Csillagászat

Az állandó univerzum modell A világegyetem állandó, a benne végbemenő folyamatok „öröktől fogva” így zajlottak és zajlanak Az anyagi világ törvényei mindig ilyenek voltak, mint amilyennek ma tapasztaljuk őket A csillagok fokozatosan távolodva kitöltik a teret, míg belsejükben új „anyag” keletkezik

A táguló világegyetem modell (1) A kozmosz tágul, a galaxisok távolodnak tőlünk (és egymástól), méghozzá a távolságukkal arányos sebességgel A tágulás középpontja vagy a Naprendszer, vagy „nincs középpontja” a ma érzékelhető világban A világ egy 10-30 méter „kicsinységű” pontból tágult ki a mai állapotába

A táguló világegyetem modell (2) Ez az ősállapot 16±3 milliárd évvel ezelőtt lehetett (a tágulás üteme és a mai atommagok „életkora” alapján) A „korai időkben” nem létezhettek a mai részecskék és az azokat összetartó erők Kérdés, hogy mi volt az ősállapot előtt? Egyáltalán volt-e anyag, tér és idő, vagyis értelmes-e az előbbi kérdés?

Az ősrobbanástól napjainkig (1) Az univerzum őse egy nagy adag forró, energiaszerű valami kis térrészben 1s eltelte után a hőmérséklet 1 milliárd K alá csökken, a táguló térben megjelennek az első protonok, elektronok és az elektromágneses hullámok (fotonok) Ennek az állapotnak a fotonjai hozzák létre a ma is érzékelhető, 2,7 K-re hűlt háttérsugárzást

Az ősrobbanástól napjainkig (2) Nagyjából 300 000 év elteltével a térfogat növekedése folytán a hőmérséklet néhány ezer Kelvinre csökken Az protonok befogják a lelassult elektronokat, így létrejönnek az atomok A kisebb sűrűségűre tágult anyagból „kijutnak” a szabad térbe a háttérsugárzás elektromágneses hullámai

A „legizgalmasabb” bizonyíték A háttérsugárzás létezését George Gamow vetette föl 1958-ban, de csak kevesen hittek neki Csak később kezdte keresni Robert H. Dicke, de nem voltak megfelelő vevőantennák, amellyel mérhette volna a maradványsugárzást

A bizonyíték megtalálása (1) Arno Penzias és Robert Wilson 1965-ben egy nagy- teljesítményű rádióantenna beüzemelésén és kipróbálásán dolgozott

A bizonyíték megtalálása (2) „Sajnos” sehogy sem tudtak kiszűrni az antennából egy zavaró sugárzást Majd rájöttek, hogy a sugárzás nem földi eredetű: Az égbolt felé fordított antenna minden irányból egy 2,7 K-nél maximális intenzitású hőmérsékleti sugárzást érzékel

Az ősrobbanástól napjainkig (3) Az atomok létrejötte után (1 millió év) a gravitáció lesz a meghatározó erőhatás A táguló anyagfelhőkben különböző sűrűségű részek jönnek létre A sűrűsödések a gravitáció folytán növekednek, elkezdenek összezsugorodni, a körülöttük lévő anyagot magukhoz vonzzák

A csillagvárosok létrejötte (4) A kis tömegű gázgömbök nem tudnak együtt maradni, mert a hőmozgás legyőzi a gravitációs vonzást Csak a legalább 10+40 kg tömegű anyaghalmazok képesek stabil képződményt alkotni, ezek a tér különböző helyein kialakuló galaxisok

Spirálgalaxisok alakulnak ki A kezdetben minimális perdülettel rendelkező gázfelhők az összehúzódás közben egyre gyorsabb forgásba kezdenek Annál a méretnél, amelynél a centripetális gyorsulást ellensúlyozza a forgás, az összehúzódás megáll

A galaxisok ellaposodnak A forgó galaxisokban középpont felé tartó összehúzódás már nem jöhet létre, a galaxis ezért csak ellaposodni tud

Kialakulnak a csillagok A legalább10+30 kg tömegű, olykor szintén forgó gázhalmazok gömbökké tömörülnek Az összehúzódás következtében megnő a nyomás és a hőmérséklet, így a gömbök magas hőmérsékleten izzani, kezdenek, vagyis kigyúlnak az első csillagok A gravitációs összehúzódás rovására azonban csak 1 millió évig képesek fényleni, ezután az összehúzódás és az energiatermelés leáll …

Ó nap, ki megvoltál az élet kezdetén is, mily gyönyörűen ragyogsz az égen. Ha feltűnsz az ég peremén, fényed szépséggel tölti el a Földet. Szép vagy és nagy. Tündökölsz magasan a Föld felett. Sugaraid országokat simogatnak, és mindent, aminek életet adtál.

A csillagok újra kigyúlnak A nagy tömegű anyaghalmazok a gravitáció miatt összehúzódnak A belső részben megnő a nyomás és a hőmérséklet Néhány millió Kelvin hőmérsékleten magfúzió indul be a csillag belsejében Az így termelődött energia a csillag felszínére jut, és kisugárzódik

A csillagok energiatermelése 1. A nagy hőmozgás és zsúfoltság miatt „egymásba érnek” a részecskék 1H + 1H  2He, de ez egy rendkívül instabil részecske, azonnal szétválnak kis eséllyel együtt maradhatnak, ha az egyik proton neutronná alakul, azaz 2He  2D + e-, de ez a részecske is épp hogy megmarad

A csillagok energiatermelése 2. Mélyebb energiájú állapotba csak további fúzióval kerülhetnek 2D + 1H  3He +  (5pJ) Végül a folyamat eljut a könnyű magok közül a legstabilabbhoz 3He + 3He  4He + 1H + 1H Folytatás 100 millió Kelvin hőmérséklet alatt nincs, ugyanis a 1H + 4He  5Li, és a 4He + 4He  8Be instabil részecske, azonnal szétesik

A csillagok energiatermelése 3. A folyamat önmagát szabályozza, mert a gyorsabb fúzió növeli a csillagot, ami így lehűl, és lassítja a reakciót A gyengébb reakció miatt összehúzódik a csillag, megnő a hőmérséklet, és ez gyorsítja a fúziót A kb. 1030 kg tömegű csillagok nagyjából 10 milliárd évig képesek egyenletesen sugározni