Az aszteroidák, amelyeket már leírtam, lehetnek parányiak, de akkor is a Nap körül keringő égitestek, létezésükről mégsem tudott senki 1801-ig. Átfogalmazhatjuk ezt a kérdést úgy, hogy léteznek-e olyan nagy planéták is, amelyekről az ókori ember nem tudott?
A késői 1700-as évekig ez is olyan kérdésnek számított, amelyet értelmes ember nem tett volna fel. A hét „vándorló csillag”, a Nap, a Hold, a Merkúr, a Vénusz, a Mars, a Jupiter és a Szaturnusz már i.e. 3000 évvel ismeretes volt a sumérok előtt. A következő 4700 évben ezeken kívül egyetlen más objektumot sem fedeztek fel a csillagok között (az üstökösöket kivéve). Hogyan létezhetnének hát még ismeretlen planéták? Mivel az ismert égitestek mind fényesek és eltéveszthetetlenek voltak, minden bizonnyal a többinek is így kellene kinéznie, akkor pedig könnyű lenne rájuk bukkanni. Ebből az következik, hogy nincsen belőlük több.
A planéták már nem ragyogó objektumok, amelyek saját fényüket sugározzák, mint ahogyan azt mindenki hitte még a sumér időktől kezdve. Fázisait megfigyelve, először a Holdról derítették ki az ókori görögök, hogy valójában egy sötét objektum, később a teleszkóp felfedte, hogy a Merkúr és a Vénusz is hasonló fázisokat mutat, vagyis nem rendelkeznek saját fénnyel. Így azután feltételezték, hogy minden planéta sötét test, amely csupán akkor. látható, ha visszatükrözi a Nap fénysugarait.
Ebben az esetben minél messzebb van egy bolygó a Naptól és minél kisebb, annál kevesebb fény éri, tehát kevesebbet ver vissza, és ennek megfelelően halványabban fog megjelenni az égen. Ha a Szaturnusz mögött további planéták is találhatók és azok lényegesen kisebbek a gyűrűs bolygónál, akkor azok olyan gyengén világíthatnak, hogy a csillagászok, akik arra számítottak, hogy minden égitest ragyog, nyilván ügyet sem vetettek rájuk. Azonkívül minél messzebb található egy bolygó a Naptól, annál lassabban mozog a pályáján, úgyhogy a csillagos háttér előtti mozgása még inkább elrejtheti.
Mindez tökéletesen világos annak, aki utólag bölcs, de-a csillagászok, még akkor is, amikor már teleszkópot használtak, annyira megszokták a gondolatot, miszerint a planéták fényesek, hogy eszükbe sem jutott halványakat is keresni, és tulajdonképpen ki is zárták annak a lehetőségét, hogy ilyenek léteznek.
Amikor 1781-ben végre új bolygót fedeztek fel, ez véletlenül történt. William Herschel (aki elsőként javasolta az asteroid kifejezés használatát) szakmáját tekintve zenész volt, a csillagászatot csupán hobbiból űzte. Amikor teleszkópot akart vásárolni, be kellett látnia, hogy azok, amelyeket megengedhet magának, nem túl jók, így azután tervezett egyet saját kezűleg, és az jobbnak bizonyult, mint a meglévők. Ezzel a házilag készített teleszkóppal talált rá arra az égi objektumra, amely a planétákhoz hasonlóan kis fénykorongnak látszott. Először meg sem fordult a fejében, hogy egy bolygóról lehet szó, ugyanis egy üstököst gyanított. De az üstökösök ködbe burkolóznak, ennek a korongnak viszont jól kivehető volt a körvonala, és jóval lassabban mozgott a csillagokkal telehintett háttér előtt, mint a Szaturnusz, ami azt jelentette, hogy lényegesen messzebb is található tőle a Nappal ellentétes irányban. Valójában egy új bolygót fedezett fel, amely az Uránusz nevet kapta. Ez kétszer olyan távol esik a Naptól, mint a Szaturnusz – 2,87 milliárd kilométerre –, és olyan halvány, hogy szabad szemmel alig látható.
Azóta két további bolygót is felfedeztek, amelyek még messzebb keringenek a Nap körül, mint az Uránusz. Ezek valójában annyira távoliak és sápadt fényűek, hogy a teleszkóp felfedezése előtt semmiféleképp sem lehetett volna rájuk bukkanni. Az Uránusz után következő bolygót 1846-ban fedezték fel és a Neptunusz nevet adták neki, a mögötte található kicsi planétát pedig 1930-ban találták meg, és Plútó névre keresztelték. E bolygó pályájának legtávolabbi pontján 12 milliárd kilométerre távolodik elé a Naptól, úgyhogy a Herschel előtti időkhöz képest, amikor a Szaturnuszt tartották a legtávolabbi planétának, az új égitestek majdnem a négyszeresére növelték a bolygórendszer ismert átmérőjét.
Az Uránusz és a Neptunusz szintén óriásbolygók, noha korántsem olyan nagyok, mint a Jupiter vagy a Szaturnusz. Mindkettőjük álmérője kb. 50 000 kilométer, ami három és félszer nagyobb a Földénél. Az Uránusz tömege kb. tizenötszöröse, a Neptunuszé a tizenkétszerese a Föld tömegének. Sűrűségük nagyjából a Jupiterének felel meg. Ebből az következik, hogy a Föld csupán a hatodik legnagyobb objektum a Naprendszeren belül, legalábbis mai ismereteink szerint: a Nap és négy bolygó, a Jupiter, a Szaturnusz, az Uránusz és a Neptunusz számottevően nagyobbak nála. A csillagászok még mindig kutatnak újabb tekintélyes méretű bolygók után (a Plútó ugyanis olyan kicsi, hogy alig lehet besorolni), de egyelőre egyet sem találtak.

 

 

Miben különböznek az óriásbolygók?

A külső naprendszer négy óriás bolygója sok mindenben különbözik a Földtől és a belső régiók ismerős világaitól. Ott van például az alacsony sűrűségük, ami azt jelenti, hogy egészen más anyagokból tevődnek össze, mint a Föld, amit később még látni fogunk. Mindegyiküknek nagy és sűrű légköre van, állandó felhőrétegekkel, amit mi úgy észlelünk, mint ezeknek a planétáknak a felszínét (hiszen szilárd felületüket nem látjuk).
A Jupiter, lévén legközelebb a Naphoz, a legtöbb energiához jut hozzá, így légkörét hatalmas viharok kavarják fel. Ezek közül legjelentősebb a nyilvánvalóan állandó jellegű tornádó, amelyet színe miatt Nagy Vörös Foltnak neveztek el. Első ízben egy angol tudós, Robert Hooke (1635-1703) tesz róla említést 1664-ben.
A Szaturnusz és az Uránusz csendesebbek a Jupiternél, de a Neptunuszról, amely négyük közül a legtávolabb kering a Naptól, 1989-ben a Voyager 2 űrszonda kiderítette, hogy ugyanolyan szélviharok tombolnak a felszínén, mint a Jupiteren. A tudósok nem tudják pontosan, hogy ennek mi lehet az oka. Szintén található rajta egy Nagy Sötét Folt, amely alakjában és helyzetében hasonlatos a Jupiteren található rokonához. (Az igazi óriás egyébként a Jupiter, hiszen a naprendszer Napon kívüli tömegének 70 százaléka benne található meg.)
Az óriásbolygók mindegyikét számos mellékbolygó kíséri. A legtöbbjük elég kicsi, de miután Galilei 1610-ben felfedezte őket, tudjuk, hogy a Jupiternek négy is van belőlük, amelyek akkorák vagy nagyobbak, mint a Hold. A Szaturnusz körül egy kísérő kering, a Titán, amelyet 1655-ben Huygens fedezett fel. A Neptunusznak szintén egy holdja van, a Triton, amelyre 1846-ban egy angol csillagász, William Lassell (1799-1880) bukkant rá.
A négy közül az Uránusz a legkülönösebb. Minden bolygónak van egy tengelye, amely meghatározott szöget zár be a keringés síkjával. A Föld, a Szaturnusz, és a Neptunusz esetében ez a szög körülbelül 25°-os. A Jupiter tengelye kis híján merőleges. Az Uránusz forgástengelye viszont majdnem vízszintes helyzetű, emiatt úgy tűnik, hogy szinte „gurul” a pályáján. Nyolcvannégy év alatt kerüli meg egyszer a Napot, mialatt pályájának egy bizonyos pontján az északi sark pontosan a Nap felé mutat, hogy negyvenkét év múlva ugyanez a déli sarokról legyen elmondható. Feltételezhető, hogy a planéták keletkezése során számtalan, különböző erősségű összeütközés történt, amely végül meghatározta forgástengelyük dőlésszögét. Hasonló okokkal magyarázható az Uránusz feltűnően nagy dőlésszöge is.
Az óriásbolygók közül kétségtelenül a Szaturnusz viszi el a pálmát. Mivel ez volt a legtávolabbi bolygó, amikor Galilei először irányította rá a teleszkópját nem tudta különösebben jól szemügyre venni. Ennek ellenére úgy tűnt neki, hogy mindkét oldalán van egy kidudorodás. Lehet, hogy hármas bolygó? Ennek nem sok értelme látszott, ezért 1612 folyamán felhagyott a megfigyeléssel. 1614-ben egy német csillagász, Christoph Scheiner (1575-1650), a Szaturnuszt vizsgálva teleszkópján át úgy találta, hogy az nem kidudorodás a két oldalán, hanem valamiféle fényes, sarlószerű képződmény. A rejtélyt 1655-ig nem sikerült megoldani, amikor Huygens (az ingaóra feltalálója) egy lapos gyűrűt fedezett fel a Szaturnusz körül, amely a bolygó egyenlítője felett keringett, anélkül, hogy azzal érintkezett volna. 1675-ben Cassini (aki első ízben állapította meg a Mars parallaxisát) felfigyelt egy sötét vonalra, amely a gyűrűt kettéosztotta úgy, hogy egyik gyűrű a másikon belül foglalt helyet. Ezt a vonalat azóta Cassini osztóvonalának nevezik.
A gyűrűk ragyognak, fényesebbek, mint maga a Szaturnusz gömbje, és hatalmasak is. Ők teszik a Szaturnuszt azzá, amiben sok megfigyelő egyetért: a legmeghökkentőbb és egyben leggyönyörűbb jelenséggé, amit csak teleszkópunkon át láthatunk. A gyűrűk külső pereme közötti legnagyobb távolság eléri a 272 000 kilométert. Egy Föld méretű gömb huszonegy és félszer férne bele a gyűrűk által alkotott körbe. Szélességük több mint a kétszerese a bolygó szélességének, bár természetesen nagyon vékony gyűrűkről van szó (hasonlóan egy hanglemez barázdáihoz), ezért igen keveset adnak hozzá a Szaturnusz tömegéhez.
De mik is ezek a gyűrűk? Vajon szilárd anyagkorongok? 1859-ben egy angol matematikus, James Clerk Maxwell (1831-1879) bebizonyította, hogy amennyiben a gyűrűk szilárd korongok lennének, a Szaturnusz vonzó, és taszítóereje következtében azok darabokra törnének. Arra a következtetésre jutott, hogy a gyűrűket különálló részecskék alkotják, amelyek csupán a nagy távolság következtében tűnnek tömörnek, ahogyan a tengerpart is annak látszik, amíg a közelébe nem érünk, és nem látjuk, hogy homokszemcsékből áll.
S vajon miből keletkeztek ezek a gyűrűk?
1850-ben egy francia csillagász, Édoard Roche (1820-1883) azt próbálta megfejteni, mi történne akkor, ha a Hold valami módon közelebb keringene a Földhöz. Arra az eredményre jutott hogy a Föld vonzó-taszító erejének árapály-effektusa a Hold távolságának köbével fordított arányban növekedne, vagyis ha a Hold jelenlegi távolságának csupán a felére keringene tőlünk, a Föld árapály effektusa kettő a harmadikon, azaz nyolcszor akkora erővel hatna rá, mint most. Ha jelenlegi távolságának egyharmadára közelítene meg bennünket, ez a vonzó-taszító erő három a harmadikon, vagyis huszonhétszer hatna erősebben, mint most.
Roche meghatározta, hogy amennyiben a Hold a Föld sugarának csupán a 2,44-szeresére kéringene bolygónktól, ez a Roche-határ, az árapály-effektus elég erős lenne ahhoz, hogy darabokra szakítsa a Holdat. Miután a Föld sugara 6350 kilométer, a Holdnak ehhez 15 500 kilométerre kellene lennie a Föld középpontjától, ami jelenlegi távolságának mindössze egy huszonötöd része. (Persze, ha a Hold ilyen közel kerülne hozzánk, nagyon erős árapály-hatást fejtene ki a Földre, de mivel planétánknak erősebb a gravitációs vonzereje, ilyen megterhelés alatt is egyben maradna.) Ha a Föld közelében a Roche-határon belül léteznének anyagdarabok, a Föld árapály-effektusa megakadályozná őket abban, hogy olyan nagy mellékbolygóvá egyesüljenek, mint a Hold.
A Szaturnusz esetében a Roche-határ a bolygó sugarának 2,44-szeresét teszi ki, vagyis 146 400 kilométert. A Szaturnusz gyűrűi teljes egészében ezen a határon belül helyezkednek el, vagyis az anyag, amelyből állnak, sohasem állhat össze egyetlen, nagyobb méretű mellékbolygóvá. Minél kisebb egy objektum, annál kisebb erővel hat rá az árapály-effektus, ezért a kisebb kísérőbolygók némelyike, s habár a Roche-határon belül helyezkedik el, mégsem zúzódik darabokra.
A csillagászokat éveken át foglalkoztatta a kérdés, hogy miért csak a Szaturnuszt övezik gyűrűk, illetve hogy a többi gáznemű óriást miért nem. 1977-ben azután felfedezték, hogy az Uránusz is rendelkezik gyűrűkkel. Amikor az említett évben az Uránusz egy csillag előtt haladt el, annak fénye több ízben is elhalványult, mielőtt az Uránusz ténylegesen elfedte volna, valójában anyaggyűrűk takarták el. Jóllehet ezek olyan vékonyak, ritkák és sötétek voltak, olyan kevés fényt vertek vissza, hogy a Földről láthatatlanok voltak. De amikor az űrszondák elérték az óriásbolygókat, és lefényképezték őket, az Uránusz vékony gyűrűi világosan láthatóvá váltak. Hasonlóan vékony gyűrűt fedeztek fel a Jupiter körül, és a Neptunuszról is kiderült, hogy rendelkezik néhánnyal.
Úgy látszik, hogy minden óriásbolygót gyűrű övez, de vajon miért épp a Szaturnuszé szélesebb és fényesebb olyan sokkal, mint a többi? Összefüggésben lehet ez a Szaturnusz különösen alacsony sűrűségével? A csillagászok még mindig nem tudják ezekre a kérdésekre a választ.

 

 

Van-e élet a Vénuszon?

