd az idő, am ikor ezek a becslések m egbízhatóbbakká válnak, s a kvazárok látszó szögátm érő—vöröseltolódás összefüggése fontos eszközzé vá
lik a kozmológiai modellek param étereinek m eghatározásában. Egyelőre még viszonylag kevés, néhány tucat nagy vöröseltolódású (z > 3) rádió-hangos kvazár ismert. Ezeknek különösen nagy jelentősége lesz a kozmológiai ku
tatásban, mivel ilyen vöröseltolódások esetén a különböző m odellek közötti eltérés m ár számottevő.