SZÖKÉS A CSILLAGOKBÓL

Igazából ez már nem is olyan rejtély a számunkra, hiszen könyvünk egy korábbi helyén tisztáztuk, hogyan jönnek létre atommagok a csillagok szívében. Példának okáért a mi Napunk központi részeiben a hidrogén folyamatosan héliummá alakul, s ez a hidrogénfúzió szolgál a napenergia forrásául. Hidrogénfúzió az összes többi fősorozatbeli csillagban is folyik.

Ha ez lenne az egyedüli átalakulás, és ha ez a mai sebességgel folytatódna vég nélkül, akkor az összes hidrogén fuzionálna, és a világegyetem úgy 500 milliárd év alatt (ez az univerzum jelenlegi korának harminc-negyvenszerese) tisztán héliummá válna. Csakhogy akkor hol maradnának a nehéz atomok?!

Ezek, mint már tudjuk, a csillagok belső övezetében jönnek létre, de csak akkor, amikor elérkezik az ideje, hogy elhagyják a fősorozatot. Ebben a kritikus pillanatban a csillagok legbelseje annyira sűrű és forró lesz, hogy a hélium-4 atommagok nagy sebességgel és nagy gyakorisággal fognak egymásba ütközni. Ha nagynéha három hélium-4 mag ütközik össze egyszerre és egymáshoz tapad, olyankor mindig egy stabilis mag képződik, amely hat protonból és hat neutronból áll. Ez a szén-12.

Hogyan lehetséges, hogy ma végbemennek hármas ütközések a csillagokban, a „big bang”-et követő időszakban viszont nem fordult elő ilyesmi?

Nos, amikor egy csillag elhagyja a fősorozatot, a legbelsejében a hőmérséklet megközelítőleg 100 000 000 °C, és a nyomás is iszonyatosan nagy. Ilyen hőmérséklet- és nyomásérték a nagyon korai univerzumban is előfordult, ám a csillag előnyösebb helyzetben van, mint a korai világegyetem volt: a fősorozatbeli csillagok belseje tiszta hélium-4-ből áll. Sokkal könnyebb három hélium-4-nek ütköznie össze olyankor, amikor másféle atommag egyáltalán nincs is jelen, mint amikor (az ősrobbanás utáni időkben) minden egyes hélium-4-et túlnyomórészt hidrogén-1 magok vesznek körül.

Vagyis a nehéz atommagok nem közvetlenül a „big bang” után, hanem a világegyetem egész eddigi története során a csillagokban jöttek létre. Sőt, még ma is keletkeznek a csillagok legbelsejében, és még évmilliárdokon át keletkezni is fognak. Nemcsak szénmagok jöttek és jönnek továbbra is létre, hanem ugyanígy az összes többi nehéz atommag, egészen a vasig - ez, mint korábban kifejtettem, a csillagokban szokásos fúziós folyamat végállomása.

Ebből két kérdés adódik számunkra:

1. Miután a csillagok közepében létrejöttek, hogyan szoktak szétszóródni a nehéz magok az egész világmindenségben, hogy végül a Földön és a mi testünkben is megtalálhatók legyenek?

2. Hogyan keletkeznek azok az elemek, amelyek atommagja nehezebb a vasénál? Mindent egybevéve, a legnehezebb stabilis atommag a vas-58, amely 26 protonból és 32 neutronból áll; csakhogy a Földön számos, ennél is jóval nehezebb mag létezik, egészen a 92 protonból és 146 neutronból álló urán-238-ig.

Birkózzunk meg előbb az első kérdéssel! Léteznek-e olyan folyamatok, amelyek révén a csillagok anyaga szanaszét szóródik a világ, egyetemben?

Léteznek, sőt néhányukat világosan láthatjuk is, ha saját Napunkat tanulmányozzuk.

Ha valaki (kellő elővigyázatosság mellett) szabad szemmel a Napba néz, nyugodt, tagolatlan fénygömbnek fogja látni. Mi azonban már tudjuk, hogy örökké viharos állapotban van. A legbelsejében uralkodó rendkívül magas hőmérséklet áramlásokat idéz elő a fölső rétegekben (mint egy, a tűzhelyen forrni kezdő fazék vízben). A napanyag hol itt, hol ott emelkedik meg és töri át a felszínt, úgyhogy a Nap felületét állandóan „szemcsék” (latin szóval: granulák) borítják. Ezek mindegyike igazából egy-egy áramlási oszlop, s kiterjedésük vetekszik a nagyobb amerikai államok, illetve európai országok területével, még ha a napfelszínről készült fényképeken csöppnyinek látszanak is.

