ELSŐ GENERÁCIÓS CSILLAGOK

A világegyetem léte nagyjából tizenötmilliárd évvel ezelőtt, a „big bang”-gel vette kezdetét - méghozzá egy elképzelhetetlenül magas hőmérsékletű, ugyanakkor hihetetlenül apró szerkezet formájában.

Ez aztán rendkívüli hirtelenséggel tágulni és hűlni kezdett. Kezdetben sugárzásból (fotonokból) és kvarkokból, valamint elektronokból és neutrínókból állt, ezeket azonban hamar követték az olyan szubatomi részecskék, mint a protonok és a neutronok, amelyek már nagyobb tömeggel rendelkeznek. Ahogy a világegyetem tovább tágult és hűlt, a protonokból és a neutronokból olyan atommagok képződtek, mint a hidrogén-2, a hélium-3 és a hélium-4, de ezen túl aztán egy lépéssel sem ment a dolog. A folyamat pár perc leforgása alatt véget is ért, s a világegyetem óriási hidrogén- és héliummag-készlete készen állott.

További, talán 700 000 évig tartó tágulás és hűlés eredményeként csökkent le annyira a hőmérséklet, hogy a negatív töltésű elektronok a pozitív protonok, illetve az összetettebb magok közelébe férkőzhettek, ahol aztán az elektromágneses erők a helyükhöz szögezték őket.

Ily módon hidrogén- és héliumatomok jöttek létre. A héliumatomok, bármi történjék is, mindig önállóak maradnak, de ha két hidrogénatom ütközik össze elég alacsony hőmérsékleten, akkor azok egy kétatomos alakzattá, hidrogénmolekulává kapcsolódnak össze.

Ahogy a világegyetem tovább tágult és hűlt, úgy tágult vele együtt minden irányban a hidrogén és a hélium. Föltételezhetjük ezért, hogy az univerzum egy homogén felhő volt, amely ezeknek a gázoknak a keverékéből állt, s amely mindenütt folyamatosan ritkult, hiszen egyre nagyobb és nagyobb térfogatot kellett kitöltenie.

Bizonyos okoknál fogva azonban a felhő nem maradt egyenletes sűrűségű, más (görög eredetű) szóval: nem maradt homogén. Talán véletlen ingadozások és a nyomukban járó örvénylések okozták, hogy az atomok ide-oda sodródva az átlagosnál nagyobb sűrűségű, lassan forgó tartományokat képeztek, amelyek különváltak az átlagosnál kisebb sűrűségű tartományoktól.

Ha az atomok tovább folytatják rendezetlen mozgásukat, akkor ezek a különbségek végül is eltűnnek. A nagyobb sűrűségű részekből atomok mennek át a kisebb sűrűségűekbe, vagyis érvényesül a homogenitás visszaállítására irányuló tendencia. Persze, a véletlenszerű mozgások és örvénylések újra létrehozhatnak nagyobb sűrűségű tartományokat, de ezek helye (akárcsak a kisebb és nagyobb nyomású övezeteké a földi légkörben) állandóan változik.

Ha azonban egy nagy sűrűségű régió alakul ki, akkor az állandónak bizonyulhat. Az ilyenekben a gravitációs tér erőssége a sűrűséggel párhuzamosan nő. A gravitációs tér egyszer csak erősebbé válik, mint a rendezetlenül mozgó atomok szétszóródási tendenciája. Sőt, a nagyobb sűrűségű tartomány gravitációs tere arra is elég erős lehet, hogy befogja a kisebb sűrűségű régiók atomjait, és így a sűrűbb részek még sűrűbbekké, a kevésbé sűrűek pedig még kisebb sűrűségűekké válnak.

Röviden: a homogén hidrogén-hélium keverék egy idő múlva hatalmas felhőkké tömörül, amelyeket szinte légüres tér választ el egymástól.

Egy-egy hatalmas gázfelhőnek a tömege és a térfogata fölér egy galaxiséval, sőt akár egy galaxishalmazéval is. Az ilyeneket protogalaxisoknak nevezhetjük. A protogalaxisokon belül az atomok rendezetlen mozgása további egyenetlenségeket idéz elő. A végén a protogalaxisok már kisebb gázfelhők milliárdjaiból állnak, amelyeket gyakorlatilag üres tér választ el egymástól. A kisebb felhők ugyanúgy forognak bennük, mint ahogy a protogalaxisok is forognak egymáshoz képest. (Érdekes módon ezek a forgások különböző irányúak, és ha összegezzük őket, akkor a különböző irányok kiegyenlítik egymást, az univerzum mint egész tehát nem forog.)

Minden gázfelhőnek megvan a saját gravitációs tere. Amelyik elég sűrű, annak a gravitációs tere is elég erős lesz ahhoz, hogy elkezdje összehúzni a felhőt.

Ha pedig az összehúzódás beindult, akkor a felhő sűrűsége tovább nő, s ennek következtében a gravitációs térereje is nőni fog. Az erősbödő gravitációs tér viszont szükségszerűen fokozza az összehúzódást. Más szóval, ha egyszer egy gázfelhő elkezd összehúzódni, akkor ennek az összehúzódásnak mind gyorsabbá és gyorsabbá kell válnia.

Ahogy a felhő összefelé húzódik, a nyomás és a hőmérséklet a közepén folyton növekszik, s egyszer csak elég nagy lesz ahhoz, hogy beindulhasson a magfúzió. A felhő hamarosan annyira forró lesz, hogy fényt képes kibocsátani: többé már nem gázfelhő, most már csillag lett belőle.

A csillagkeletkezés minden protogalaxisban lejátszódott, úgyhogy mire a világegyetem egymilliárd éves lett, a protogalaxisok gázfelhői ragyogó csillagokkal teli galaxisokká alakultak át. Ezek közül való a mi Galaktikánk is.

Keletkezésük idején a galaxisok kizárólag hidrogént és héliumot (főleg hidrogént) tartalmaztak. A létrejövő csillagok is tisztán hidrogénből és héliumból álló, úgynevezett első generációs csillagok voltak.

Ha úgy képzeljük el a dolgot, hogy az összes gázfelhő ilyen első generációs csillagokká sűrűsödött, akkor az a látszat keletkezik, mintha ez a folyamat egyszer s mindenkorra véget ért volna. Az első generációs csillagok viszonylag kicsik és nyugodtak, könnyen ottmaradhatnak akár tizennégy milliárd évig is a fősorozaton, így aztán még ma is vígan léteznek. Ha némelyikük fehér törpévé roppan is össze, az aránylag csöndben zajlik le.

Egyes galaxisokban valóban nagyon kevés gáz- és porfelhő van, és gyakorlatilag minden csillaguk első generációs. Ezekben protogalaxis-korukban a gázfelhők eloszlása bizonyára eléggé egyenletes volt, maguk a felhők pedig méretüket tekintve viszonylag egyformák lehettek.