A legutóbbi évtizedekben sokat megtudtunk azokról a bolygókról, amelyeket azelőtt nem is ismerhettünk, és ezt nagyrészt a technika fejlődésének köszönhetjük, beleértve a rádióhullámok használatát (amiről a későbbiekben bővebben is szót ejtek majd) és az űrszondák fellövését.
1974-ben és 1975-ben, például az amerikai Mariner-10 űrszonda három ízben is elhaladt a Merkúr mellett, és minden alkalommal fényképeket készített. Harmadszorra 327 kilométeren belül közelítette meg a Merkúr felszínét. A bolygóról készült felvételek a holdbélihez nagyon hasonló tájat mutattak, amelyet mindenfelé kráterek borítottak. A Merkúr felszínének csupán háromnyolcadáról készültek felvételek, és ezen a területen 200 kilométer átmérőjű kráterek is láthatók.
Kezdetben úgy vélték, hogy a Merkúr nyolcvannyolc nap alatt fordul meg a saját tengelye körül, és ugyanennyi időbe telik az is, amíg megkerüli a Napot, vagyis állandóan ugyanazzal az oldalával fordul központi csillagunk felé. Azonban kiderült, hogy forgása ötvenkilenc napos, vagyis amíg a Nap körül leír két kört, addig három fordulatot végez.
A Merkúrról teljes mértékben hiányzik a levegő és a víz, továbbá nagyon forró (ugyanis a Naptól való távolsága csupán 60 millió kilométer), amiből igen egyértelműen arra következtethetünk, hogy felszínén nem található a miénkhez hasonló élet, sőt még valószínűbb, hogy annak egyéb formája sem.
De mi a helyzet a Vénusszal? Úgy tűnik, hogy ez egy egészen más kérdés. A Vénusz pályája a miénk és a Merkúr pályája között helyezkedik el. A Naptól háromnegyed annyira kering, mint a Föld, ezért arra kell számítanunk, hogy melegebb, mint a mi bolygónk, de talán nem olyan nagyon sokkal.
1761-ben egy orosz tudós, Mihail Vasziljevics Lomonoszov (1711-1765) észlelte elsőként, hogy a Vénusznak légköre van. Mi több, ez az atmoszféra vastag, állandó felhőréteggel teli, amely a ráeső napfény háromötödét visszaveri, kétszer annyit, mint amennyit a Föld visszatükröz. Ez valamivel tovább hűtheti a bolygót, amely így alkalmasnak bizonyulhat élet hordozására, különösen azért, mert a felhők nyilván a víz, netalán óceánok jelenlétére utalnak.
Laplace ködfoltelmélete szerint a Vénusz később vált le a Napról, mint a Föld, vagyis a miénknél fiatalabb világnak számít. Ettől kezdve a tudományos-fantasztikus irodalom művelői. Gyakran úgy írtak róla, mint egy olyan helyről, ahol az élet a földinél korábbi szakaszában jár, egy élettől hemzsegő tropikus paradicsomról, amelyben a dinoszauruszok számítanak az uralkodó állatfajnak.
1860 után a tudósok rájöttek, hogyan elemezzék a fénylő objektumokról érkező fényt avégett, hogy megfejtsék azok vegyi összetételét (amely folyamatot a későbbiekben fogok leírni). Ezt a technikát alkalmazva egy amerikai csillagász, Walter Sydney Adams (1876-1956) széndioxidot talált a Vénusz légkörében. Az az igazság, hogy a széndioxidot könnyebb kimutatni, mint az oxigént vagy a nitrogént (a Föld légkörének fő összetevőit), ezért talán nem is olyan meglepő, hogy éppen ez volt az első vegyület, amelyet a Vénuszon találtak. Mindamellett a mi légkörünkben a széndioxid mindössze 0,03 százalékot tesz ki, amit nem lenne könnyű kimutatni, ezért magától értetődik a feltételezés, hogy a Vénusz légkörében lényegesen több széndioxid található, mint a miénkben.
Ennek a felfedezésnek a jelentősége abban a tényben rejlik, miszerint a széndioxid sokkal nagyobb mértékben nyeli el az infravörös sugarakat, mint az oxigén vagy a nitrogén. (Az infravörös sugarak a színskála vörös végén túl helyezkednek el, szabad szemmel nem láthatjuk, viszont műszereinkkel észlelhetjük őket.) A Vénuszhoz vagy a Földhöz hasonlatos bolygó a Nap látható sugarai révén nyeri melegét, amelyek egyaránt könnyen hatolnak át az oxigénen, a nitrogénen és a széndioxidon is. A planéta az éjszaka folyamán adja le ezt a meleget infravörös sugarak formájában, amelyek áthatolnak az oxigénen és a nitrogénen, de a széndioxid elnyeli őket. A lekötött infravörös sugarak kissé tovább fűtik a légkört, és a bolygót melegebbé teszik annál, amilyen akkor lenne, ha légköre nem tartalmazna széndioxidot. A Földön ez az üvegházhatás, ahogyan nevezik, viszonylag csekély, mivel kevés széndioxid van rajta jelen. A felmelegedés éppen ahhoz volt elegendő, hogy kiemelje bolygónkat a jégkorszakból, és lakhatóvá tegye. A Vénuszon ugyanakkor a nagyobb mennyiségű széndioxid a hőmérséklet fokozottabb emelkedését okozza, és ezt a bolygót melegebbé teszi, mint azt korábban feltételezték.
Minden objektum rádióhullámokat bocsát ki, amelyek még messzebb találhatók a színskála vörös vége alatt, mint az infravörös sugarak. A második világháború után a csillagászok alkalmazni kezdték a világűri objektumok által kibocsátott rádióhullámok vételének és elemzésének technikáját is. 1956-ban amerikai csillagászok egy csoportjának, amelyet Cornell H. Mayer vezetett, sikerült befogni azokat a rádióhullámokat, amelyeket a Vénusz sötét oldala sugárzott. Minél melegebb egy test, annál több és erősebb rádióhullámot ad le, márpedig Mayert egyaránt bámulatba ejtette az általa fogott rádióhullámok mennyisége és intenzitása. Ezek arra utaltak, hogy a Vénusz hőmérséklete még az éjszakai oldalon is messze meghaladja a víz forráspontját.
1962-ben a Mariner 2 űrszonda átsiklott a Vénusz felett, és nagyon pontosan bemérte a róla érkező rádióhullám kisugárzást. Azóta más szondák is ugyanezt tették, némelyikük még le is szállt a bolygó felszínére. A Vénusz felszíni hőmérséklete annak valamennyi részén kb. 427 Celsius-fokot tesz ki, aminek elsősorban az az oka, hogy a Vénusz légköre mintegy 90-szer sűrűbb a Föld atmoszférájánál, és hogy 98,6 százalékában széndioxidból áll (a Vénusz lépkörében 7600-szor annyi széndioxid található, mint a Földében). Ezek a körülmények eredményezték a fokozott üvegházhatást.
Ilyen magas hőmérsékleten a Vénusz kiszáradt. Felhőiben található ugyan némi vízpára, de az is kénsavat tartalmaz. A Vénusz tehát kimondottan barátságtalan világ, és a miénkhez hasonló életformának semmi esélye sincs rajta. Az sem látszik valószínűnek, hogy emberek valaha is leszállhatnak a felszínére, minden feltárásnak ember nélküli eszközökkel kell majd történnie.
Mindazonáltal a rádióhullámok keresztülhatoltak a felhőrétegen, és lehetővé tették számunkra, hogy elkészítsük a bolygó szilárd felszínének térképét és lemérjük tengely körüli forgásának sebességét. Ezek az adatok újabb meglepő felfedezéshez vezettek. Kiderült, hogy a Vénusz rendkívül lassú körforgást végez. 243 földi napba telik, amíg leír egy fordulatot saját tengelye körül, ráadásul a többi planétával ellentétben, kelet-nyugat irányban forogva. Egyelőre nem tudjuk, hogy ennek mi lehet az oka.
Mindenesetre a Vénusszal nem számolhatunk, mint az élet lehetséges lakóhelyével.

 

 

Van-e élet a Marson?

A Mars mindig annak a bolygónak számított, amelyen a legtöbben remélték az élet felfedezését. Nagyjából 50 százalékkal messzebb található a Naptól, mint a Föld, tehát valószínűleg hidegebb, de talán nem túl hideg világnak számít.
A Marsnak is van légköre, de nincs a Vénuszéhoz hasonló, állandó felhőrétege, sőt még annyi felhő sem borítja, mint a Földet, így jól kivehetők felszínének mintázatai. 1659-ben Huygens távcsövével érzékelte ezeket a mintázatokat, és megállapította, hogy a Mars, bár szembetűnően kisebb a Földnél, kb. 24 és fél nap alatt fordul meg a tengelye körül, ami majdnem megegyezik bolygónk forgási idejével.
1784-ben Herschel bebizonyította, hogy a Mars tengelye körülbelül ugyanabban a szögben hajlik a Nap felé, mint a Földé, tehát a rajta váltakozó évszakok is hasonlóak lehetnek a mieinkhez, azzal, hogy mindegyik hidegebb földi megfelelőjénél, és kétszer annyi ideig tart, mivel a Mars távolabb van a Naptól, és 687 napba telik, amíg megkerüli azt. Herschel hósapkákat is talált a Mars északi és déli pólusán, ami a víz jelenlétére utalt.
A hajdani csillagászok megkísérelték feltérképezni a Mars mintázatát, de nem jártak számottevő sikerrel, ugyanis nem akadt közöttük kettő, akinek a kezéből ugyanaz a térkép került volna ki. Azonban a Mars bizonyos időszakokban jobban megközelíti a Földet, mint máskor, minden harminc évben pedig sor kerül a legközelebbi találkozásra, amikor millió kilométernél nem sokkal többre található bolygónktól. Csak a Vénusz közelít meg bennünket ennél jobban, időnként mindössze 42 millió kilométerre. Minden ilyen megközelítés alkalmával a Mars tisztábban megfigyelhető, és természetesen a csillagászok felszerelése is mindig tökéletesedett két találkozás között.
1877-ben is egy ilyen megközelítésre került sor, és egy olasz csillagásznak, Giovanni Virginio Schiaparellinek (1835-1910) sikerült elkészítenie a Mars mintázatának addigi legjobb térképét, amely ellen a többi csillagásznak sem volt kifogása. Schiaparellinek feltűnt, hogy a Marsot borító sötét minták közül sok hosszú és egyenes. A csillagászok már őelőtte is megfigyelték ezeket az ábrákat, de Schiaparelli sokkal többet talált belőlük másoknál. Mivel ezek a sötét vonalak feltételezhetően vízmedreket jelenthettek, Schiaparelli „kanálisoknak” nevezte el őket. Az erre szolgáló olasz canali kifejezést használta, amit az angol és az amerikai csillagászok canalsnek fordítottak. Ez egy jelentős tévedés volt: amíg angolul a channel természetes vízmedert jelent, addig a canal mesterségeset. Amint a csillagászok a Mars kanálisokról kezdtek beszélni, az emberek mindjárt azt képzelték, hogy azokat intelligens Mars-lakók építették.
Ez logikusnak tűnt. A Mars alacsony (a Földinek mindössze kétötödét kitevő) felszíni gravitációja következtében nem tudta visszatartani a vízpárát, amely így kiszivárgott a világűrbe, folyamatosan száradó sivataggá változtatva a bolygót. Hogy életben tarthassa magát, és hogy ne menjen tönkre a mezőgazdasága, a marsbéli civilizáció érvekkel alátámasztható módon bonyolult csatornarendszert építhetett, hogy a hósapkákból a melegebb egyenlítői régiókba vezesse a vizet. Ez egy igen drámai szituációt körvonalazott, amely nagy hatással volt a közvéleményre és a csillagászok némelyikére egyaránt.
A Mars-csatornák és a marsbéli élet elméletének legbefolyásosabb támogatója egy amerikai csillagász, Percival Lowell (1855-1916) volt. Lowell – gazdag lévén – magánobszervatóriumot alapított Arizonában, ahol a mérföldnyi vastag, száraz sivatagi légkör és a városi világítástól való távolság kitűnő látási feltételeket teremtettek. Ebben a csillagvizsgálóban a fényképek ezreit készítette a Marsról és részletes térképeket, amelyek végül több mint ötszáz csatornát ábrázoltak. 1894-ben könyvet adott ki Mars címmel, amely tovább terjesztette azt a tévhitet, miszerint ez a planéta intelligens életformának ad otthont.
Herbert George Wells (1866-1946) angol író Lowell könyve alapján írta meg a Világok harca című regényét, amely először 1898-ban jelent meg. Ebben a marslakók megtámadják a Földet, hogy megszerezzék bolygónk bőséges vízkészletét. A nagyszabású terv végső célja az volt, hogy a marslakók áttelepüljenek a Földre – természetesen előtte likvidálták volna valamennyi földlakót. A fejlett marsbéli technológiával szemben a földlakóknak nem volt semmi esélyük az invázió visszaverésére, de végül a Mars-lakók mégis vereséget szenvednek, mert szervezetük nem tudja felvenni a harcot egy földi baktériummal. Ez a regény volt a bolygóközi hadviselés első jelentős ábrázolása, olyan jól és ijesztően lett megírva, hogy sokkal több embert győzött meg a marsbéli élet létezéséről, mint Lowell könyve.
Akadt azonban olyan is, aki nem fogadta el a Mars-csatornák elméletét. Egy amerikai csillagász, Edward Emerson Barnard (1857-1923), aki kitűnő látásáról volt ismert, sohasem látott csatornákat a Marson, és hangsúlyozta, hogy csupán optikai csalódásról van szó. Ha csak apró, szabálytalan sötét foltot lát, a szem hosszú, egyenes vonalként érzékelheti őket.
Edward Walter Maunder (1851-1928) angol csillagász ellenőrizte ezt az állítást. Köröket állított fel, amelyekbe elmosódott, szabálytalan foltokat helyezett, és olyan távolságra, ahonnét már alig láthatták, hogy mi van ezekben a körökben, iskolás gyerekeket állított. Azután megkérte őket, rajzolják le, amit láttak, és azok egyenes vonalakat húztak, azokhoz hasonlóakat, amelyek Schiaparelli és Lowell Mars-térképein láthatók.
Más csillagászok is hangot adtak ellenvetésüknek, de Lowell továbbra is ragaszkodott elméletéhez, és a köztudatban tovább gyűrűzött a dráma. Wells regénye után több mint ötven évig a tudományos-fantasztikus írók valósággal megszállottai voltak a Mars csatornáinak és az intelligens Mars-lakóknak.
Azonban a tudományos eredmények fokozatosan kizárták a marsbéli élet lehetőségét. 1926-ban két amerikai csillagásznak, Williain Weber Coblentznek (1873-1962) és Carl Otto Lamplandnek (1873-1951), sikerült lemérnie azt a csekély mennyiségű hőt, amelyet a Mars sugárzott ki, és kiderítették, hogy bár a Mars egyenlítői része a napos oldalon egészen kellemes lehet, a marsbéli éjszaka hideg, akár az Antarktisz. Ekkora hőmérséklet-csökkenés a húsz órás Mars-éjszaka során arra engedett következtetni, hogy a bolygó légköre nagyon vékony lehet.
1947-ben a holland-amerikai csillagász, Gerard Peter Kuiper (1905-1973), széndioxidot mutatott ki a Mars légkörében, de nem sikerült semennyi oxigént vagy nitrogént találnia. Nem elég tehát, hogy a Mars légköre valószínűleg túl ritka ahhoz, hogy lélegezhető legyen, hanem az összetétele sem tenné erre alkalmassá, még akkor sem, ha sűrűbb lenne. A marsbéli intelligens élet létezésének lehetősége tehát egyre csekélyebb lett.
Nyilvánvalóan szükség volt egy közeli szemrevételezésre, amit a rakétakorszak eljövetele lehetővé is tett. 1965-ben a Mariner 4 űrszonda 10 000 kilométeres távolságon belül haladt el a Mars felszínétől, amelyről húsz felvételt készített, és azokat visszaküldte a Földre. Ezeken a fényképeken nyoma sem volt a csatornáknak, csupán kráterek látszottak rajtuk, amelyek hasonlítottak a Holdon találhatóakhoz. Mi több, a Mariner 4 rádióhullámokat küldött a Mars légkörébe, amelyről kiderült, hogy sűrűsége a földi légkör sűrűségének mindössze egy-két századrészét teszi ki, fő alkotóeleme pedig a széndioxid.
A Marson található intelligens élet esélye tovább csökkent, amikor az újabb szondák még jobb és részletesebb felvételeket készítettek erről a bolygóról. 1971 végén a Mariner 9 Mars körüli pályára állt, és feltérképezte annak egész felszínét, hatalmas, de már kihunyt vulkánok, egy óriási kanyon és olyan felszíni alakzatok létezését tárva fel, amelyek valamikor folyómedrek lehettek, továbbá rétegeződött jégsapkákat is, amelyek fagyott állapotban levő széndioxidot vagy vizet egyaránt tartalmazhattak. A hőmérséklet mindenütt messze fagypont alatti volt, csatornákat pedig sehol sem lehetett találni, ami látszott, az csupán optikai csalódás volt, ahogyan azt Barnard és Maunder is említette. Lowell tökéletesen tévedett.
1976-ban két űrszonda, a Viking 1 és a Viking 2 ténylegesen leszálltak a Mars felszínére, és felvételeket készítettek, amelyek egy teljesen sivár és élettelen táj képét ábrázolták. A talaj automatikus elemzését is elvégezték, hogy az esetleges mikroszkopikus élet nyomára bukkanjanak, de annak egyértelmű jelenlétét nem tudták kimutatni. Továbbra sem állíthatjuk határozottan, hogy a Marson nincs vagy soha nem is volt élet, de valószínű, hogy ezen a bolygón jelenleg nem található meg, és ha mégis, aminek nagyon csekély a valószínűsége, akkor az legfeljebb valami baktériumhoz hasonló létforma lehet.

 

 

Van-e élet a külső Naprendszerben?