Fölfelé szállva az áramló anyag kitágul és lehűl, úgyhogy a felszínre érve lefelé kezd süllyedni, s helyét az alulról jövő forróbb anyag foglalja el. Ez a soha meg nem szűnő körforgás segít az energiát a csillag magjából a felszínére juttatni. A felszínről aztán ez az energia sugárzás formájában (nagyrészt látható fényként) kiszabadul az űrbe; a földi élet köztudottan ettől a sugárzástól függ.

Az áramlási folyamat időnként heves eseményeket idéz elő a felszínen, ezért aztán a sugárzáson kívül a tulajdonképpeni napanyagból is kilökődhet valamennyi az űrbe.

1842-ben teljes napfogyatkozást lehetett látni Franciaország déli, illetve Olaszország északi részéről. Akkoriban még ritkán vizsgálták meg az ilyeneket részletesen, mivel a fogyatkozások többnyire a jól fölszerelt csillagászati obszervatóriumoktól távol voltak megfigyelhetők, és nem volt valami könnyű a rengeteg fölszereléssel nagy távolságra elutazni. Az 1842-es napfogyatkozás azonban Nyugat-Európa csillagászati központjai közelébe esett, a csillagászok pedig összesereglettek, hogy műszereikkel tanulmányozhassák.

Ekkor vették először észre a Nap pereme körül azokat a lángoló, vöröses objektumokat, amelyek azonnal világosan láthatók lesznek, amint a Hold elfogja előlünk a napkorong ragyogását. Olyanok voltak ezek, mintha az űrbe kilövellő anyagnyalábok lennének; a nevük protuberancia (lángkilövellés) lett.

Egy ideig a csillagászok nem voltak biztosak benne, vajon a protuberanciák a Napból vagy pedig a Holdból indulnak ki, míg aztán 1851-ben újabb napfogyatkozás volt látható Európából, ezúttal Svédországból. A tüzetes vizsgálódás kiderítette, hogy a protuberanciák napjelenségek, a Holdhoz semmi közük.

Azóta is figyelmesen tanulmányozzák őket. Ma már alkalmas berendezésekkel bármikor vizsgálhatók, nem kell a teljes fogyatkozásra várni. Némelyik protuberancia rendkívüli módon ível fölfelé, és a napfelszín fölötti több tízezer kilométeres magasságba is elér. Egyik-másikuk robbanásszerűen tör sebességük akár 1300 kilométer/másodperc is lehet.

Bár a protuberanciák a leginkább látványosak a Nap felszínén megfigyelhető jelenségek közül, mégsem ezek a legnagyobb energiájúak.

1859-ben az angol Richard Christopher Carrington (1826-1875) pontszerű, csillagra emlékeztető fényrobbanást vett észre a Nap felszínén, amely öt percig világított, azután kihunyt. Ekkor figyelték meg először a ma napkitörésnek (angol szóval: „fler”-nek) nevezett jelenséget. Carrington arra gondolt, hogy egy nagyméretű meteor zuhant a Napba.

Carrington észlelése mindaddig nem keltett különösebb figyelmet, míg George Ellery Hale (1868-1938) 1926-ban föl nem fedezte a spektroheliográfot (egy napszínkép-fényképező berendezést). Ez lehetővé tette, hogy a Nap fényét hullámhosszonként külön-külön vizsgálják. A napkitörés fénye nagyon gazdag bizonyos hullámhosszokban, és ha a Napot ezeken a hullámhosszokon nézik, a „fler”-ek igen fényeseknek mutatkoznak.

Ma már tudjuk, hogy a „fler” elég gyakori jelenség. A napfoltokhoz kapcsolódik, és amikor a Napnak különösen sok ilyen foltja van, akkor az apróbb „fler”-ek pár óránként, a nagyobbak néhány hetenként jelentkeznek.

A napkitörések nagyenergiájú robbanások a Nap felületén. Olyan területek ezek, amelyek sokkalta forróbbak, mint az őket körülvevő, nem villódzó részek. Egyetlen, a napfelszínnek mindössze ezredrészére kiterjedő „fler” több nagyenergiájú sugárzást (ultraibolya fényt, röntgensugárzást, sőt gammasugarakat) bocsát ki, mint egyébként a Nap teljes felülete.

Bár a protuberanciák látványosak és néha napokig tartanak, ezek révén a Nap mégis nagyon kevés anyagot veszít. A „fler”-ekkel viszont más a helyzet. Jóval nehezebb észrevenni őket, és sokuk csak néhány percig tart; még a legnagyobbak is teljesen eltűnnek pár órán belül. Viszont akkora energiával rendelkeznek, hogy anyagot tudnak kilövellni az űrbe - anyagot, amely így örökre elvész a Nap számára.

