Idén három, részben egymással is versengő amerikai tudóst tartott legalkalmasabbnak a Nobel-díj-bizottság, hogy elnyerjék a legrangosabb tudományos kitüntetést. Közülük a most 52 éves Saul Perlmutter, az Egyesült Államok energiaügyi minisztériumának felügyelete alatt működő Lawrence Berkeley National Laboratory Szupernóva Kozmológiai Projektjének vezetője, míg Adam Riess (41) és az Ausztráliában élő Brian P. Schmidt (44) a "konkurens" High-z Szupernóva Kereső Csoport (amely különböző egyetemi tudományos káderek szoros együttműködése) vezető kutatója.
A két kollektíva 1998-ban gyakorlatilag egyszerre talált bizonyítékot arra a régi sejtésre, hogy világegyetemünk gyorsulva tágul. Ehhez távoli, Ia (egy a) típusú szupernóvákat vizsgáltak az űr mélységes mélyén, melyek közös jellegzetessége, hogy azonos keletkezési metódusuk folytán nagyjából hasonló abszolút fényességgel (luminozitással) ragyognak fel a távolban. Ez lehetővé teszi, hogy afféle "standard gyertyaként" fungáljanak: látható fényességük és abszolút luminozitásuk ismeretében távolságuk egy képlet segítségével kiszámítható. Ez pedig kulcsfontosságú a csillagászatban, mivel a távoli objektumok pontos távolságát csak efféle kapaszkodókkal, lépcsőzetesen, egy sajátos létra grádicsain haladva lehet meghatározni.
Felszed pár kilót
Az Ia-típusú szupernóvák különlegessége sajátos élettörténetükből következik: ezek olyan, viszonylag kis tömegű csillagok, melyek egy valódi (fizikai) kettős tagjaként "párjuktól", általában egy vörös óriástól nyernek anyagot, miközben egy afféle anyagkorong (ún. akkréciós korong) alakul ki körülöttük. Amikor e mohó fehér törpék elég anyagot szívtak magukba, elérik az asztronómia egyik kitüntetett értékét, az úgynevezett Chandrasekhar-határt: az efféle csillagok maximális tömege, nagyjából (kémiai összetételtől is függően) 1,44 naptömeg. Ennek közelébe hízva a csillag életét már az elfajult állapotban lévő anyaga elektronjainak kvantumfizikai viselkedéséből (a Pauli-féle tilalmi elvből) eredő úgynevezett kvantumnyomás szabályozza. Ám ez elégtelen ahhoz, hogy ellensúlyozza nagy energiájú fúziós folyamatok, mint például a szénfúzió óriási energiatermelő hatását, s a fehér törpe egyszer csak óriási termonukleáris bombaként felrobban. Ezzel együtt fellángol az égen - és a csillagászok számára nincs más feladat, mint rögzíteni adatait, és meghatározni a távolságát. Talán meglepő, de a szupernóva felfénylése során nem az eredeti objektum robbanását látjuk - ez a kidobódott forró, ámde sötét anyag miatt számunkra láthatatlan. A szupernóva fényét a nagyobb rendszámú atomokban gazdag robbanási felhőben zajló radioaktív bomlás, illetve az annak nyomán felszabaduló gamma-sugárzás gerjeszti. Mivel az Ia típusú szupernóvává váló fehér törpék végső tömege nagyjából adott, ezáltal fényességük is könnyen számítható - ha pedig ennek nyomán meghatároztuk a távolságukat, azzal a lakhelyükként szolgáló galaxisok kozmikus koordinátáit is megkaptuk.
Ha ezt még a szupernóva fényének (egészen pontosan színképének) vöröseltolódásával is összevetik (távolodó objektumok fénye a kisebb energiájú, nagyobb hullámhosszú tartomány felé tolódik el - látható fénynél ez a spektrum vörös fele), megadható nem csupán a szupernóva távolsága, hanem a sebessége is. Mindez az úgynevezett Hubble-törvényen alapszik: a névadó amerikai csillagász meglátása szerint minél távolabb van tőlünk egy galaxis, annál nagyobb a vöröseltolódása - egy egyszerű összefüggés szerint a galaxisok távolodási sebessége egyenlő a távolságuk és a mérésekkel meghatározható Hubble-állandó szorzatával. Az már csak hab a tortán, hogy az állandó értékét 2001-ben éppen a Hubble-űrtávcső révén nyert adatok alapján sikerült nagy pontossággal meghatározni - egy másik standard gyertya, a cefeida típusú változócsillagok megfigyelése révén.
Mind messzebb
Igen ám, de a három kiváló kutató 1998-ban vizsgálatai nyomán arra a következtetésre jutott, hogy a szupernóvák tőlünk számított távolodása nem teljes mértékben a Hubble-féle tágulás szabályainak megfelelően zajlik. Ez pedig csak úgy lehetséges, hogy az univerzum (már a Hubble-törvény révén is akceptált) tágulását valamilyen ismeretlen erő meggyorsította. Ez volna ama bizonyos sötét energia, mely a most uralkodó standard kozmológiai modell szerint a világegyetem jó háromnegyedét alkotja, s amely negatív nyomást fejt ki, ami nagy távolságokon egyszerűen semlegesíti a gravitáció vonzerejét. A sötét energia pontos mibenlétéről persze nem sokat tudnánk mondani, ám létezését az általunk ismert tények és a világ leírására többé-kevésbé sikerrel alkalmazott asztrofizikai-kozmológiai modellek egyaránt megkívánják. Ebből a szempontból kulcsfontosságú a "hiányzó tömeg"-probléma: a kozmológia standard modellje szerint a világegyetem anyag/energia összetételének 70-74 százaléka ismeretlen. A többi 26-30 százalékot tenné ki az úgynevezett barionos anyag (benne a számunkra oly kedves proton-neutron alapú), meg a hideg, nem sugárzó, ismeretlen mibenlétű sötét anyag. Márpedig a majd háromnegyednyi maradéknak is valahol ott kell lennie, hogy meglegyen az univerzum kritikus sűrűsége, amelynél fogva görbülete nulla, alakja pedig sík, ám ez nem azonos a köznapi két dimenzióval. Pontosan úgy, ahogy azt az univerzum keletkezésekor (az ősrobbanás után olyan 380 ezer évvel) felszabadult, az egész világegyetemet kitöltő mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás (nem egyenletes, anizotróp) eloszlásának vizsgálata kimutatta (a NASA WMAP nevű műholdjának mérései alapján).
Mindebből persze következik az is, hogy valójában a Hubble-állandó érteke sem állandó, hanem időben változik - ettől függetlenül kozmológiai modellekben még jól használható. Éppen ezért volt fontos, hogy az egyik friss Nobel-díjas, Riess két évvel ezelőtt, immár a sötét anyag létét is feltételező saját felfedezésének ismeretében, s megint csak a Hubble-űrteleszkóp segítségével újra kiszámolta az állandó értékét. Így már annak tükrében is meghatározhatók egy távoli objektum koordinátái, paraméterei (mindenekelőtt helye és sebessége), hogy tudjuk: egyre gyorsulva távolodik tőlünk.