Ha a Mars (többek között) túl hideg ahhoz, hogy a számunkra ismert életformát hordozza, akkor a mögötte következő világok minden bizonnyal még hidegebbek és alkalmatlanabbak lehetnek. Ami a négy óriásbolygót illeti, a rajtuk uralkodó feltételek annyira különböznek mindentől, ami földi, hogy nem számíthatunk komolyan a miénkhez hasonló életforma jelenlétére rajtuk.
Amennyiben figyelmen kívül hagyjuk az óriásokat, megmaradnak számunkra a különböző mellékbolygók, amelyeknek szinte mindegyike légkör nélküli, és ha tartalmaz vizet, az csak fagyott halmazállapotban található meg rajtuk. Ezeket szintén ki kell zárnunk, két nem sok reménnyel kecsegtető, de mégis lehetséges kivételtől, az Európától és a Titántól eltekintve.
A Jupiter négy nagy holdja, az Io, Európa, Ganümédesz és Kallisztó (a Naptól való távolság növekvő sorrendjében), az óriásbolygó erőteljes árapály-effektusának van kitéve. Ezek a mellékbolygók, egymásra gyakorolt vonzerejük következtében nem tökéletes körpályán keringenek a Jupiter körül, tehát a tőle való távolságuk is változik, aminek eredményeképp hol kitágulnak, hol pedig összehúzódnak valamelyest, ami melegítő hatással van rájuk.
Mivel az árapály-effektus a távolság köbével fordított arányban növekszik, ahogyan azt Edouard Roche, a Szaturnusz gyűrűire elsőként magyarázattal szolgáló csillagász eredményeiből láthattuk, ez a vonzerő, a két külső hold, a Ganümédesz és a Kallisztó esetében nem lehet nagyon nagy. Ezek elég hidegek maradtak ahhoz, hogy megőrizzék jégtakarójukat, így nagyobbak is a másik két kísérőnél, és mivel a Ganümédesz sűrűsége 1,9, a Kallisztóé pedig 1,6, minden valószínűség szerint javarészt jégből állnak.
Az Io, a Jupiterhez legközelebb eső hold a legerősebb melegedésnek van kitéve, úgyhogy a jég leolvadt róla, és teljes egészében kövek alkotják, mivel sűrűsége 3,6 grammot tesz ki köbcentiméterenként. Valójában az Io olyan mértékben felmelegedett, hogy a belseje vulkántevékenység formájában a felszínre törhet. Amikor 1979 márciusában a Voyager 1 űrszonda az Io közelében haladt el éppen nyolc tűzhányó kitörését érzékelte, és amikor ugyanezen év júliusában a Voyager 2 is erre haladt, hat közülük még mindig aktívnak bizonyult.
Az Io vulkánjaiból előtörő anyag túlnyomó része kénnek tűnik. Ez adja a mellékbolygó felszínének vörös és narancssárga színét, míg a kéndioxid kitörései fehér foltokat hagynak hátra. Azokat a krátereket, amelyek a Naprendszer keletkezésének korai napjaiban az Iót ért becsapódások révén jöttek létre, már befedte a kén, úgyhogy ez a világ meglehetősen simának látszik, mert hiányzanak róla a Ganümédeszt és a Kallisztót tarkító domborzati képződmények.
Az Európa, amely a Jupitertől haladva a második mellékbolygó, a négy közül a legkisebbnek számít, 3138 kilométeres átmérőjével alig valamivel kisebb a mi Holdunknál. Az űrszondák megmutatták, hogy sima felszínű, a legsimább a Naprendszerben található összes világ között. Olyan, mintha egy világméretű jégmező borítaná.
De ha ez a gleccser szilárd volna, akkor a felülete a Ganümédeszhez és a Kallisztóhoz hasonlóan kráterekkel lenne teleszórva. Ehelyett nagyszámú, finom repedés fut rajta keresztül-kasul, hasonlóan ahhoz a térképhez, amelyet Lowell készített a Mars csatornáiról. Erre az tűnik a legelfogadhatóbb magyarázatnak, hogy időnként meteoritok csapódtak be a gleccserbe, amely pusztán egy külső kéreg, áttörték azt, és belezuhantak egy folyadék alatta elhelyezkedő óceánjába. (Ennek a folyadéknak a fagyását az a felmelegedés akadályozhatja meg, amely a Jupiter árapály-effektusának hatására keletkezik). A folyékony víz-ezután a meteorit által ütött résen át kiömlik és ott megfagy, mintegy beragasztva a törött felszínt.
A folyadék lehet nagyobbrészt vagy teljes egészében víz, ugyanakkor nem tartalmaz oxigént, és a gleccserborítás alá a napfény sem hatol le. A földi életformák csaknem mindegyike pedig éppen e kettőtől függ. De csak majdnem mindegyike. Léteznek olyan primitív baktériumfajták, amelyek úgy jutnak energiához, hogy a kén- és vasvegyületekben kémiai változásokat idéznek elő, márpedig ezek egyike sem tartalmaz oxigént vagy napfényt. Az utóbbi években olyan mélytengeri régiókat fedeztek fel, amelyekben termálvíz tör elő, és ezeken az ásványi anyagokban gazdag helyeken szintén fenn tudnak maradni bizonyos baktériumok. Az élet összetettebb formái pedig ezekkel a baktériumokkal, továbbá egymással táplálkoznak, és úgy tűnik, egészen jól elvannak. Lehetséges akkor, hogy az Európán óceán található, amely az élet valamilyen formájának adhat otthont? Egy napon a jégtakaró alá kell juttatnunk űreszközeinket, hogy erre a kérdésre választ kapjunk.
Naprendszerünkben található néhány további mellékbolygó is, amely elég nagy és hideg ahhoz, hogy légkört tartson meg. (A hideg gázok molekulái lassabban mozognak, és a gyenge gravitáció jobban meg tudja tartani őket, mint a meleg gázokat.) Így a Tritonról, a Neptunusz nagy holdjáról. 1989-ben, a Voyager 2 látogatása alkalmával kiderült, hogy valamivel kisebb, mint vélték, csak 2730 kilométer az átmérője, amivel a legkisebbnek számít az általunk ismert hét nagy mellékbolygó közül. Ugyanakkor annyira hideg. (-223 C°), hogy megtarthatott egy vékony légréteget.
A Triton légköre javarészt nitrogénből és metánból áll, amelyek egyaránt rendkívül alacsony hőmérsékleten fagynak meg, és ennek következtében a felszínét ezeknek az elemeknek a sima jege borítja. A Tritonon azonban mégis található elegendő hőmennyiség ahhoz, hogy a szilárd nitrogént elpárologtassa, így az időnként fagyott állapotából pára alakjában tör ki, a szilárd anyagot maga előtt a magasba lökve. Ezek a jégvulkánok krátereket és hegygerinceket építenek. A Triton az egyetlen olyan világ a Föld és az Io mellett, amely aktív vulkánokkal rendelkezik, de az életnek nincs rajta semmilyen nyoma.
A Plútó, amely szembetűnően kisebb a Tritonnál, és mellékbolygója, a Charon, amely még nála is alacsonyabb szinten megtartott maga körül egy vékony atmoszférát, nem ad megfelelő otthont az élet számára.
A legsűrűbb légkört magáénak mondható mellékbolygó a Titán, a Szaturnusz legnagyobb holdja. Majdnem olyan nagy, mint a Ganümédesz, az átmérője 5150 kilométer, az atmoszférája pedig még a Föld légkörénél is vastagabbnak tűnik.
Ahogyan azt a Triton esetében már láttuk, a Titán atmoszféráját is nitrogén és metán alkotja. A metán elég nagy mennyiségben van jelen, és a mellékbolygó is elég közel található a Naphoz, így annak sugarai kihatással vannak erre az elemre. Amikor a metán molekuláit (amelyek egy szén- és négy hidrogén-atomból állnak) erősebb napsugárzás éri, azok bonyolultabb molekulákká egyesülnek, amelyek mindegyike több szén-atomot is tartalmaz. Míg a metán a Tritonon uralkodó hőmérsékleten gáz alakjában fordul elő, addig a belőle származó bonyolultabb szénvegyületek folyékonyak. Megtörténhet tehát, hogy a Triton felületén szabad folyadék (valójában a benzin egy fajtája) található. A Triton légköre sajnos annyira zavaros, hogy a felszínét nem láthatjuk, de az utóbbi idők rádióhullámos vizsgálatai során kitűnt, hogy azon folyékony óceánok találhatók, amelyekből száraz földrészek emelkednek ki. Ez nagyon emlékeztet a Földre, azzal a különbséggel, hogy ezeket az óceánokat benzin alkotja, és jóval hidegebbek is a mieinknél. Vajon fennmaradhat az élet a benzinben? Erre a kérdésre megint csak akkor kapunk majd választ, ha űreszközeinket egyszer sikerül eljuttatnunk a Titán felszínére. Mindebből leszűrhetjük tehát, hogy – talán az Európa és a Titán kivételével – a naprendszerben nem található élet a Földön kívül.

 

 

Hogyan néz ki a Nap?

Itt az ideje, hogy a Nap, a naprendszer életet adó uralkodója és a középpontja felé forduljunk. De arra a kérdésre, hogyan néz ki, magától adódónak tűnik a válasz. Elvégre nem látja-e mindenki, hogy milyen?! Egy lángoló fénykorong.
Valójában egy olyannyira lángoló és ragyogó fénykorong, amelyre az emberek egy másodpercnél tovább nem vethetik tekintetüket, különben szemük épségét kockáztatják. Ebből kifolyólag azután nagyon nehéz megmondani, hogy pontosan milyen is a Nap.
A tündöklés, a fény és a hő forrását egyértelműen megillető fontos szerep a Napnak szinte valamennyi mitológiában isteni kiváltságokat biztosított. Mindenütt napistenekkel találkozunk. Ezeknek egyik legismertebbike a görög Héliosz napisten, jóllehet a későbbi mítoszokban Apolló az, aki a tüzes szekeret napról napra keresztülhajtja az égen.
Az első egyistenhívő, akit névről ismerünk, Amenhotep. N. egyiptomi fáraó volt, aki i.e. 1379-ben került trónra, és új vallást alapított, amelyben a Nap (Aton néven) volt az egyetlen isten. A Nap tisztéletére a fáraó is átkeresztelkedett, és az Ekhnaton nevet vette fel, de az új vallás nem sokkal élte túl alapítójának halálát.
A kereszténység természetesen nem övezte istennek kijáró tisztelettel a Napot, de az Isten tökéletességének jelképeként tartotta számon, mivel valamennyi égitest közül a Napot tekintették hasonlóan tökéletesnek.
Az igazság az, hogy mégis lehetséges közvetlenül a Napba nézni. Néha, amikor ködön keresztül világít, akadálytalanul belenézhetünk, továbbá naplemente alkalmával is gyakran megesik, hogy a poros levegő vastag rétegei eléggé keresztezik a fényét ahhoz, hogy egyenesen ráirányíthassuk a tekintetünket.
Ilyenkor megtörténik, hogy sötét foltokat fedezhetünk fel az izzó felszínen. A kínai csillagászok számos alkalommal megfigyelték ezeket a foltokat, amelyekről gondos feljegyzéseket is vezettek. Kétségtelen, hogy európai kollégáik figyelmét sem kerülhette el ez a jelenség, csakhogy sohasem számoltak be róla. A gondolat, hogy a Nap felszínét foltok csúfíthatják, olyan sértőnek tűnhetett az általa képviselt istenségre nézve, hogy egyszerűbbnek tűnhetett a foltok felbukkanását téves megfigyelésnek betudni.
Az 1610-es év vége felé azután Galilei a teleszkópjával egyértelműen bebizonyította, hogy tévedésről szó sem lehet: a Nap felszínén minden kétséget kizáróan foltok találhatók. Mi több, azok lassan és szabályosan haladtak át a korong felületén, arra utalva, hogy a Nap minden huszonhét nap vagy valamivel több idő alatt megfordul a saját tengelye körül. Ez a felfedezés természetesen nagy izgalmat keltett, az egyházi vezetők pedig valósággal elborzadtak annak-lehetőségétől, hogy a Napot holmi foltok szentségtelenítik meg, de Galilei kitartott állítása mellett (és ellenségeket szerzett magának).
A napfoltok tulajdonképpen nem is olyan sötétek, csupán az izzó felszínhez viszonyítva tűnnek annak. Időről időre vagy a Vénusz, vagy a Merkúr közvetlenül a Nap és a Föld közé kerül, és lassan elhalad központi csillagunk felszíne előtt (megtéve azt, amit tranzitnak, vagyis áthaladásnak nevezünk). Amikor erre sor kerül, a bolygókat rendkívül sötét objektumként észleljük, és ha napfolt mellett haladnak el, akkor világosan látható, hogy habár ezek a foltok sötétebbek, mint a Nap maga, de még mindig ragyogóak.
1825-ben egy német amatőr csillagász, Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875), tanulmányozni kezdte a Napot és annak foltjait. A vakság elkerülése végett foganatosított megfelelő óvintézkedések mellett tizenhét évet töltött megfigyeléssel, így alkalma nyílt felfedezni az úgynevezett tízéves periódust (amely a további kutatások során inkább tizenegy évesnek bizonyult). Ez volt az asztrofizika tudományágának kezdete, amely a csillagok és más égitestek fizikai jelenségeit tanulmányozza. A napfolttevékenység periodikusságának oka a mai napig ismeretlen.
Úgy tűnik, hogy a napfolttevékenység intenzitásának növekvése és csökkenése földi jelentőséggel bír, 1852-ben ugyanis egy angol fizikus, Edward Sabine (1788-1883) kimutatta, hogy a Föld mágneses mezőjének változásai megfelelnek a napfolttevékenység ingadozásának. Ez a megfigyelés arra engedett következtetni, hogy a napfoltok a mágnesességgel állnak összefüggésben, és 1908-ban George Ellery Hale (1868-1938) amerikai csillagász felfedezte, hogy a napfoltok erős mágneses mezőkkel állnak kapcsolatban. Ez valójában huszonkét évesre nyújtotta a napfolttevékenység periódusát, mivel minden egymást követő tizenegy éves szakaszban a mágneses mező pólusai megfordulnak.
1893-ban Edward Maunder (egyike azoknak, akik kétségbe vonták a Mars csatornáiról szóló történeteket) áttanulmányozta a napfoltokról szóló korai feljegyzéseket, és legnagyobb meglepetésére arra az eredményre jutott, hogy 1645 és 1715 között gyakorlatilag nem készült ilyen feljegyzés. Habár nyilvánosságra hozta felfedezését, azt senki sem vette komolyan, mivel a korai megfigyeléseket egyébként is megbízhatatlannak tartották.
1970-ben azonban egy amerikai asztronómus, Johan A. Eddy ellenőrizte Maunder jelentését. Nemcsak azokat a munkákat vette számításba, amelyeket az elődök teleszkópokkal végeztek, hanem visszament a még régebbi múltba, és sorra vette a kínaiak meg mások által szabad szemmel végzett megfigyeléseket is. Arra a megállapításra jutott, hogy létezik egy szabályosan ismétlődő Maunder minimum, és az a szünet, amelyről Maunder beszámolt, csupán az utolsó volt ebben a sorban. Hogy mi idézi elő a Maunder minimumot, ma sem tudjuk.

 

 

Mi a napfény?

A Napról szerzett tapasztalataink java részét a fény teszi ki, amelyet tőle kapunk, tehát azt kellene megvizsgálnunk, hogy mit mondhat számunkra ez a fény. Első pillantásra a napfény egyszerű fehér fénynek tűnik, méghozzá a legtisztábbnak, ami rendjén is lenne a Nap részéről. De bármennyire is illő, legalább olyan sajnálatos is, hiszen milyen információval szolgálhat számunkra valami, ami olyan tiszta és egyszerű, mint a fehér fény?
Az ember által létrehozott fény ugyanakkor nem szükségszerűen fehér. A fa és más tüzelőanyagok égésekor fellobbanó lángok lehetnek vörösek, narancssárgák vagy citromsárgák, és hiányzik belőlük a tisztaság isteni minősége, így a Nap égi fényének kvalitása is. Mindazonáltal a napfény is színezhető, ha festett üveglapon vezetjük keresztül, ahogyan azt a vitrázsablakok esetében láthatjuk. Az eredmény lehet nagyon szép, de csupán úgy érhető el, hogy az ember tisztátalanságot kever a tiszta fehér fénybe. Úgy tűnik, hogy még a naplemente vörös fénye is annak köszönhető, hogy a napfény poros légrétegeken halad keresztül. Tulajdonképpen a fény elszíneződésének egyetlen olyan esete volt látható, amely nem tűnt emberi vagy földi beavatkozás következményének: a szivárvány, amelyet ezért szintén isteni eredetűnek véltek – az istenek által használt hídnak vagy Isten ígéretének arra vonatkozólag, hogy nem lesz többé Vízözön.
1665-ben Isaac Newton tanulmányozta a napfény természetét olyan módon, hogy egy fénysugarat a függöny résén át a lesötétített szobába vezetett, és azt átirányította egy háromszögletű üvegdarabon, amit prizmának nevezünk. A fénysugár elhajolt, amint áthaladt ezen a prizmán, de nem egyenlő mértékben. Bizonyos részei jobban elhajoltak, mint mások, és a fény, amely a prizma mögötti fehér falra esett, szivárványszínű volt. Ez egy színes sáv volt, amely a vörössel kezdődött (a fény legkevésbé elhajló részével), majd következett a narancs, a sárga, a zöld, a kék és végül az ibolya (a fény leginkább elhajló része), és a színek fokozatosan mentek át, egymással keveredve. Ez a színeknek pontosan az a megjelenése és sorozata volt, mint a szivárvány esetében.
Mivel ez a színskála anyag nélküli jelenség volt, amely nem rendelkezett tömeggel, Newton fényspektrumnak nevezte el (a latin spectrum kifejezés után, amely szellemet jelent). A szivárvány tehát egy természetes spektrum, amely akkor keletkezik, amikor a napfény az esőzés után a levegőben lebegő vízcseppecskéken halad át.
Persze, valaki azt az ellenvetést is megtehetné, hogy a színskálát, jóllehet színtelen volt, maga a prizma állította elő, de Newton számolt ezzel az eshetőséggel, és a prizma mögött keletkező spektrumot egy másik prizmára vezette, amelyet az előbbivel ellentétes irányba fordított. Ezúttal a fény, ahelyett hogy elhajolt és szétvált volna, ismét összeállt eredeti állapotába. A második prizma mögött ismét fehér fény haladt tovább.
Nyilvánvalóvá vált, hogy a napfény nem vegyítetten, hanem különböző színű fények összetett keveréke. Amikor ezek a különféle színek szemünk recehártyájára hatnak, olyan hatást fejtenek ki, amelynek következtében fehér fényt látunk.

 

 

Mik a spektrumvonalak?