Ennek megértése felé Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) német csillagász tette meg az első lépést, aki tizenhét éven keresztül szinte napról napra vizsgálta a Napot. 1843-ban rájött, hogy a Nap felszínén a foltok száma körülbelül tizenegy éves ciklusokban növekszik, illetve csökken. 1852-ben Edward Sabine (1788-1883) brit fizikus azt figyelte meg, hogy a Föld mágneses terének zavarai (a „mágneses viharok”) a napfolt-ciklussal párhuzamosan szaporodnak és csökkennek.

Ez eleinte csupán egy statisztikus állítás volt, mivel senki sem tudta, miféle kapcsolat lehet a két jelenség között. Idővel azonban, ahogy fény derült a napkitörések energetikai jellemzőire, az összefüggés is látható lett. Két nappal egy, a napkorong közepe táján (tehát közvetlenül a Földdel szemben) történt heves napkitörés után a Földön az iránytűk teljesen megzavarodtak, és látványos sarki fény tűnt föl.

Fontos a két nap késés. Ha a földi hatásokat a Napból jövő sugárzás okozná, akkor a „fler” és hatásai között nyolcperces időköz lenne, hiszen a Napból a sugárzás a fény sebességével halad a Föld felé. A kétnapos késés viszont azt jelenti, hogy bármi váltja is ki ezeket a hatásokat, annak mintegy 900 kilométer/másodperces sebességgel kell terjednie. Ez is gyors, de a fénysebességnek a nyomába sem ér. Ilyen sebesség az atomnál kisebb méretű (latinosan: szubatomi) részecskék esetében várható; és ha valamilyen, a Napban végbemenő történés ilyen, elektromos töltéssel rendelkező részecskéket zúdít ránk, akkor azok a Földre érve úgy hatnak az iránytűre és a sarki fényre, ahogyan azt megfigyelték.

Amint a Nap által kibocsátott szubatomi részecskéket fölfedezték, a Nap más tulajdonságait is kezdték jobban megérteni.

Ha a Hold teljesen eltakartja a Napot, szabad szemmel gyöngyházfényű ragyogás látható a helye körül, középpontjában az átlátszatlan, fekete holdkoronggal. Ez a napkorona, amely dicsfényként övezi a Napot.

Ugyanannak az 1842-es napfogyatkozásnak a során, amely a protuberanciák tudományos tanulmányozásának is elindítója volt, vizsgálták meg először figyelmesen a koronát. Erről is úgy találták, hogy a Naphoz, nem pedig a Holdhoz tartozik. 1860-ban kezdték fölhasználni a korona kutatásában a fényképezést, majd pedig ugyanezen célra színképelemzést is alkalmaztak.

1870-ben egy spanyolországi napfogyatkozás alatt vizsgálta meg először Charles Augustus Young (1834-1908) amerikai csillagász a korona színképét. A spektrumban talált egy fényes, zöld vonalat, amely egyetlen ismert elem egyetlen ismert vonalával sem egyezett meg. Más, furcsa vonalakat is talált, és ő volt az, aki - mint erre futólag már utaltam - föltételezte, hogy egy ismeretlen elem rejlik mögöttük, amelyet „koroniumnak” nevezett el.

A „koroniummal” (azonkívül, hogy színképvonalainak létezését följegyezték) mindaddig nem sokat lehetett kezdeni, amíg meg nem fejtették az atomszerkezet természetét. Minden atom középpontjában egy-egy nagyobb tömegű mag van, amelyet a külső övezet egy vagy több, kisebb tömegű elektronja vesz körül. Az atomnak, valahányszor eltávolítunk belőle egy elektront, megváltoznak a színképvonalai. Olyan atomok színképét ugyan tudták vizsgálni a kémikusok, amelyekből néhány elektront eltávolítottak, olyan technika viszont, amellyel nagyszámú elektront lehet eltávolítani az atomból, és amellyel aztán ilyen körülmények között tanulmányozni lehet a színképet, eleinte nem állt rendelkezésre.

1941-ben azután Bengt Edlén ki tudta mutatni, hogy az állítólagos „koronium” egyáltalán nem egy új elem. Közönséges elemek, mint a vas, a nikkel és a kalcium, amikor megfosztották őket vagy egy tucat elektronjuktól, ugyanolyan vonalakat produkáltak, mint a „koronium”. A „koronium” mögött tehát közönséges elemek bújtak meg, többszörösen elektronhiányos állapotban.