Amikor Newton először tanulmányozta a színskálát, úgy vélte, hogy az folyamatos. A színek valamennyi változata megszakítás nélkül követi egymást. Valójában azonban a spektrum nem éppen folyamatos, hanem vékony hézagokat találni benne, amelyekben nem létezik semmilyen szín. A tudomány történetírói néha elcsodálkoztak azon, hogy ez miként kerülhette el Newton figyelmét, de ő meglehetősen durva felszereléssel dolgozott, a vonalkákat pedig elég nehéz észrevenni. 1802-ben egy angol vegyész, William Hyde Wollaston (1766-1828), viszont a színképben rábukkant néhány ilyen résre, és be is számolt róluk, de mivel nem tulajdonított nekik különösebb jelentőséget, nem is foglalkozott velük tovább.
A spektrum előállítására és elemzésére szolgáló felszerelés (amit spektroszkópnak nevezünk) természetesen fejlődésen ment át. Végül a fényt egy egyenes hasadékon vezették keresztül, úgyhogy a spektrum különböző színű, egymásba olvadó sávok sorozatává vált, amely majdnem folyamatos skálát alkotott. Ugyanakkor bizonyos színek hiányoztak, a helyükön pedig fekete vonalak szakították meg a folytonosságot, amelyek metszették a fényes spektrumot.
1814-ben Joseph von Fraunhofer (1787-1826) német fizikus olyan spektrummal dolgozott, amelyet az addigi legjobb felszereléssel állított elő, és közel hatszáz ilyen vonalat talált. (A modern fizikusok vagy tízezret határoltak be.) Ezeket kezdetben Fraunhofer-vonalaknak nevezték, de ma már egyszerűen spektrumvonalakként ismertek. Mint kiderült, ezek a spektrumvonalak döntő jelentőséggel bírnak.
Különböző vegyi elemek más-más színű fényt bocsátanak ki, amikor melegítjük őket. A nátrium hevített vegyületei sárga fényt sugároznak, a káliumvegyületek ibolyát, a stroncium vegyületei vöröset, a báriumé zöldet és így tovább. Ilyen vegyületeket használnak fel a látványos tűzijátékok készítéséhez, amelyekkel a legkülönfélébb alkalmakat szokták megünnepelni.
1857-ben egy német vegyész, Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) olyan gázlámpát készített, amely annyira jó levegőellátást kapott, hogy gyakorlatilag színtelen lángot adott. Ha ezzel egy bizonyos vegyi elemet hevítettek, annak színe nem keveredett a lámpa által előállított színekkel.
Bunsen munkatársa, Gustav Robert Kirchhoff (1824-1877) német fizikus a Bunsen-lámpa segítségével nyert fényt különböző elemekből. Azután elemezte az így előállított fény spektrumát, és rájött, hogy az nem folyamatos, hanem mindegyikük néhány elszórt, különálló színes vonalból állt. Mi több, minden elem (az atomok minden egyes fajtája) a színes vonalak sajátos mintáját hozza létre. A spektrum tehát gondoskodik minden elem „ujjlenyomatáról”, vagyis alkalmas arra, hogy egy adott ásványban vizsgáljuk az elemek jelenlétét.
Ha egy erősen hevített ásványminta a színes vonalak olyan sorozatát hozza létre, amilyent egyetlen ismert elem esetében sem tapasztaltunk, akkor az ásvány még fel nem fedezett kémiai elemet tartalmaz. Ha az ásványt különféle módon kezeljük, elkülöníthetjük azokat a részeit, amelyekben az ismeretlen vonalak erősebben látszanak, és az új elemet esetleg izolálhatjuk és tanulmányozhatjuk is. Ezzel a módszerrel Kirchhoff 1860-ban felfedezte a céziumot, egy évvel később pedig a rubídiumot. Nevüket az azonosításukra szolgáló spektrumvonalakról kapták, a cézium az égszínkék, a rubídium pedig a vörös latin megfelelőjéről.
Kirchhoff továbblépett kutatásaiban. A napfényt nátriumpárán vezette át, és az bizonyos mennyiséget elnyelt belőle, besötétítve egyes vonalakat, amelyek már adottak voltak. Rájött, hogy minden gáz, amennyiben hidegebb, mint a fényforrás, a spektrumnak pontosan azt a részét fogja eltüntetni, amelyet maga sugározna, ha melegítenék. Más szóval az elemek (vagy azok vegyületei) kétféleképp azonosíthatók: mint fényes vonalak fekete háttéren, ha magát az elemet hevítettük és az fényt adott le, illetve fekete vonalak formájában a fényes háttér előtt, ha az elem viszonylag hideg, és fényt nyel el. A spektrumvonalak segítségével történt például a széndioxid felfedezése a Vénusz és a Mars légkörében.

 

 

Van-e a Napnak tömege?

Most már rátérhetünk arra a kérdésre, hogy miből van a Nap. Először azonban tudnunk kell, hogy a Nap egyáltalán anyagi természetű-e. A régiek úgy tartották, hogy a Nap egyszerűen egy anyagtalan fénygömb. A fény nem földi értelemben vett fény volt. Arisztotelész úgy gondolta, hogy míg a Föld négy elemből tevődik össze, mint a föld, víz, levegő, tűz, addig a Nap és a hasonló égitestek éterből állnak. Ezek azért tudnak örökké ragyogni, mert nem földi szubsztanciából vannak. Maga az éter a lángol jelentésű görög szóból származik.
Miután elfogadottá vált az a tény, hogy a Nap nagyobb, mint a Föld, még akkor is lehetett azzal érvelni, hogy a Nap anyagtalan, nem hasonlít a Földre és nincs tömege. Emiatt óriási mérete sem bír jelentőséggel. Meg kell jegyeznünk, hogy a korai csillagászok ugyanezeket a jelzőket használták a Holdra is. De ez a bizonytalanság szertefoszlott 1687-ben, amikor Newton megalkotta az egyetemes gravitáció törvényét: Ekkor világossá vált, hogy a Földet a Nap óriási gravitációs erővel vonzza magához, ha pedig a Napnak ilyen vonzóereje van, akkor lennie kell tömegének is.
De vajon mennyi a tömege? Ezt nem olyan nehéz meghatározni. Tudjuk, hogy mennyi idő telik el azalatt, amíg a Hold megkerüli a Földet, ami 385000 kilométer. Azt is tudjuk, hogy a Föld mennyi idő alatt kerüli meg a Napot, ami 150 millió kilométernyi út. Ebből ki tudjuk számítani, hogy a Nap mennyivel nehezebb, mint a Föld. Azt az eredményt kapjuk, hogy a Nap háromszázharmincezerszer nagyobb, mint a Föld. Úgyhogy nem lehet egy anyagtalan fénygömb, hanem egy óriási anyaggömb, ami körülbelül 1038-szor nehezebb, mint a Jupiter, a legnagyobb bolygó. Valójában a Naprendszer tömegének 99,9 %-át a Nap tömege teszi ki.
A Nap mégsem olyan nehéz a tömegéhez képest, mint a Föld. A sűrűsége körülbelül 1,4 gramm köbcentiméterenként, ami a Föld sűrűségének csak az ¼-e. Tehát a kémiai összetételüknek különböznie kell.

 

 

Miből áll a Nap?

Akkor pedig milyen a Nap kémiai összetétele? Erre a kérdésre látszólag lehetetlen válaszolni. Hogyan szerezhetnénk a Napból mintát, hogy azt később kémiailag elemezzük?
1835-ben egy francia filozófus, Auguste Gomte (1798-1857) a tudás egy olyan példája után kutatott, amely soha nem érhető el az emberek számára. Végül azt a példát hozta erre, hogy az emberiség soha nem lesz képes megvizsgálni a csillagok kémiai összetételét. 59 éves korában halt meg. Ha néhány évvel tovább él, megtudhatta volna, hogy ebben tévedett.
A válasz kulcsa Kirchhoff felfedezésében rejlett, amely szerint a felmelegített elemek kibocsátanak egy jellegzetesen fényes színképi sávot vagy egy ennek megfelelő fekete sávokból álló színképet, amikor elnyelik a fényt. Így a Nap forró felszíne mindenfajta fényt küld, és ezzel egy folyamatos színképet hoz létre, amennyiben a Földet elérő fények érintetlenek maradnak. A napfény áthatol a Nap alacsonyabb atmoszféráján, amelyik ugyan forró, de nem olyan forró, mint a felszín. A légkör elnyeli a fény egy részét, és fekete sávokat képez, amelyeket Fraunhofer fedezett fel. Ezeknek a fekete sávoknak a helyzetéből a Nap atmoszférájában jelenlévő elemeket meg lehet határozni.
A svéd fizikus, Anders Jöns Angström (1814-1874) vizsgálta először ezt a témát. 1862-ben Angström leszögezte, hogy bizonyos fekete sávok a nap színképében pontosan illeszkednek egymáshoz a helyzetüket tekintve. Ezek a sávok akkor keletkeznek, amikor a fény hidrogénen megy keresztül. Ebből már levonta a következtetést, hogy hidrogén biztosan van a Napban.
Ezután más csillagászok is elkezdték a Nap színképének vizsgálatát, hogy a Nap összetételéről újabb információkat szerezzenek. A tudomány mai állása szerint a Nap tömegének 3/4-ed része hidrogénből áll, ami a legegyszerűbb az elemek között. A maradék nagy része pedig héliumból, ami pedig a második legegyszerűbb elem. A hidrogén és a hélium együtt kiteszik a Nap tömegének 98%-át. Nem számítva most a hidrogént és a héliumot, a Nap minden tízezer atomjából 4300 oxigén, 3000 szén, 950 neon, 630 nitrogén, 230 magnézium, 52 vas és 34 szilikon. A maradék nyolcvan elem is jelen van, de még kisebb arányban. Ezek az eredmények bebizonyították, hogy Arisztotelész elképzelése nem állja meg a helyét, miszerint az égitestek összetétele alapvetően különbözne a Föld összetételétől. Most már nyilvánvaló, hogy minden, amiről tudunk a világegyetemben, ugyanazokból az atomokból épül fel (és atomrészecskékből), mint a Föld.

 

 

Milyen anyagokból állnak a bolygók?

Most már ismerjük a Nap általános kémiai összetevőit, úgyhogy észrevehetjük, hogy a csillagok nagy többsége (és a csillagok közötti por és gáz) ugyanezekből az elemekből tevődik össze. Tudjuk tehát a világegyetem kémiai összetételét. (Ez azonban lehet, hogy így nem helytálló, ahogy azt majd egy későbbi fejezetben látni fogjuk.)
Tehát az univerzum anyagtípusait négy osztályba sorolhatjuk:
Gázok. A legegyszerűbb elem, a hidrogén és a hélium teszik ki az univerzum 98%-át. Ezek olyan gázok, amelyek nagyon könnyű, gyors mozgású atomokból állnak. Minél kevésbé nehéz egy atom és minél magasabb a hőmérséklete, annál gyorsabban mozog. Minél gyorsabban mozognak az atomok, a gravitációs vonzásnak annál nehezebb őket megtartani.
Egy forró test például nem tud megtartani hidrogéneket és héliumokat, hacsak nem olyan nehéz, hogy óriási a gravitációs vonzóereje is. A Nap elég nehéz ahhoz, hogy megtartsa a hidrogént, a héliumot és más elemeket abban a por- és gázfelhőben, amelyből összeállt.
Ha egy tárgy hideg, legalábbis a felületén, akkor az sokkal könnyebben meg tudja tartani a hidrogént és a héliumot, mint hogyha meleg volna, de ehhez nem kell olyan hatalmasnak lennie és olyan nagy gravitációs erővel bírnia, mint amilyennel a Nap rendelkezik. A négy óriás bolygó, a Jupiter, a Szaturnusz, az Uránusz és a Neptunusz főleg hidrogénből és héliumból állnak, ezért néha gázóriásoknak is nevezzük őket.
Ezekkel a tényekkel magyarázható a Nap és a gázóriások alacsony sűrűsége, a köbcentiméterenkénti 1,4 gramm. A sűrűség még ennél is alacsonyabb lenne, ha ezeknek a nagy objektumoknak a belső részét nem préselné össze a nagy nyomás. A Szaturnusz meglepően alacsony sűrűsége még furcsábbnak tűnne.
Jegek. Az anyagok második típusa a jegek, amely még a hidrogénnél és a héliumnál is kisebb mennyiségben képviseltetik magukat az univerzumban. Ezek olyan molekulákból állnak, amelyek a másodlagos elemeket tartalmazzák, mint az oxigén, a nitrogén és a szén az ezeknél sokkal nagyobb mennyiségben jelenlevő hidrogénnel kapcsolódva. Az oxigén és a hidrogén molekula együtt vizet képeznek, a nitrogén hidrogénnel vegyülve ammóniát hoz létre, a szén és a hidrogén együtt pedig metánt alkot. A víz 0 C°-on ölt szilárd formát. Az ammónia ennél alacsonyabb hőfokon fagy meg, a metán pedig még alacsonyabban. Jelen vannak azonban az oxigén és a szén kombinációi is (széndioxid, szénmonoxid), a szén és nitrogén kombinációi (cianogén), a kén és a hidrogén (hidrogénszulfid), a kén és az oxigén vegyületei (szulfur-dioxid). Ezek mind a jegek között találhatóak.
A jégmolekulák sokkal szorosabban kapaszkodnak egymásba, mint a gázmolekulák. A kis méretű testek vissza tudják tartani a jegeket, még akkor is, ha a gravitációs erejük nem elég nagy ahhoz, hogy sok hidrogént és héliumot tartsanak meg. (A hélium általában elvész, úgyhogy semmilyen más anyaggal nem tud vegyületet alkotni. A hidrogén egy része megmarad, mert más elemekkel kapcsolatba tud lépni, hogy jegeket alkosson.)
A gázóriások tartalmazhatnak jégkeverékeket, persze sokkal kisebb mennyiségben, mint hidrogént vagy héliumot, de a kisebb testek, ha hidegek, akkor főleg jegekből állnak. Ilyenek például az üstökösök, és néhány mellékbolygó is. Például a Ganümédesz, a Kallisztó, a Titán és a Triton, a hét nagy mellékbolygó közül négy főleg jegekből áll.
Kőzetek. A kőzetes anyagok alkotják a harmadik anyagtípust. Ezek szilikon és oxigén, magnézium vagy más elemek vegyületei. Ezekből kevesebb van, mint jegekből, de még szorosabban kötődnek egymáshoz és nem függnek a gravitációtól. A kőzetekből álló anyagok legkisebb részeit kémiai erők tartják össze, még akkor is, ha a tárgy gravitációs ereje elhanyagolható. A kőzeteknek nagyon magas az olvadáspontjuk, és még a Nap közelében is megmaradnak.
Bizonyos jeges testeknek is lehet kőzetes magjuk, amely csak kis mértékben járul hozzá annak felépítéséhez. Ez igaz lehet a nagy mellékbolygókra nézve is, de néhány üstökösre is. A kis forró testek, mint például a Merkúr vagy a Hold, sem gázokat, sem jegeket nem tartalmaznak, hanem egyszerű kőzetfelülettel rendelkeznek. Az olyanok, mint a Hold, a Mars vagy az Io, majdnem teljesen kőzetesek, bár a Mars elég hideg ahhoz, hogy megtartson valamennyi szén-dioxidot. Az Io is elég hideg ahhoz, hogy megtartson valamennyi jeget tartalmazó szulfurt. Az Európa jelenti a középutat, ahol nagy mennyiségű felületi jég vesz körül egy jelentős kőzetes magot.
Fémek. Végül, a vas és a fém keveréke alkotja az anyagok negyedik osztályát, ami a legkisebb mennyiségben található meg az univerzumban. Mivel a fémek sűrűbbek, mint az összetevők másik három osztálya, lesüllyednek a bolygók közepébe. A naprendszer sok kőzetes objektumának lehet viszonylag kicsi fémmagja, de a nagy fémes maggal bíró bolygók csak a következők: Föld, Vénusz, Merkúr.
A naprendszer minden objektuma annak ellenére, hogy különbözőnek látszik, ugyanabból a por- és gázfelhőből jött létre. A különbségek a hőmérséklet és a tömeg különbségeinek köszönhetőek.

 

 

Milyen meleg a Nap?

Meglepő, de a régiek nem túlzottan hangsúlyozták a Nap forróságát. Azt emelték ki, hogy a Nap fényforrás, és emellett kevésbé tűnt az fontosnak, hogy ugyanakkor egy lehetséges hőforrás is. Olvashatunk leírásokat a napistenről, aki ragyogó paripákkal vontatott aranyos hintaján végigvágtat az égbolton, de a Nap hőt adó képességéről nem találunk semmilyen megjegyzést. Olvashatunk még korai történeteket bolygók közötti utazásokról, amelyek között a Napra és a Holdra tett látogatások is megtalálhatóak.
Míg a Nap fényességét ismerték az emberek, addig az ott található hőséget egyik sem említi. Tudjuk, hogy melegebb van nappal, amikor a Nap fenn van az égen, mint éjjel, amikor nincs ott. Nyáron melegebb van, amikor a Nap magasabban van fenn az égen, mint télen, amikor pedig alacsonyan jár. Melegebb van a napon is, mint az árnyékban. A kérdés nemcsak az, hogy a Nap meleg-e, hanem az hogy mennyire meleg. Maga a puszta tény, hogy 150 millió kilométeres távolságból is érezzük a melegét, azt bizonyítja, hogy nagy égitestről van szó és azt is, hogy az meleg. Szerencsére nem kell egy hőmérőt dugnunk a Nap hóna alá, hogy megtudhassuk, milyen a hőmérséklete. Az kiderül, hogy mind a Nap által termelt fény mennyisége, mind pedig a minősége annak hőmérsékletétől függ.
1879-ben Josef Stefan (1835-1893) osztrák fizikus bemutatta, hogy bármilyen tárgynak a teljes sugárzása a tárgy abszolút hőmérsékletének a negyedik hatványával arányosan növekszik. (Az abszolút hőmérséklet egyenlő az abszolút nulla feletti hőmérséklettel. Az abszolút nulla fok alatt mínusz 273,4 C°-ot értjük.) Ha az abszolút hőmérséklet megduplázódik, akkor a teljes sugárzás 2 a negyedikennel nő, azaz 16-szorosával, ha az abszolút hőmérséklet megtriplázódik, akkor a teljes sugárzás 3 a negyedikennel nő, azaz a 81-szeresével és így tovább.
1839-ben Wilhelm Wien (1864-1928) német fizikus kimutatta, hogy bármilyen forró tárgy által létrehozott fény egy sugárzási csúcsértéket eredményezett valahol a színképen, és ez a csúcsérték a színkép vörös végétől az ibolya vége felé mozgott, ahogy a hőmérséklet tovább emelkedett. A napfény erősségi csúcsértéke a színkép sárga részében volt, ennek pontos lokalizálásával a Nap felszínének hőmérséklete meghatározható. A mai ismereteink szerint a Nap felszínének hőmérséklete körülbelül 6000 C°.
De ez csak a felszín. A Föld és más bolygószerű testek esetében – minden okunk megvan arra, hogy ezt így gondoljuk – a hőmérséklet a mélységgel emelkedik. Ebből az következik, hogy a Nap is egyre melegebb, ahogy belesüllyedünk a felszínébe. Mivel a Nap felszíne olyan meleg mint amilyen a Föld belseje, és mivel sokkal nehezebb és a belsejére sokkal nagyobb nyomás nehezedik, mint a Földére, azt feltételezhetjük, hogy a Nap belsejének hőmérséklete melegebb, mint 50 000 C°. Ez körülbelül a Jupiter belsejének a hőmérsékletével azonos. De vajon mennyivel melegebb?
Az 1920-as években egy angol csillagász, Arthur Stanley Eddington (1882-1944) foglalkozott ezekkel a kérdésekkel. Azt feltételezte, hogy a Nap egy nagyon forró és óriási gázgömb, ami többé-kevésbé úgy viselkedik, mint a Földön is megtalálható gázok. A gravitáció nyomása alatt a Nap anyagának befelé kell húzódnia. Valójában, ha csak gáz volna, akkor gyorsan összeesne viszonylag kis méretűre a gravitáció vonzása miatt. (Mint ahogy ezt később látni fogjuk, vannak bizonyos feltételek, amelyek mellett a Föld valóban ezt tenné.) Azonban a Nap nem dől össze, hanem fenntartja azt a sokkal nagyobb méretet, amit a gravitáció megkívánna. Van tehát valamilyen erő, amelyik a Nap anyagának szétszóródása ellen dolgozik, és az összezsugorodás tendenciáját is megakadályozza.
Eddingtonnak (vagy bárki másnak) csak egyetlen jelenség juthatott eszébe, aminek ez a trükk tulajdonítható. Ez pedig a hő. Amikor a hőmérséklet megemelkedik, a gázok térfogata is megnő, ezt a tényt a Földről származó tapasztalatainkból is tudhatjuk. Eddington úgy érezte, hogy a Nap egyensúlyi helyzetben van, mert a belső hő a kiterjeszkedésre törekszik, a gravitációs erő pedig az összetartás irányában hat. Ebben az egyensúlyban a Nap mindenképp meg tudja tartani ugyanazt a méretet évről évre.
Eddington tudta, hogy milyen jelentőséggel bír a befelé ható gravitációs erő, tehát már csak azt a hőmérsékletet kellett kiszámítani, ami a külső nyomást kiegyensúlyozza. Még ő maga is meglepődött azon, hogy a Nap hőmérsékletét millió fokokban kell mérni. A tudomány jelenlegi állása szerint ez a szám·15 000 000 C°.

 

 

Mi az a napkorona?

A teljes napfogyatkozás ideje alatt a Hold fekete korongját gyöngyházszerű fény veszi körül, amit úgy hívunk, hogy korona. Néha gyönyörű, szerpentinszalagszerűségek is díszítik. Az elején a csillagászok nem voltak biztosak abban, hogy ez a Naptól vagy a Holdtól ered, majd úgy döntöttek, hogy csak a Naptól származhat.
A korona valójában a Nap felsőbb atmoszférája, amely milliószor annyira fényes, mint a Nap teste maga, de nem látható, csak akkor, ha a Hold elhomályosítja a Napot. A korona olyan fényt ad, amely úgy világít, mint a telihold, és ezzel megakadályozza azt, hogy Föld teljes sötétségbe merüljön a napfogyatkozás idejére.
1931-ben egy francia csillagász, Bernard Ferdinand Lyot (1897-1952) felfedezte a koronográfot. Ez egy olyan optikai eszköz, amelynek segítségével megfigyelhetjük a korona belső, fényesebb pontjait még akkor is, ha süt a Nap. Ez volt a végső bizonyítéka annak (bár akkorra már nem volt rá szükség), hogy a korona a Naphoz tartozik.
A korona színképe olyan sávokat mutat, amelyek egyike sem volt megtalálható a Földön tanulmányozható anyagok között. Az 1868-as napfogyatkozás idején, amely Indiában volt látható, Pierre J. C. Janssen francia csillagász (1824-1907) ugyanilyen furcsa sávokat figyelt meg, és mesélt ezekről egy angol csillagásznak, Joseph Norman Lockyernek (1836-1920), aki a színképek nagy szakértője volt. Lockyer úgy gondolta, hogy ezek eddig egy ismeretlen elemet jeleznek, amelynek az a neve, hogy hélium, a görög nap szóból. Ezt az elképzelést egészen 1895-ig nem vették komolyan, amikor is William Ramsay skót kémikus (1852-1916) felfedezte a Földön a héliumot. A hélium az egyetlen, amit előbb fedeztek fel az égitestekben, mint a Földön.
Voltak más különös színképi sávok is a koronában, de ezek nem képviseltek ismeretlen elemeket. Pont ellenkezőleg, kiderült, hogy a különböző számú elektronnal rendelkező atomok nagy hő hatására elvesztenek valamennyit az elektronjaik közül. Azok az atomok, amelyek már elvesztették valamennyi elektronjukat, különböző színképi sávokat képeznek, mint az eredeti szerkezetüket megtartó atomok. 1942-ben Bengt Edlén svéd fizikus (szül. 1906) azonosított a korona színképi sávjaiból néhányat. Azt állította, hogy ezek a kalcium, a vas és nikkel atomjai, amelyek már elvesztettek néhány elektront. Már ebből is világos, hogy a korona hőmérsékletének magasnak kell lennie, körülbelül egymillió foknak. Ezt igazolja, hogy a röntgensugaraknak nevezett magas energiájú sugárzást elnyeli a korona. A magas hőmérséklet pusztán azt jelenti, hogy a korona egyedülálló atomjai és alkotóelemei nagyon magas energiájúak. Ezek közül kevés szökött meg az űrbe, amiből arra következtethetünk, hogy a korona teljes hőmérsékletének nagyon magasnak kell lennie.
A napkoronának nincsen körülhatárolt külső határa, hanem szétterjed az egész. naprendszerben, egyre vékonyodik, végül olyan vékony lesz, hogy nincs észrevehető hatással a bolygókra. Bár a Nap hője és energiája lekötött részecskéket visz kifelé minden irányba. Eugene Newman Parker amerikai fizikus (szül. 1927) 1959-ben megjósolta ezt, és ezt a hatást a rakétapróbák is kimutatták. A leghatásosabban a Mariner 2, amelyik 1962-ben elérte a Vénuszt.
A kötött részecskéknek ezt a kifelé irányuló propulzióját napszélnek is nevezzük, amelynek a sebessége másodpercenként 400-700 kilométer. Ez megakadályozza, hogy az üstökösök farkai becsapódjanak a Napba. Kötött részecskék a bolygóknak is nekiütődnek, ahol az atomok összegyűlnek, és ha a bolygónak – mint pl. a Földnek – van mágneses mezője, akkor az ezeket a kötött részecskéket csapdába ejti, és az északi és a déli mágneses pólusok között sávokba rendezi el.
A Föld szomszédságában lévő ilyen kötött részecskéket először egy 1958-ban felküldött rakéta figyelte meg. Ezt a James Alfred Van Allen amerikai fizikus (szül. 1914) vezette csapatnak köszönhetjük. Először Van Allen-öveknek nevezték el ezeket, de ma már a magnetoszféra nevet viselik. Először azt hitték, hogy ezeknek közük lesz majd az űrrepüléshez, azonban ez nem bizonyult igaznak.
Ezek a kötött részecskék beszivárognak a Föld légkörébe a mágneses pólusok közelében, és reakcióba lépnek az ott található molekulákkal, és így színes fényű szerpentinszalagszerűségeket hoznak létre. Ez az aurora borealis, vagyis az északi fény az Északi-sarkvidéken vagy az aurora australis, vagyis a déli fény az Antarktiszon.

 

 

Mik a napkitörések?

1859-ben Richard Christopher Carrington (1826-1875) angol csillagász csillagszerű fénypontot vett észre a Nap felületén. Először azt hitte, hogy ez egy becsapódó meteorit, de valójában ez volt az első megfigyelés a napkitörésekről.
1889-ben George Ellery Hale (1868-1938) amerikai csillagász szerkesztett egy eszközt, aznely lehetővé tette, hogy lefotózzák a Nap fényeit egyetlen színképi sáv segítségével. Ez az eszköz könnyen rögzítette a robbanásokat a felületen, és kimutatta, hogy a napkitörések nem meteorit eredetű becsapódások, hanem a napfoltokkal kapcsolatos robbanások. Nem tudjuk pontosan, hogy mi okozza a napkitöréseket és nem is tudjuk őket előre jelezni, de sokkal energikusabbak, mint a viszonylag háborítatlan napkorong. A napfoltok hidegebbek, mint a Nap egésze (ezért látszanak sötétebbeknek is), de a napkitörésekkel való egybeesésük azt jelenti, hogy a Nap, amikor a legtöbb napfolt van rajta, akkor is aktív, és energikusabb, mint amikor a legkevesebb napfolt van rajta.
A napkitörések különösen energikus napszélrohamokat eredményeznek. Ha a napkitörés a napkorong centrumához közel helyezkedik el és velünk szembenéz, akkor az energikus kötött részecskék egy-két nap alatt elérik a Földet, és szokatlanul nagy mennyiségben hatolnak be a Föld légkörébe a mágneses sarkok környékén. Ez okozza a mágneses vihart, amely az aurorát rendkívül fényessé és tisztává teszi és megzavarja a mágneses iránytűket és a rádióhullámokat.
Egy ilyen óriási energiájú napkitörés sugárbetegséget okozhat az űrben tartózkodó asztronautáknál. Eddig még sem asztronauták, sem kozmonauták nem estek ennek áldozatául, de a veszély fennáll.

 

 

Miért nem hűl ki a Nap?

Ha figyelembe vesszük azt, hogy a Nap milyen forró és milyen erős a mágneses mezője, akkor nem lepődhetünk meg olyan jelenségek láttán, mint a szuperforró korona, a napszél és a napkitörések. De vajon miért nem hűl ki a Nap?
Ez egy idevágó, de zavarbaejtő kérdés, a Nap óriási mennyiségű hőt és fényt bocsát a Földre, de a mi kis bolygónk csak egy elenyésző hányadát kapja a Nap egész hőjének és fényének, körülbelül az egyszázmilliomod részét. Más bolygók is kapnak ebből egy elenyésző hányadot, de a nagy része egyszerűen kiszökik az űrbe.
A Nap már 4,6 milliárd éve adja le ezt az óriási mennyiségű energiát megállás nélkül, és még mindig folytatja. Valójában úgy tűnik, mintha ezt még további évmilliókig akarná folytatni, anélkül hogy addig kihűlne. Hogyan lehetséges ez?
Az 1800-as évek közepéig az embereket egyáltalán nem izgatta ez a kérdés. Akkoriban még nem teljesen értették az energiamegmaradás törvényét. A régieknek az volt az általános érzésük, hogy a Nap pusztán egy fénygömb, amely örökké világít, vagy legalábbis addig, amíg az istenek úgy nem döntenek, hogy elfújják. Csak a biztonság kedvéért voltak földi fényforrások is, amelyek csak addig világítottak, amíg volt elég fűtőanyag ellátás. De ezek egyszerű földi fények voltak. Az isteni fényeket valami másnak tekintették.
1854-ben Helmholtz német fizikus, aki hét évvel korábban kidolgozta az energiamegmara-dás törvényét, úgy gondolta, hogy azt alkalmazni kellene a Napra is, nemcsak a Földi jelenségekre. Ő volt az első, aki feltette azt a kérdést, hogy honnan származik a Nap energiája.
Nyilvánvaló volt, hogy nem származhat hagyományos forrásokból, ahhoz túl nagy arányban szórta ki az energiáját az űrbe. Ha csak szén és oxigén nagyarányú keverékéből állna, akkor már 1500 év alatt elégett volna. Mindenki tudta, hogy a Nap már sokkal több ideje süt, mint 1500 év, pedig még a Bibliának megfelelően is 6000 évig kellett volna égnie. Helmholtz tehát azt a kérdést tette fel, hogy vajon a Föld és más bolygók honnan nyerik a hőjüket.
A Nap is valószínűleg kisebb darabokból alakult ki. Nagyon sok kis darabkának kellett egyesülnie ahhoz, hogy a Nap létrejöjjön. Többnek, mint amennyi bármelyik másik bolygóhoz kellett. Sokkal több kinetikus energia alakult át tehát hővé a folyamatban, ami magyarázatot adhat arra, hogy a Nap miért sokkal forróbb, mint más bolygók. Egyszerűen kiöntötte azt a rengeteg energiát, amit kialakulása folyamán halmozott fel.
Helmholtz nem tudta pontosan, hogy a Nap milyen öreg, de úgy tippelt, hogy a Nap több millió éves lehet, és úgy tűnt számára, hogy az eredeti kinetikusenergia-ellátás nem lett volna arra elég, hogy a Napot örökké működésben tartsa. Fokozatosan kell tehát kinetikus energiát szereznie, abban az arányban, ahogy elveszti a hőenergiáját.
Figyelembe vette azt a lehetőséget is, hogy a meteoritok folyamatosan becsapódtak a Napba, ugyanúgy, mint ahogy ez a Földről ismeretes volt. A Nap egy sokkal nagyobb célpont volt, mint a Föld, sokkal nagyobb gravitációs vonzóerővel, amivel még több meteoritot vonzhatott magához.
Ez egy jó elképzelésnek tűnt, azonban nem működött. Ugyanis ahogy a meteoritok becsapódnak a Napba, újabb tömeget adnak hozzá, ami tovább növeli a Nap gravitációs vonzóerejét. Ez ugyan nem sokkal növekedne, de ez a plusz tömeg ahhoz elég lenne, hogy a Föld mozgását egy kicsit felgyorsítsa annak pályáján és egy picivel meghosszabbítsa az éveket. Az évek hosszúsága azonban nem növekedett, úgyhogy a meteorit-elmélet hibásnak bizonyult.
De akkor Helmholtznak jobb ötlete támadt. Ha a Nap valóban összébb húzódott, ahogy kialakult a nagy tömegű por- és gázfelhőből, akkor miért nem húzódik össze továbbra is? Kiszámította, hogy ha összébb is húzódna – olyan kicsit, hogy nem is tudnánk megmérni az időegységeinkkel –, akkor ez elég kinetikus energiát biztosítana ahhoz, hogy a Nap tovább működjék. Ez pedig nem változtatná meg az évek hosszúságát vagy a Nap tömegét.
Ha ez igaz volna, akkor a Nap tegnap nagyobb lett volna, mint ma, és egy kicsit nagyobb tavaly, mint az idén és így tovább. Visszafelé számolva, Helmholtz arra a következtetésre jutott, hogy a Napnak elég nagynak kellett lennie ahhoz, hogy 25 millió évvel ezelőtt kitöltse a Föld pályáját. Ez azt jelentette volna, hogy a Föld nem több 25 millió évesnél.
Ez feldühítette a geológusokat és a biológusokat, akiknek megvolt rá a maguk oka, hogy a Földet többnek gondolják 25 millió évesnél, de hogyan tudtak volna az energiamegmaradás törvénye ellen érvelni. Természetesen a megmaradás nem volt kielégítő magyarázat. De a radioaktivitás feltalálásáig nem is lehetett az, ami két évvel Helmholtz halála után következett be (ezt már megemlítettük korábban). A tudósok hirtelen rádöbbentek, hogy csak a nukleáris energia lehet a Nap működésének forrása.

 

 

Hogyan termeli a Nap a nukleáris energiáját?