Ilyen többszörös hiány csak nagyon magas hőmérsékleten alakulhat ki, ezért Edlén úgy gondolta, hogy a napkoronának egy-két millió fokosnak kell lennie. Ezt először csaknem általános hitetlenkedés fogadta, ám végül, amikor beköszöntött a rakétatechnika kora, azt találták, hogy a korona röntgensugarakat bocsát ki - márpedig ez csak úgy lehetséges, ha hőmérséklete az Edlén által becsült érték körül van.

A korona ezek szerint a Nap külső légköre, amelyet folyamatosan táplál a kitörések által fölrepített és kidobott anyag. Ez a korona nagyon ritka, köbcentiméterenként egymilliárdnál kevesebb részecskét tartalmaz, így az átlagos sűrűsége nem sokkal nagyobb, mint a földi légkör tengerszinten mért sűrűségének egybilliomod része. Valójában ez egy rendkívül jó vákuum.

Az az energia tehát, amelyet a napkitörések, a mágneses mezők, illetve az örökkön hömpölygő konvekciós áramlás kiváltotta roppant hangrezgések dobnak föl a Nap felszínéről, aránylag kevés részecske között oszlik meg. Bár a korona teljes hőtartalma óriási térfogatához képest nem nagy, a kisszámú részecske mindegyikébe nagyon sok hő zsúfolódik - márpedig ez az „egy részecskére eső hő” az, amit mint hőmérsékletet mérünk.

A koronában levő részecskék a Nap felszínéről kilövellt különálló atomok, amelyek a magas hőmérsékleten mindegyik vagy legalábbis legtöbb elektronjukat elveszítették. Mivel a Nap jobbára hidrogénből áll, a részecskék legtöbbje hidrogénmag, vagyis proton. Mennyiségüket tekintve a hidrogén után a héliummagok következnek. Az összes többi, nehezebb atommag nagyon kis számban fordul elő. Még ha egyes nehéz magoknak szerepük is van a megfigyelhető „koronium”-vonalak létrejöttében, azok csak nyomokban lehetnek jelen.

A koronában a részecskék a Naptól minden irányban távolodva mozognak. Ahogy kifelé tartanak, a korona mind nagyobb és nagyobb térfogatot foglal el, ugyanakkor egyre ritkább és ritkább lesz. Így természetesen egyre gyöngébben és gyöngébben világít, míg egyszer aztán a Naptól bizonyos távolságra már nem is észlelhető tovább.

Az azonban, hogy a korona fokozatosan a megfigyelhetetlenségig halványodik, nem zárja ki, hogy kifelé száguldó részecskék formájában továbbra is létezzék. Eugene Newman Parker (1927- ) amerikai fizikus 1959-ben a napszél nevet adta ezeknek a száguldó részecskéknek.

A napszél túlterjed a belső bolygókon. Az űrszondák tanúsága szerint a Szaturnusz bolygó pályáján kívül is észlelhető, sőt nagyon lehet, hogy a Neptunusz, illetve a Plutó pályáján túl is észlelhető marad. Más szóval, a körülötte levő valamennyi bolygó a Nap óriási légkörén belül mozog. Igaz, ez a légkör olyan ritka, hogy a bolygómozgást semmilyen észrevehető módon sem befolyásolja.

Annyira azonban nem ritka, hogy másfajta figyelemre méltó hatásokat ne tudna kifejteni. A napszél részecskéi elektromos töltéssel rendelkeznek; ezek a részecskék alkotják a Föld mágneses terének csapdájába esve a „Van Allen-öveket”, ezek hozzák létre a sarki fényt, s befolyásolják a földi iránytűket, valamint az elektronikus eszközöket. A napkitörések ideiglenesen fölerősítik a napszelet, s ilyenkor egy időre ezek a hatások is nagymértékben fölfokozódnak.

A Föld környékén a napszél részecskéi 400-700 kilométer/másodperces sebességgel száguldanak, a részecskék száma pedig köbcentiméterenként egy és nyolcvan között mozog. Ha ezek becsapódnának a földfelszínre, a lehető legkárosabb hatással lennének az életre, a Föld mágneses tere és légköre azonban megóv bennünket ettől.

A Napból a napszéllel másodpercenként egymilliárd kilogrammnyi anyag szökik meg. Emberi mértékkel mérve ez hatalmas mennyiség, a Nap szempontjából azonban elenyésző. A Nap csaknem ötmilliárd éve van már a fősorozaton, és még öt-hatmilliárd évig ott is marad. Ha eközben mindvégig a jelenlegi ütemben veszít a tömegéből a napszél révén, akkor a fősorozaton való teljes tartózkodása alatt a tömegének mindössze úgy ötezred része megy veszendőbe.