Azt bátran kijelenthetjük, hogy a nap nukleáris energiát termel, de hogy ez a folyamat hogyan megy végbe, arra már nehezebb választ adni.
Először is honnan származik a nukleáris energia?
1911-ben Ernest Rutherford angol fizikus (1871-1937) azzal foglalkozott, hogy vékony aranylemezeket bombázott intenzív radioaktív sugárnyalábokkal. Ezenközben azt találta, hogy a sugárzás nagy része keresztülhatol az aranyatomokon, mintha semmi sem lenne ott, de egy nagyon kis hányada fennakad. Ebből azt a következtetést vonta le, hogy az atomok nemcsak jellegtelen golyócskák, hanem szerkezetük is van. A közepükben van az atommag, amely ccak egy százezred akkora, mint maga az atom. Gyakorlatilag az atom teljes tömege az atommagban koncentrálódik, és a központ körül helyezkednek el az úgynevezett elektronhéjak. Az elektronok teszik ki az atom térfogatának a nagy részét. Egyszerű kémiai reakciók (mint például a szén vagy az olaj elégetése, a TNT vagy a nitroglicerin felrobbantása) annak az eredményei, hogy egy atom külső elektronjai leszakadnak és egy másik atomhoz kötődnek hozzá. Az ilyen váltások kisebb energiatartalmú molekulák képződéséhez vezetnek (egy olyan labdához hasonlít ez, amely a hegyoldalon gurul lefelé – a labdának az alsó helyzetben nagyobb az energiája, mint a felső helyzetben). Amikor egy kémiai reakció zajlik le, a magas energiájú reagensek alacsony energiájúvá alakulása folyamán megmaradó energia vagy fény, vagy hő, vagy robbanóerő formájában jelenik meg.
Az atommag is kis részecskékből áll. Ezeket protonoknak és neutronoknak nevezzük, és ezek is át tudnak alakulni olyan módon, hogy energiát veszítenek. A többletenergia sugárzás, hő vagy valami más formában felszabadul.
Ezek a nukleáris reakciók nem zajlanak le olyan gyakran a Földön, mint a kémiai reakciók, és sokkal nehezebb is beindítani, leállítani vagy megváltoztatni őket; úgyhogy az 1800-as évek végéig nem figyelték meg őket. Ez azért is így volt, mert a radioaktivitással kapcsolatban lévő nukleáris reakciók olyan lassúak voltak, hogy az adott időszak alatt felszabadított energia nem is volt megfigyelhető.
Egy nukleáris reakcióban résztvevő adott mennyiségű anyag sokkal több energiát szabadít fel, mint ugyanazon anyagmennyiség, amikor egy kémiai reakcióban vesz részt. Ebből következik, hogy a kémiai reakciók, kiegészítve az összehúzódásból származó kinetikus energiával nem elegendőek ahhoz, hogy a Napot működésben tartsák élettartamának idejére. A nukleáris energia megoldhatja ezt a problémát, így a tudósoknak csak azt a reakciófajtát kell megtalálniuk, amelyik erre a folyamatra jellemző.
A Földön spontán módon lejátszódó nukleáris reakciók sok nagy méretű uránium- és tóriumatomot tartalmaznak. A radioaktív lebomlás folyamatában ezekről az atomokról elektronok válnak le, és közben energia keletkezik. Még több energia is képződhetne, ha az uránium- és a tóriumatomok nagy mennyiségben fordulnának elő, és beindulna az úgynevezett láncreakció.
Azonban még így sem képződne elegendő energia különösen, mivel a Napban csak elenyésző mennyiségben találhatóak meg ezek az elemek. Az atomok közül a közepes méretűeknek a légkisebb az energiájuk. A maghasadás során az atomok széthasadnak, miközben óriási energiamennyiség szabadul fel.
Ha viszont a hidrogén atomjai alakulnának át héliumatomokká (ez a magfúzió), akkor még az előzőeknél is ezerszer nagyobb energia keletkezne.
Miután most már tudjuk, hogy a Nap háromnegyed rész hidrogénből és egynegyed héliumból áll, csábító az elképzelés, hogy a Nap energiája a hidrogén fúziójából ered, és még maradt elég hidrogén ahhoz, hogy kitartson további évmilliókra.
Ez persze egy csapda. A nehéz atomok atommagjai nem stabilak. Olyanok, mintha egy szikla szélén lennénk, ahol csak a legkisebb lökésre van szükség, vagy még arra sem, hogy meginduljanak lefelé. A maghasadást megfelelő körülmények között könnyű beindítani. Másrészt a hidrogénatomok nem szeretnek maguktól osztódni, hacsak nem kerülnek az atommagjaik túl közel egymáshoz. Ez nem is történik meg hagyományos körülmények között, mert minden hidrogénatommagon kívül van egy elektron, ami úgy működik, mint egy ütköző. Két összeütköző atom kiütheti egymás külső elektronjait, és e nélkül az atomok középpontjában lévő atommagok sohasem kerülnének egymáshoz közelebb.
Ez a tendencia persze csak a földi körülmények között működik spontán módon. A Nap közepében a hőmérséklet olyan magas, hogy a hidrogénatomok egymástól távol kerülnek, és az atommagok csak a saját atomjuk környékén fordulnak elő. A belső nyomás is olyan nagy, hogy a hidrogénatommagok egymáshoz közel vannak nyomva, és mivel a magas hőmérséklet miatt sokkal nagyobb sebességgel mozognak, mint a Földön, egyszerűen péppé zúznák egymást, ami elősegíti a maghasadást.
Hans Albrecht Bethe német-amerikai fizikus (szül. 1906) a hidrogén maghasadásával foglalkozott, és az olyan nukleáris reakciókat tanulmányozta, amelyeket laboratóriumi körülmények között is elő lehetett állítani. Ezekből a kísérletekből kiszámította, hogy mi történhet a Nap belsejének nyomása és hőmérséklete mellett ugyanezekkel a kísérleti anyagokkal. 1938-ra kidolgozta a nukleáris reakcióknak egy sémáját, ami elegendő energiát biztosíthatna a Nap számára, és ezt az elméletet azóta is elfogadjuk. Csak egy évszázada van válasz arra a kérdésre, amit először Helmholtz tett fel.

 

 

Ismert e az ókori ember minden csillagot?

A bolygók és a Nap után ideje hogy a csillagok világához forduljunk. Az első kérdés, amit felteszünk, butának tűnt volna az őskor vagy a középkor, embere számára, amikor a láthatatlan csillagok koncepciója képtelenségnek számított. A csillagok világítanak és fényt adnak le, úgyhogy láthatónak kell lenniük. Ezenfelül a nyugati világ vallási vezetői azt gondolták, hogy az egész univerzum az emberiség javára teremtődött. A csillagok hasznosak voltak a jövőről végzett számításoknál, de annyira szépek voltak, hogy gyönyörködni is lehetett bennük. A láthatatlan csillagok sem hasznosak nem voltak, sem pedig szépek, nem szolgáltak semmilyen célt, úgyhogy valószínűleg nem is léteztek.
A csillagok intenzitása is változik időről időre. A legfényesebb csillagok annyira fényesek, hogy mindenki láthatja őket, aki nem vak. A leghomályosabb csillagok csak századannyira fényesek, mint a fényes csillagok, és ezért csak az éles szemű emberek láthatják őket. Lehetséges, hogy vannak olyan csillagok, amelyek annyira homályosak, hogy a legélesebb szemű emberek sem látják őket? Ha egy kicsit belegondolunk, valószínűnek tűnik, hogy ez így van. Miért lennének a csillagok csak annyira homályosak, hogy az emberek még láthassák őket?
Az emberek egyszerűen még nem gondolkodtak ezen a problémán. Annyira ragaszkodtak az elképzeléshez, hogy a csillagoknak az emberiséget kell szolgálniuk, hogy elvetették a láthatatlan csillagok létezésének lehetőségét, vagy egyszerűen végig sem gondolták azt. A teleszkóp felfedezése azonban nagy változást eredményezett. A teleszkóplencse (vagy egy domború tükör) sokkal nagyobb, mint a szem pupillája, sokkal nagyobb területről tudja összegyűjteni a fényt és ezt a fókuszra összpontosítani. Ez azt jelenti, hogy a csillagok sokkal fényesebbnek látszanak teleszkópon, mint hogyha csak szemmel néznénk őket, és ha léteznének olyan csillagok, amelyek túl homályosak ahhoz, hogy emberi szemmel kivehetőek legyenek, a teleszkóp elég fényt tudna összegyűjteni ahhoz, hogy láthatóvá tegye őket.
Amikor 1609-ben Galilei az ég felé fordította a teleszkópját, megbizonyosodhatott az előbb elmondottak igazáról. Akárhányszor csak ránézett az égre a teleszkópján keresztül, mindig talált új csillagokat, amelyeket szabad szemmel nem vett észre. Az ég – legalábbis úgy tűnt – csillagok millióival van tele, amelyek túl homályosak ahhoz, hogy az ember segédeszköz nélkül láthassa őket, de ott voltak változatlanul, és teleszkóppal mindig észlelhetők maradtak. Ez azt is jelentette, hogy az univerzumban nemcsak körülbelül 6000 csillag van, hanem sok millió.
Galileinek ez az egyszerű mutatványa két dologhoz vezetett. Először is olyan felfedezés volt, amely az univerzum összetettségét és óriási méretét hangsúlyozta, továbbá megmutatta, hogy az egyáltalán nem olyan egyszerű szerkezetű, mint ahogy azt korábban gondolták. Másodszor pedig, ez volt az első tudományos felfedezés, amely megmutatta, hogy az univerzum nem az emberiség szórakoztatására jött létre. Létezik még több millió csillag, amelynek semmi hatása nincs az emberi életre, de azért megvannak. Először az emberek gondolhatták azt is, hogy az univerzum közömbös az emberiség iránt, ami már régebb óta létezik, mint az emberiség és sokkal tovább marad fenn. A világegyetem fenségessé vált, de ugyanakkor sokkal tartózkodóbbá és kevésbé barátságossá.

 

 

Tényleg állnak az állócsillagok?

Erre az lehetne a válasz, hogy persze, természetesen. Hogyan is lehet ebben kételkedni? Végül is ugyanazokat a csillagokat látjuk ugyanabban a konfigurációban, mint ahogy azokat az ősi sumérok látták. Miután pedig nem volt változás, ezért a csillagoknak állniuk kell. Tényleg mondhatjuk azt, hogy valamiben nem történik változás, csak azért, mert mi nem látjuk azt? Vannak változások, amelyek olyan lassan mennek végbe, hogy úgy tűnhetnek, mintha egyáltalán nem történtek volna meg. Képzeljük el például, hogy egy órának a nagymutatóját nézzük egy fél percig. Könnyen arra a következtetésre juthatunk, hogy az egyáltalán nem mozog, hanem egyhelyben áll. Ha otthagyjuk, és egy óra múlva visszatérünk hozzá, akkor már észrevesszük, hogy a nagymutató megmozdult. Egy órával ezelőtt még az egyesre mutatott, amikor visszatértünk, már a kettesnél jár.
Hirtelen átcsúszott volna, amikor egy pillanatra lehunytuk a szemünket, vagy pedig folyamatosan mozgott, csak olyan lassan, hogy a mozgás egyes periódusait nehéz lett volna megfigyelni? Ha elhatározzuk, hogy egy nagymutatót fogunk figyelni nagyon kitartóan, nemcsak egy percig, hanem tizenöt percig, akkor levonhatjuk azt a konzekvenciát, hogy a mozgása nagyon lassú. Ha pedig nagyítóüvegen keresztül néznénk, akkor észrevehetnénk, hogy fél perc alatt is elmozdul, de csak egy nagyon kicsit.
Még mindig biztosak vagyunk abban, hogy az állócsillagok tényleg állnak? Vagy pedig olyan lassan mozognak (sokkal lassabban, mint egy óramutató), hogy a mozgás nem követhető nyomon, csak akkor, ha századokat várunk? Azért sem lehetünk bizonytalanok, mert nem bízunk a saját szemünkben. Egy teleszkóp viszont (ugyanúgy, mint az óramutatóval kapcsolatban a nagyító) nyomon tudja kísérni ezeket az apró helyzetváltoztatásokat is.
1718-ban Halley (aki kiszámította a Halley-üstökös pályáját), miközben teleszkópján a különböző csillagok állását ellenőrizte, észrevette, hogy közülük három, a Szíriusz, a Procyon és az Arcturus vitathatatlanul változtatott a helyzetén ahhoz képest, ahogy azt a görögök lejegyezték. A régi görög csillagászoknak nem volt teleszkópjuk, de nagyon alapos megfigyelők voltak, és ebben sem tévedhettek nagyot.
Valójában ennek a három csillagnak olyanok voltak a pozícióik, amelyek csak egy kicsit különböztek a másfél századdal korábban Tycho Brahe által megadottaktól, és Tycho megfigyelései voltak a legjobbak, amelyek teleszkóp segítsége nélkül születtek.
Halley tehát csak azt a következtetést vonhatta le, hogy ezek a csillagok a szomszédos csillagokhoz képest megváltoztatták a helyzetüket, és ezt a mozgást folytatják. Ez pedig minden csillagra igaz lehet, tehát az állócsillagok nem állnak, hanem van egy bizonyos mozgásuk.
A három csillag, amelyeknek megfigyelték a helyváltoztatását, habár nagyon lassan, de még mindig gyorsabban mozogtak, mint más csillagok.
Ehhez még azt is hozzá kell tennünk, hogy ez a három csillag az ég legfényesebb csillagai között volt. Van-e kapcsolat a fényesség és a mozgás között? Ha van, akkor a csillagászoknak újra el kell gondolkodniuk az ég természetéről.

 

 

Van-e a csillagoknak is égboltjuk?

Mint ahogy már korábban is említettük, a régiek úgy gondolták, hogy az ég egy vékony, szilárd gömb, ami körülfogja a Földet, és ezen vannak rajta a parányi fénylő csillagok. Valójában egy felfedezés sem igazán változtatta meg ezt a nézetet egészen 1700-ig. Kopernikusz után lehetetlen volt azt gondolni, hogy a Föld a világegyetem központja, amely körül minden más kering. Világossá vált, hogy a Nap van a központban. Az ég még mindig egy égi szféra volt, amely a csillagokat tartotta, most azonban a Napot és nem a Földet vette körül.
Kepler ellipszis alakú pályái leradírozták a bolygók kristályos égboltjait, de a csillagok legkülső kristályos égboltja még megmaradt. Cassininek köszönhetően a naprendszer igazi arányai már ismertek voltak, és kiderült, hogy az sokkal nagyobb, mint amilyennek gondolták. Ez azonban csak azt jelezte, hogy a kristályos égbolt is kijjebb van.
1718 után, amikor Halley felfedezte, hogy az állócsillagok nem állnak, a csillagászoknak teljesen újra kellett gondolniuk az égről való elképzeléseiket. Természetesen az is elképzelhető, hogy a kristályos égbolt akkor is létezik, ha a csillagok mozognak és a csillagok egyszerűen nagyon lassan átcsúsznak a kristályos égbolt mentén. De miért csak néhány csillag mozog olyan gyorsan, hogy századok elteltével megfigyelhető a mozgása, és ezek miért pont a legfényesebb csillagok?
Lehet, hogy egyes csillagok nagyobbak, mint mások, ezért fényesebbek is, és lehet, hogy a nagyobb csillagok nehezebben maradnak fönt, és ezért lassan lecsúsznak az égbolt mentén. Ez pusztán ideiglenes érvelés, nem is felel meg az általános tapasztalatoknak, és más dolgokra sem ad semmilyen magyarázatot.
Másrészről bizonyos csillagok lehetnek közelebb a Földhöz, mint mások. Ha ez igaz, akkor a közelebb lévő csillagok átlagban lehetnek fényesebbek, mint a távolabbiak. Akkor is, ha minden csillag ugyanolyan sebességgel mozog, a közelebbiek mozgása gyorsabbnak tűnik, mint ahogy ezt már a könyv egy korábbi részében elmagyaráztuk. Ez így megfelel az általános tapasztalatoknak. Ez a magyarázat világossá teszi, hogy miért a fényesebb csillagok mozgása követhető nyomon. A homályosabb csillagok is mozognak, de mivel olyan messze vannak, hozzánk képest olyan lassan mozognak, hogy a helyzetváltoztatást még századok elteltével sem észlelhetjük, hanem valószínűleg több ezer év kell hozzá.
Ha a csillagok különböző távolságra vannak a Naprendszertől, akkor a kristályos égbolt nem létezhet. Helyette az űr határtalan, csillagokkal teleszórva, olyan, mint egy nyüzsgő méhraj. 1318 óta a kristályos égbolt kihalt a csillagászati gondolkodásból, és helyét a határtalan űr képe vette át.

 

 

Mik a csillagok?

Eredetileg a csillagokat annak gondolták, amiknek azok látszottak: a szilárd égbolthoz ragasztott parányi fénylő anyagpöttyöknek. Az univerzumot viszonylag kicsinek képzelték el, az eget pedig, ami ezt befedte, nem sokkal nagyobbnak. Egyre nehezebb volt tartani azt a nézetet, miszerint a csillagok kis pöttyök, minthogy az univerzum egyre csak nagyobbodott a csillagászok gondolkodásában.
Mire Halley felfedezte, hogy a csillagok mozognak, világossá vált, hogy a legközelebbi csillagok is milliárd mérföldekre lehetnek, ha a csillagok égboltján belül volt elég hely az óriási naprendszer számára. Ha egy fénypöttyöt ennyi milliárd mérföld távolságból is látunk, akkor annak mekkorának kell lennie? Ha ebbe belegondolunk, akkor csak azt a következtetést vonhatjuk le, hogy a csillagoknak nagyon nagy objektumoknak kell lenniük.
Ez először Nicholas of Cusa német tudósnak (1401-1464) jutott eszébe 1440-ben. Úgy tűnt számára, hogy a világegyetem végtelen és tele van szórva csillagokkal. Amiben ennél is tovább megy, az az, hogy mindegyik csillag ugyanolyan, mint a Nap, és mindegyikhez tartoznak más bolygók is, amelyeken akár élet is lehet. Ez a nézet sok mindent előre jelez a modern elképzelésekből, de nem több, mint puszta spekuláció, amely nincs alátámasztva bizonyítékokkal.
Amikor azonban Halley felfedezte, hogy a csillagok mozognak, akkor Nicholas of Cusa nézetei aktuálissá váltak. Halley azt is feltételezte, hogy a Szíriusz az ég legfényesebb csillaga – ami ugyanakkor hozzánk a legközelebb van, vagy legalábbis egyike a legközelebbieknek –, ugyanolyan fényes, mint a mi Napunk. Valószínűleg azért nem világított erősebben, mert olyan távol volt.
Milyen távol kellett volna lennie a mi Napunknak ahhoz, hogy csak annyira világítson, mint a Szíriusz? Halley kiszámította, hogy ha a Szíriusz ugyanannyira fényes nap, mint a miénk, akkor tőlünk 19 billió kilométerre kell lennie.
A Szíriusz Halley számításai szerint 1350-szer messzebb volt a Naptól, mint a Szaturnusz. A Szíriusznál homályosabb csillagoknak pedig nagyjából még messzebbre kell lenniük.

 

 

Valójában milyen messze vannak a csillagok?

Halley az alapján ítélte meg a csillagok távolságát, hogy a Naphoz képest milyen fényesek. Ez azonban egy kockázatos feltevés. Tényszerűen lehetnek homályosabbak, mint a mi Napunk, vagy ami azt illeti, fényesebbek Sokkal közvetlenebb módszerekre van szükségünk ahhoz, hogy meghatározzuk a csillagok távolságát. Melyek lehetnek ezek a módszerek?
A Mars távolságát 1672-ben becsülték meg viszonylagos pontossággal azzal, hogy Párizsból és Francia Guyanából nézték a bolygót, és kiszámították a parallaxist. Még a legközelebbi csillagok is valószínűleg néhány százezerszer távolabb vannak, mint a Mars, ami azt jelenti, hogy a legközelebbi csillagok parallaxisának néhány százezerszer kisebbnek kell lennie. A Mars parallaxisát is nehéz volt meghatározni, még ha különböző féltekékről nézték is őket. Így a csillagok parallaxisát majdnem lehetetlen meghatározni.
Azonban lehet, hogy feloldható ez a dilemma. A Föld a Nap körül kering, minden hat hónap alatt pályájának egyikvégéből a másikba ér. Ez a távolság körülbelül 300 millió kilométer, körülbelül 23 500-szor nagyobb, mint a Föld szélessége. Ha egy csillagot ugyanabból a helyzetből figyelünk meg január elsején, és július elsején, akkor a parallaxisnak 23 500-szor kellene nagyobbnak lennie, mintha egyszerűen csak a Föld ellentétes oldalairól figyelnénk meg.
Még ilyen körülmények mellett is egy csillag parallaxisa nagyon kicsi lenne, sokkal kisebb, mint amilyennek Cassini a Marsét feltételezte. Valójában, amikor Kopernikusz először kifejtette elméletét, néhány csillagász megjegyezte, hogy a csillagok nem mutatnak parallaxist, ezért a Föld nem változtathatja meg a helyzetét, hanem egy helyben kell maradnia. Kopernikusz korrektül válaszolt az ellenvetésre, amikor azt mondta, hogy valóban van parallaxis, de a csillagok olyan messze vannak, hogy emiatt azt nem lehet megmérni. Teleszkóp nélkül ez így is volt.
Ha a csillagok valóban óriási és különböző távolságra voltak, akkor elméletben a parallaxisukat meg lehetett volna határozni. Az 1800-as években a teleszkóp olyan fokra fejlődött, hogy ezt az ötletet kivitelezni is lehetett.
Az 1830-as években Friedrich Wilhelm Bessel német csillagász (1784-1846) az addigi legjobb minőségű teleszkópjával egy elég homályos csillagot vizsgált meg, amelyet Cygni 61 névre kereszteltek. Homályossága ellenére ennek volt a legnagyobb érzékelhető mozgása. Ez a tény azt a következtetést sugallta Besselnek, hogy viszonylag közel kell lennie a Földhöz. Végül 1838-ban meghatározott egy parányi parallaxist, és kiszámította a Cygni 61 távolságát. Az első becslésében csak egy kicsit tévedett, de első kísérletre ez is kiváló eredmény. A Cygni 61 csillag 105 billió kilométerre van a Földtől.
Röviddel ezután két másik csillagász is meghatározta egy csillagnak a parallaxisát. Ez nem egy egybeesés volt, hanem ahogy az eszközök fejlődtek és ahogy a hozzáállás megváltozott, több tudós érte el ugyanazokat az eredményeket ugyanabban az időben.
Két hónappal azután, hogy Bessel bejelentette az eredményeit, Thomas Henderson angol csillagász (1793-1844) kiszámolta, hogy a fényes Alfa Kentauri csillag 42 billió kilométeres messzeségben van. Valójában eredményei már megvoltak Bessel eredményei előtt, de Bessel volt az, aki ezeket először publikálta – tehát írásos nyilatkozatba adta –, és aki először publikál, az kapja a bizalmat.
Egy kicsivel később Friedrich G. W. von Struve német-orosz csillagász (1793-1864) kimutatta, hogy az óriási fényes csillag, a Vega mai számokban kifejezve 255 billió kilométerre van a Földtől.
Kiderült, hogy az Alfa Kentauri az a csillag, amely a legközelebb található hozzánk.
A Szíriuszról kiderült, hogy 82 billió kilométer távolságban, nagyjából négyszer távolabb van, mint Halley gondolta.
Halley becslése azért nem volt pontos, mert ő azt feltételezte, hogy a Szíriusz ugyanolyan fényes, mint a Nap, pedig valójában 16-szor fényesebb annál.
Ezek a csillagok mind elég közel vannak a Naphoz. A nagy többség azonban olyan távoli, hogy a parallaxisaikat még a mai fejlett műszereinkkel sem tudjuk bemérni.

 

 

Milyen gyorsan terjed a fény?

Nagyon fárasztó dolog nagy számokkal dolgozni, és a sok nulla is nagyon zavaró. A naprendszer mérete miatt pedig szükség van arra, hogy kilométer-milliókban számoljunk. Amikor a csillagokkal foglalkozunk és több billió kilométerben kell számolnunk, akkor nagyon tehetetlennek érezzük magunkat.
A probléma az, hogy a kilométert és a mérföldet földi méretekre találták ki, nem pedig óriási csillagászati távolságokra. Ahhoz, hogy könnyen dolgozhassunk a csillagtávolságokkal, szükségünk van egy másik mérőegységre, arra, amit a fény esetében szoktunk használni.
Ehhez fel kell tennünk a kérdést, hogy milyen sebességgel terjed a fény. Ha a szobának egy sarkában felgyújtjuk a villanyt, mennyi időt vesz igénybe, hogy a fény a szoba másik sarkába is eljusson, és mindenhol egyenletes világosság legyen?
Azok számára, akik erről sohasem gondolkodtak el, úgy tűnhet, hogy a fény azonnal beteríti a szobát, tehát határtalan sebességgel terjed. Végül is amikor bekapcsoljuk a lámpát, akkor az a szoba minden pontját azonnal megvilágítja. Ez még akkor is így történik, ha egy nagyon erős lámpát kapcsolunk fel egy hatalmas stadionban. Minden azonnal fénybe borul.
Nehéz azokat a szavakat használni, hogy azonnali vagy határtalan, mert elképzelhető, hogy a fény nem azonnal terjed ki, hanem egy nagyon rövid időszakasz alatt, ami nagyon kicsi ahhoz, hogy mérhető legyen. Lehet az is, hogy a fény nem határtalan sebességgel terjed, hanem csak olyan gyorsan, hogy az végtelennek tűnik.
A legjobban úgy tudjuk tesztelni ezt a lehetőséget, hogy hagyjuk a fényt hosszú távolságon keresztül terjedni. Lehet, hogy azt az időt, ami alatt a fény ezt a hosszú távolságot megteszi, már meg lehet mérni. Galilei volt az első, akinek ez a kísérlet az eszébe jutott.
Galilei és a segítője egy-egy lámpást vittek magukkal és a sötét éjszakában két szomszédos hegyre másztak fel. Galilei kinyitotta lámpásának az ablakát, és kiengedett belőle egy fénysugarat. A segítője, ahogy a fényt észrevette, azonnal kinyitotta a saját lámpásának az ablakát és ő is kieresztett egy fénysugarat válaszképpen, Galilei ismerte a hegycsúcsok közötti távolságot, tehát a saját fénysugarának a kieresztése és válasz fénysugár megérkezése közötti idő lenne az az időszakasz, ami alatt a fény kétszer megteszi ezt a távolságot az egyik hegycsúcsról a másikra.
Ez egy nagyon rövid időköz volt. Egy részét a fény terjedési ideje tette ki, másik részét pedig a reakcióidő. Végül is egy pici időre a segítőnek is szüksége volt, hogy észrevegye a lángot, és válaszképpen kinyissa a saját lámpásának az ablakát.
Galilei később megismételte a kísérletet két olyan hegycsúcsról, amelyek távolabb estek egymástól. A reakcióidő ugyanannyi volt, tehát a plusz időt csakis a fény terjedésének ideje adhatta. Galilei úgy találta, hogy nem volt plusz idő. Az első és a második láng között eltelt idő csak a reakcióidő lehetett. A fény sokkal gyorsabban terjed tehát annál, mint hogy ilyen módon meg lehetne mérni a sebességét.
Galilei úgy gondolta, hogy találnia kellene egymástól még távolabbra eső hegycsúcsokat, bár sejtette, hogy ez nem vezet a megoldáshoz. Miután a Föld gömbölyű, ezért az egymástól nagyon távolra eső hegycsúcsok nem is láthatóak. Ezenkívül Galilei nem is tudott találni egy olyan fényes lángot, amely ekkora távolságból is látható lenne. Persze ha lettek volna megfelelő eszközei, akkor nagyon rövid időszakaszokat is meg tudott volna mérni, akkor el tudta volna végezni ezt a kísérletet. Mivel azonban nem volt ilyen eszköze, abbahagyta a próbálkozásait.
Közel fél évszázad múlva azonban a probléma véletlenül megoldódott. Claus Roemer dán csillagász (1644-1710) a Jupiter négy mellékbolygóját tanulmányozta. Akkoriban az ingaóra már lehetővé tette, hogy viszonylag pontosan mérjék meg az időt, és azt is tudták, hogy az egyes mellékbolygók mennyi idő alatt kerülik meg a Jupitert. Egy bizonyos időpontban mindegyik eltűnt a Jupiter mögött és előjött a másik oldalán.
Azonban ez nem volt teljesen szabályos. Fél év leforgása alatt a mellékbolygó elhalványulása egy kicsit rövidebb időszakasz alatt zajlott le a vártnál, a másik félidőben azonban egy kicsit elmaradt önmagához képest. Átlagban ezek kiegyenlítődtek, azonban volt olyan, hogy az elhalványulások nyolc perccel korábban következtek be, egy fél évvel később pedig nyolc perccel előbb jártak, mint a terv.
Roemer, miközben a magyarázaton gondolkodott, rádöbbent, hogy az elhalványulásokat a Jupiterről és a tőle a Föld felé keringő mellékbolygókról visszaverődő napfény világítja meg. Miközben a Jupiter és a Föld megkerülték a Napot, volt olyan időpont, amikor mindkét bolygó a Napnak ugyanazon oldalán tartózkodott, és amikor a Jupiterről a Föld felé jövő fény a Jupiter és a Föld között lévő lehető legrövidebb ösvényt követte. Körülbelül kétszáz nappal később a Jupiter és a Föld a Nap ellentétes oldalán voltak, és a Jupiterről jövő fénynek oda kellett eljutnia, ahol a Földnek kellett volna lennie, ha a Jupiterrel megegyező oldalon van és a Föld képzeletbeli pályáján keresztül eljutni oda, ahol a Föld ténylegesen volt.
16 percet vett igénybe, hogy a fény a Föld pályáján áthaladjon, 8 percet, hogy a Jupiterről a Napra eljusson és még nyolcat, hogy eljusson a másik oldalon lévő Földig. Ez a távolság nyilvánvalóan nagyobb volt, mint a Galilei által használt két hegycsúcs közötti távolság. A két nagyon távoli hegycsúcs, a Jupiter és a Föld egymást láthatták, a fény is elég erős volt ahhoz, hogy az egyik helyről a másikat látni lehessen, a távolság pedig egyenletesen változott az idővel. Ez tehát Galilei kísérlete volt, csak a méretek voltak nagyobbak, és ezért eredményre is vezetett.
Roemer 1676-ban tette közzé az eredményeit. Nem tudta pontosan azt a számadatot, ami a Föld pályájának szélességét jelölte, úgyhogy a számításai egy kicsit félrecsúsztak, de a jó nyomon járt. Most először mondták ki, hogy a fény sebessége nem végtelen, de minden eddig mért sebességnél nagyobb. Más módszerek azonban pontosabban mérték meg a fény sebességét. A jelenleg elfogadott szám a 299 800 kilométer/másodperc.

 

 

Mi az a fényév?

Hogyan segít nekünk a fénysebesség a csillagok távolságának meghatározásában? Tegyük fel, hogy megpróbáljuk kiszámítani, milyen gyorsan terjed a fény egy év alatt. Minden másodpercben 299 800 kilométert tesz meg, 60 másodperc az egy perc, 60 perc egyenlő egy órával, 24 óra egy nappal, 365 és fél nap pedig egy évvel. Ez annyit jelent, hogy egy évben majdnem 31 557 000 másodperc van. Ha megszorozzuk a távolságot, amelyet a fény egy másodperc alatt megtesz, akkor azt kapjuk, hogy a fény egy évben 9,46 billió kilométert tesz meg. Ezt a távolságot nevezzük fényévnek.
A legközelebbi csillag, az Alfa Kentauri 4,4 fényévre van tőlünk. Ez azt jelenti, hogy a Földtől a fény 4,4 év alatt érne az Alfa Kentaurira vagy onnan a Földre. Ez azt is jelzi, hogy milyen messze vannak a csillagok. Egy fénysugár a másodperc 1/60-ad része alatt ér New Yorkból San Franciscóba, egy picit több mint a másodperc 1/8-ad része alatt kerülné meg a Földet és 16 perc alatt a Föld-pályát, de 4,4 évbe telne, hogy akár a legközelebbi csillaghoz is eljusson.
A Szíriusz 8,6 fényévre van tőlünk, a Cygni 61 11,2 fényévnyire, a Vega pedig 27 fényévnyire, és ezek vannak hozzánk a legközelebb.
Annak ellenére, hogy a fényév nagyon hatékony a hosszú távolságok mérésében, a csillagászok már nem nagyon használják. Helyette a távolságot parszekben mérik.
Minden kört, még az elképzelhetetlenül nagyokat is eloszthatjuk 360 fokra, minden fokot 60 ívpercre és minden percet 60 ívmásodpercre. Ez azt jelenti, hogy minden kört 1 296 000 egyenlő ívmásodpercre oszthatunk.
Ha elképzelünk egy pici o-t az égen, amely csak egy ívmásodperc, majd elképzelünk rengeteg ilyen o-t, ahogy felsorakoznak egymás mellett és az égen keresztül egy kifeszített vonal mellett álldogálnának, akkor 1 296 000-ra lenne szükség belőlük, hogy egy teljes kört alkossanak. Valójában mindegyik o nagyon pici.
Milyen messze kell lenni egy csillagnak ahhoz, hogy legyen egy olyan parallaxisa, amely a normális első pozícióból az egyik oldalra fordul, majd a másikra egy ívmásodperc alatt, ami alatt a Föld is megkerüli a Napot. A válasz 3,26 fényév, ami egyenlő a második parallaxiával vagy rövidebben parszekkel. Egy csillag sincs olyan közel, hogy az ívmásodperce kisebb lenne, mint 1, amikor a Föld pályájának másik oldaláról nézzük. Ez az oka annak, hogy ennyi időbe telt megmérni a távolságukat. Az Alfa Kentauri 1,34 parszek, a Szíriusz 2,65 parszek, a Cygni 61 3,44, a Vega pedig 8,3 parszek távolságra van tőlünk: 1 parszek egy kicsivel több, mint 30 billió kilométer.

 

 

Mozog-e a Nap?

Kopernikusz óta a Nap az univerzum mozdulatlan központja címet viseli. Miután Halley felfedezte, hogy az állócsillagok nem állnak, és elkezdett azon gondolkodni, hogy a csillagok nem egymástól óriási nagy távolságra elhelyezkedő csillagok-e, azóta valószínűtlen, hogy a mi napunk az egyetlen csillag, amelyik nem mozog. Az pedig még valószínűtlenebb, hogy a megszámlálhatatlan billió mérföldre lévő csillagok is a mi központnak tekintett Napunk körül keringenének.
Ha minden csillag mozog, a mi Napunk miért ne mozogna? Tudásunk szerint semmi különös ismertetőjegye nincs a Napnak, hacsak nem az, hogy sokkal közelebb van hozzánk, mint más csillagok. Tehát a Nap is mozog, de hogyan mutathatnánk be, hogy mozog és milyen irányban?
1805-ben, több mint húszéves tanulmányozás után Herschel (aki az Uránuszt is felfedezte) úgy érezte, hogy tudja a választ erre a kérdésre. Végül is, képzeljük el, hogy a Napot minden irányból körülveszik a csillagok körülbelül egyforma távolságban. Akkor úgy látszana, mintha a Naphoz legközelebb esők távolabb lennének, mint a messzebb lévők. (Ezt a hatást érzékelhetjük, hogyha az őserdőben vagyunk, amikor a hozzánk közel álló fák jól elkülönülnek egymástól, a messzebb lévők azonban egy nagy zöld masszának látszanak.)
Herschel annyi csillagnak mérte meg a pontos távolságát, ahánynak csak tudta, és azt találta, hogy egy bizonyos irányban úgy látszik, mintha a csillagok elkülönülnének egymástól, és a Herkules konstellációban egy bizonyos ponttól távolodnának el. Ezt a pontot Herschel apexnek nevezte el. Az ég pontosan ellenkező oldalán pedig úgy látszott, mintha a csillagok egy másik pont felé gyülekeznének, ami éppen ellentétes az apexszel.
Nem lenne szükség erre a különös irányú mozgásra, hogyha a Nap egy helyben állna. De ha a Nap az apex irányában mozog, akkor az apex közelében lévő csillagok hozzánk közelednének a Nap feléjük való közeledésével és ugyanakkor látszólag távolodnának egymástól. Az ég másik oldalán lévő csillagok pedig tőlünk távolodnának, a Nap tőlük való távolodásával, és úgy tűnne, mintha ugyanakkor összetartanának.
Herschel azt a következtetést vonta le, hogy a Nap a Herkules konstelláció iránya felé mozog. Azután hogy több ezer éven keresztül tartották a Földet a világegyetem középpontjának, majd két és fél évszázadig gondolták, hogy a Nap az univerzum központja, kiderült, már amennyire a csillagászok ezt magabiztossággal kijelenthetik, hogy a világegyetemnek nincs középpontja. Minden mozgásban van.
Valójában Nicholas of Cusa világegyetemmel kapcsolatos sok helyes feltételezése között, amelyeket Kopernikusz előtt egy évszázaddal gondolt ki, az is szerepelt, hogy a világegyetemnek nincs középpontja.