Persze, egy jókora csillag tömegének az ötezred része sem akármilyen növekedést jelent a roppant csillagközi űrben sodródó anyagmennyiség szempontjából. Ez az első példa arra, hogyan szökhet ki anyag a csillagokból és hogyan növekedhet a csillagközi gáz mennyisége.

A Nap ebben a tekintetben is teljesen átlagos. Minden okunk megvan azt hinni, hogy valamennyi, még össze nem roppant csillagból távozik ilyen csillagszél.

A többi csillagot nyilvánvalóan nem tudjuk ugyanúgy megvizsgálni, mint a Napot, de ezekből is kapunk jelzéseket. A kicsiny, hideg vörös törpék fényessége például szabálytalan időközönként hirtelen megnő, s eközben a színük is fehérebbé válik. A kifényesedés időtartama néhány perc és egy óra között változik, és minden olyan tulajdonsággal rendelkezik, ami egy kisméretű csillag felszínén levő „fler”-től elvárható. Ezeket a vörös törpéket ezért flercsillagoknak hívják.

Egy „fler”, amely nem nagyobb a mi Napunkon szokásosnál, sokkalta jelentősebb hatást kelt egy kisebb csillagon. Az a „fler”, amely a Nap fényét csupán 1 százalékkal képes fokozni, egy halvány csillag fényének esetében 250 százalékos fényerő-növekedéshez is elegendő lehet.

Ha viszont így van, akkor egy vörös törpe igen komoly csillagszelet képes kelteni.

Egyes csillagok szokatlanul erős csillagszéllel rendelkeznek. A vörös óriások hatalmas kiterjedésűek, a legnagyobbak átmérője körülbelül 500-szor akkora, mint a Napé. Ez azt jelenti, hogy felszíni gravitációjuk aránylag kicsi, hiszen azt, hogy egy terjedelmes vörös óriásnak nagyobb a tömege, kiegyenlíti az, hogy felszíne rendkívül távol van a középponttól.

A vörös óriások ugyanakkor közel állnak ahhoz, hogy megszűnjenek kiterjedt csillagokként létezni: nemsoká összeroppannak. Ezért ritkamód nyugtalanok. Föltehetően nagy erők kényszerítik kifelé az anyagot a viszonylag gyönge felszíni gravitáció ellenében.

A Betelgeuze, ez a hatalmas vörös óriás elég közel van hozzánk ahhoz, hogy a csillagászok részletesebb adatokat gyűjthessenek róla. Csillagszelét például milliárdszor akkorára becsülik, mint amilyen a Napé. És bár a Betelgeuze tömege a Napénak tizenhatszorosa, ilyen ütemű kiáramlás mellett durván egymillió év alatt teljesen elfogyna - hacsak már jóval előbb össze nem roppan.

Föltételezhető, hogy saját égi világítótestünk napszele nem marad el túlságosan a csillagszelek általában szokásos erősségétől. Ha föltesszük, hogy Galaktikánkban a csillagok száma úgy 300 milliárd körül jár, akkor a csillagszelek által megszöktetett teljes tömeg mintegy 300 milliárdszor milliárd (3x10²⁰) kilogramm lehet másodpercenként.

Ez azt jelenti, hogy 200 évenként szökik ki a Nap tömegével egyenlő anyagmennyiség a csillagokból a csillagközi térbe. Ha elfogadjuk, hogy Galaktikánk tizenötmilliárd éves, és hogy a csillagszelek mindvégig változatlan iramban tették a magukét, az űrbe kiszökött összes csillaganyag körülbelül hetvenötmillió Nap-méretű csillag tömegének, vagyis a Galaktika tömege 1/2700-ad részének felel meg.

Csakhogy ez a szél a csillagok felszíni rétegeiből fúj, márpedig azok teljesen vagy csaknem teljesen hidrogénből és héliumból állnak. Ezért a csillagszél is teljesen vagy csaknem teljesen hidrogén- és héliummagokból áll, és nem járul hozzá nehéz magokkal a galaktikus keverékhez. A csillagok belsejében létrejövő nehéz atommagok ott is maradnak, nem zavartatva magukat a távoli felszínen kialakuló csillagszéltől.

Ha egy csillag (mint a mi Napunk is) szerkezetének felső rétegeiben, jóval kívül a legbelső övezeten nyomokban nehéz magokat is tartalmaz, akkor ilyen nyomok természetesen a csillagszélben is elő fognak fordulni. Ezek a nehéz magok viszont nem a szóban forgó csillag belsejében alakultak ki, hanem már annak létrejöttekor is jelen voltak. Valamilyen külső forrásból származnak - s ez a forrás az, amit keresünk.