 

 

A természet törvényei mindenütt azonosak?

A naprendszer eredetéről beszélve olyan fogalmakkal találkoztunk, mint a gravitáció törvénye, az impulzus megmaradásának elve vagy a centrifugális hatás. Azt mondtuk, hogy ezeket a törvényeket bizton tekinthetjük helytállóaknak, hiszen azok a Földön itt és most is érvényesek.
De honnét lehetnénk biztosak abban, hogy valami, pusztán azért mert jelenleg működik, ugyanezt tette 4,6 milliárd évvel ezelőtt is? Honnét tudhatnánk, hogy valami, ami itt működőképes, nem mond csődöt egy másik világban? Röviden: mi a biztosíték arra, hogy a természet törvényei azonosak tértől és időtől függetlenül?
Miért kellene a természet törvényeinek változniuk tér és idő függvényében? Az ugyanis biztos, hogy semmiben sem különböznek egymástól a Föld eltérő pontjain, és változatlanok maradtak az utóbbi néhány évtized során is, mialatt a tudósok az anyagot vallatták.
Ez az érv nem valami meggyőző, hiszen mit számíthat néhány ezer kilométer vagy pár szár év, amikor sok fényévnyi távolság és milliárd években kifejezhető idő távlatában kell gondolkodnunk?
De ha a természet törvényei nem egyetemesek, akkor sok olyan jelenséggel fogunk találkozni, amelyet nem tudunk majd megérteni. Káosz és anarchia fog uralkodni a világűrben, mert a törvények, amelyeket ismerni véltünk, nem érvényesek a megváltozó körülmények között.
Mégis, lehet hogy ez a valós helyzet. Hiszen valóban sok olyan jelenséget tapasztaltunk már, amelyet a mai napig sem sikerült megértenünk, vagyis megtörténhet, hogy tényleg káosszal és anarchiával állunk szemben. Az utóbbi években a tudósok előtt tulajdonképpen nyilvánvalóvá vált, hogy a világűr bizonyos tekintetben sokkal nagyabb káoszról tanúskodik, mint ahogyan arra korábban számítottak.
Mégis, a tudósok többsége továbbra is szívesen feltételezi, hogy az univerzum lényegében egyszerű, és hogy benne mindenütt, minden időben ugyanazok a természeti törvények uralkodnak, de ez csupán egy kényelmes feltevés. Mielőtt hinni tudnánk benne, példákra és bizonyítékokra van szükségünk.
Az 1700-as évek vége felé például, az ember által éppen felfedezett fizikai világgal kapcsolatos legfontosabb általánosítás Newton egyetemes gravitációs törvénye volt. Kétség nem fért hozzá, hogy a szoláris rendszer teljes széltében működött, hiszen valamennyi bolygó és hold szinte pontosan e törvénnyel összhangban mozgott. Amikor kiderült, hogy az Uránusz mozgása nem felel meg neki teljes egészében, a csillagászok feltételezték, hogy egy másik bolygó létezhet mögötte, amelynek gravitációs ereje megmagyarázná az eltérést. Kutattak utána, és meg is találták ezt a bolygót, a Neptunuszt, méghozzá pontosan ott, ahol lennie kellett.
Mindaddig, amíg lényegében a szoláris rendszert tekintették a teljes univerzumnak, az egyetemes törvények is kielégítőek voltak, de amint fény derült arra, hogy a csillagok is rendkívül nagy távolságban elhelyezkedő napok, a csillagászok nehézségekkel találták magukat szembe. Vajon a természet törvényei érvényesek lehetnek ilyen felfoghatatlanul nagy távolságokon is?
Ezt a kérdést is Herschel válaszolta meg. Bizonyítékot keresett a csillagok egymás közötti parallaxisának létezésére, és megtörtént, hogy egymáshoz nagyon közel eső csillagokat kellett tanulmányoznia. Abban az időben természetesnek tartották, hogy a csillagok, akár a mi Napunk, szétszórva, magányosan ragyognak a mindenségben. Ezért ha két csillag nagyon közelinek tűnt az égen, az csupán azért lehetett, mert ugyanabban az, irányban helyezkedlek el tőlünk, csak az egyik jóval távolabb volt, mint a másik. Ebben az esetben közelebbi csillag parányi parallaxist mutathat a másikhoz viszonyítva.
Sikerült kiderítenie, hogy az ilyen csillagok esetében apró eltérés mutatkozik a pozíciót illetően, jóllehet nem olyan eltolódásról van szó, amilyenre a parallaxisnál számítani lehet. 1793-ban már meg volt róla győződve, hogy csillagpárokat, kettős csillagokat figyel meg, amelyek a valóságban is egymáshoz közel helyezkedtek el, nem csupán az égen való megjelenésükben, és hogy azok egymás körül keringenek. Az ilyen csillagokat a gravitációs erő köti össze, tehát mozgásukból arra következtethetünk, hogy Newton gravitációs törvénye, amelyet a Hold Föld körül végzett keringéséből vezetett le, nemcsak a szoláris rendszer valamennyi égitestjére, hanem a távoli csillagokra is egyaránt érvényes.
Ez volt az első jele annak, hogy a csillagok nem feltétlenül egymagukban léteznek, hanem párokban, vagy amint az kiderült, összetettebb csoportokban is megtalálhatók. Mielőtt meghalt volna, Herschel nem kevesebb, mint nyolcszáz kettős csillagot határolt be. Kivétel nélkül valamennyi annak a gravitációs törvénynek engedelmeskedett, amelyet Newton dolgozott ki és Einstein tett még egyetemesebb érvényűvé.
És így ment ez tovább. Az elmúlt két évszázadban minden tudományos felfedezés támogatni látszott azt az elképzelést, miszerint a természet törvényei alkalmazhatók mindenütt tértől és időtől függetlenül. A Szélsőséges természet teremthet ugyan olyan feltételeket, amelyekben ezek a törvények csütörtököt mondanak, de ilyen körülmények alapos tanulmányozására egyelőre nem nyílt még alkalmunk. A tudósok az utóbbi időben arra a véleményre jutottak, hogy olyan kaotikus körülmények, amelyek kialakulása nem látható előre; és nem magyarázható meg különösebb bizonyossággal, mindenütt létrejöhetnek, itt a Földön és a legtávolabbi csillagokon egyaránt.

 

 

Mik a változó csillagok?

Az arisztotelészi mű, miszerint az égi objektumok öröklétűek és változásoktól mentesek, ésszerűnek látszott. Az biztos, hogy a csillagok estéről, estére ugyanúgy néztek ki.
Ez mégsem volt tökéletesen igaz. Vegyük a Perszeusz csillagkép második legfényesebb csillagának, a Beta Perseinek az esetét. Minden két nap és huszonegy óra elteltével elveszíti fényének több mint a felét, hogy azután egy rövid idő elteltével ismét visszanyerje azt.
Ez aligha kerülhette el az ókori és a középkori emberek figyelmét. A csillagkép egyébként Perszeusz görög mitológiai hőst ábrázolja, abban a pillanatban, amikor az levágta a kígyóhajú Medúza fejét. A névadó a magasba emeli a lemetszett fejet, amelyet a Beta Persei jelez, úgyhogy ezt a csillagot az arabok Algolnak nevezték el (és később ez a név terjedt el), ami az ő nyelvükön vámpírt jelent. Ezt a fényességben mutatkozó változékonyságot mégsem említette senki a modern idők kezdetéig. Meglehet, azért, mert a fényerő változásának, egy égitest állandóságán esett csorbának a megfigyelése annyira zavarba ejtette az embereket, hogy senki sem akart róla beszélni.
1872-ben John Goodricke (1764-1786) angol csillagász, egy zseniális süketnéma, aki fiatalon meghalt, azzal állt elő, hogy az Algol kettőscsillag lehet, amelynek egyik fele meglehetősen sötét. Mindén két napban és huszonegy órában a sötétebb csillag fényesebb párja elé kerül, és eltakarja azt, így adva magyarázatot a fényerő átmeneti gyengülésére. Amikor pedig a sötét csillag tovább halad, a fényesség ismét visszatér. Goodricke megelőzte korát, ugyanis az ő idejében Herschel még nem tette közzé a kettős csillagok létezéséről szóló felfedezését. Idővel azonban bebizonyosodott, hogy a süketnéma csillagásznak tökéletesen igaza volt.
Számos példát találhatunk az ehhez hasonló átfedéses változékonyságra, de léteznek olyan csillagok is, amelyek fényereje nem szabályos időközökben változik. 1596-ban egy német csillagász, David Fabricius (1564-1617) a Cetus csillagképben egy csillagot észlelt, az Omicron Cetit, amelynek nem volt állandó a fényessége. A csillagászok folytatták a megfigyelését, és azt kellett látniuk, hogy ez a csillag néha olyan fényesen ragyog, hogy besorolható az égbolt száz legfényesebb csillaga közé, máskor pedig annyira elhalványul, hogy teleszkóp nélkül nem is látható. Ezekre az elhalványulásokra és felragyogásokra majdnem egyéves periódusokban kerül sor, de az időszakok váltakozása annyira szabálytalan, hogy az nem lehet eltakarás eredménye. Ebből arra következtethetünk, hogy ez a csillag bizonyos időszakokban több fényt és hőt sugároz, mint máskor. Tehát egy valódi változó csillag, amelyet a meglepett csillagászok Mira névre kereszteltek (ami latinul csodálatosat jelent).
1784-hen Goodricke a változó csillagok egy másik fajtáját, a Delta Cepheit fedezte fel a Cepheus csillagképben. Ennek szabályos időközönként változott a fényessége, de ez nem lehetett átfedés következménye, ugyanis a felragyogás gyorsan ment végbe, míg az elhalványulás lassan. (Ha a fényerő változását egy égitest áthaladása okozta volna, akkor az erősödés és a gyengülés ideje azonos lett volna, mint az Algol esetében.)
Csillagok százait fedezték fel azóta, amelyeknek fényereje hasonló módon növekszik, illetve csökken, és ezeket közös néven Cepheid változóknak nevezik. Némely Cepheid mindössze három nap alatt bevégez egy periódust, míg másoknak ez ötven napba is beletelik. Ahogyan arra később rá fogok mutatni, a Cepheidekről kiderült, hogy hihetetlenül nagy jelentőséggel bírnak a hatalmas távolságok mérésében.

 

 

Miben különböznek egymástól a csillagok?

Egészen a modern időkig a csillagok jóformán egyetlen tulajdonságuk, a fényességük alapján tértek el egymástól. Hipparkhosz volt az első, aki a csillagokat fényességük alapján osztályozta. Az égbolt húsz legfényesebb csillaga alkotja az egyes magnitúdójú első fényrendet, majd a csökkenő fényerő sorrendjében következik a második, harmadik, negyedik és ötödik fényrend, míg a hatodik fényrendbe tartozó csillagokat a segédeszközt nem használó szem már alig látja.
A csillagok fényességét olyan finomsággal mérhetjük, hogy a fényrendeket tizedesekre oszthatjuk. Egy csillag magnitúdója lehet 2,3 vagy 3,6, ahol minden fényrendfokozat 2,512-szer nagyobb fényerőt jelent, mint a következő, egyel nagyobb értékű fényrend. A 2,0 fényrendbe sorolt csillag 2,512-szer fényesebb, mint a 3,0 fényrendű csillag, és így tovább.
Az első fényrendbe sorolt csillagok némelyike annyira fényes, hogy 0 magnitúdót kell náluk megállapítani, sőt, néha még a negatív számozásra is szükség van. Az égbolt legfényesebb csillagának, a Szíriusznak a magnitúdója 1,47. A fényrendskála alkalmazható más égitestekre is, nemcsak a csillagokra. A Vénusz magnitúdója, amikor a legfényesebb, 4, a teliholdé 12, a Napé pedig 26. A fényrendfokozatok kiterjeszthetők a halvány csillagokra is, amelyeket már csak teleszkóp segítségével láthatunk, úgyhogy vannak hetes, nyolcas stb. fényrendű csillagok, egészen a húszasig, sőt még azon túl is.
Egy csillag nemcsak azért lehet fényesebb a másiknál, mert több fényt bocsát ki, hanem azért is, mert közelebb található hozzánk. Egy viszonylag gyenge fényű csillag, amely közel van hozzánk, fényesebben jelenhet meg az égen, mint egy tőle valójában sokkal nagyobb fényerejű csillag, amely viszont távolabb helyezkedik el tőlünk.
Ha ismerjük egy csillag tőlünk való távolságát és a fényrendjét, akkor kiszámíthatjuk valódi fényességét, azaz fényerősségét. Azt is feltételezhetjük, hogy minden csillag állandó, 10 parszek (32,6 fényévnyi) távolságra helyezkedik el tőlünk, és kiszámíthatjuk, hogy ebben az esetben milyen fényesnek látnánk, amely adatot abszolút fényerősségnek is nevezünk.
Például a mi Napunknak a magnitúdója, ha 10 parszek távolságra lenne tőlünk, mindössze 4,6 lenne, tehát valójában nem is egy fényes csillag. A Szíriusz abszolút fényerőssége ezen a távolságon 1,3 lenne, tehát lényegesen nagyobb fényerejű a mi csillagunknál, de vannak olyan csillagok is, amelyek ennél is nagyobb energiával sugároznak. A Rigel abszolút magnitúdója az Orion csillagképben például 6,2, vagyis mintegy 20 000-szer fényesebb a mi Napunknál. Az ilyen fényerejű csillagok azonban ritkák. Feltűnőek ugyan, megjelenésük folytán, de számuk csekély, és valójában a csillagok kilenctizede haloványabb, mint a Nap.
1914-ben egy amerikai csillagász, Henry Norris Russel (1877-1957) rámutatott, hogy a csillagok, legalábbis azok 95 százaléka szabályos mértani sorba állítható. Minél nagyobb a csillag tömege, annál fényesebb és forróbb is. A legtöbb csillag, tömege szerint így sorba állítva a kicsi, hideg és homályos csillagoktól a nagy, izzó és fényes csillagok felé halad va, osztályozható a fő sorozatnak megfelelően.
Eddington, aki kiszámította a Nap középpontjának hőmérsékletét, kifejtette a fő sorozat természetének lényegét. Minél nagyobb egy csillag, annál nagyobb gravitációs erő húzza az anyagát össze és annál magasabb a hőmérséklet is a belsejében, hogy ellensúlyozza ezt az erőt. És minél magasabb ez a belső hőmérséklet, annál több fényt és hőt sugároz a csillag. Más szóval, minél nagyobb a csillag tömege, annál fényesebb kell hogy legyen, ez a tömegfényerő törvénye.
A csillag hőmérséklete gyorsabban növekszik tömegénél, így amennyiben a csillag elég nagy, belső hőmérséklete annyira megemelkedhet, a kifelé ható tágítóerő olyan erős lehet, hogy a csillag labilissá válhat és hajlamos lehet felrobbanni. Ebből kifolyólag a Napnál hatvanszor nagyobb tömegű csillagok nemigen találhatók.
Másfelől, minél kisebb egy csillag, annál alacsonyabb hőfokra van szüksége a mag körül, hogy ellensúlyozza szerény gravitációs erejét. Ha a csillag elég kicsi, a belsejében uralkodó hőmérséklet olyan alacsony lehet, hogy egyáltalán nem is bocsát ki fényt. A Napnál tízszer kisebb tömegű test sötét lenne, és nem is számítana csillagnak a szó hagyományos értelmében.
Az ilyen leromlott csillagok mindazonáltal a Jupiter tömegének százszorosával is rendelkezhetnek. Melegek lennének és infravörös fényt sugároznának, amely kevesebb energiát tartalmaz a látható fénynél. Ezek a barna törpék, amelyekre nehéz rábukkanni, de a csillagászok kitartóan keresik őket, mert elképzelhető, hogy nagy számban léteznek, és ebben az esetben kihatással vannak a világűr természetére. Mindaddig, amíg egy csillag nagy hidrogéntartalékkal rendelkezik, és folytatja kisugárzását a hidrogénfúzió révén, addig megmarad a fő sorozatban.

 

 

Mi történik, ha megcsappan egy csillag hidrogénkészlete?

Miután a tudósok megállapították, hogy a csillagok, beleértve a mi Napunkat is, hidrogénfúzió útján állítják elő energiájukat, ez roppant fontos kérdéssé vált. A Nap, és általában a csillagok hatalmas mennyiségű hidrogént tartalmaznak, de ez a forrás nem kimeríthetetlen, a készlet nem tart a végtelenségig. Mi történik akkor, ha a hidrogéntartalék elapad?
Úgy tűnik, hogy amint a hidrogéntartalék vészesen megcsappan, a csillag mind kevesebb és kevesebb energiát állít elő. Ennek következtében lehűl, és többé nem tudja ellensúlyozni a gravitációs erőt, úgyhogy valószínűleg összeroppan, és egy hideg, sűrű objektum lesz belőle, egy halott csillag. Idővel tulajdonképpen ennek kell következnie, de minden bizonnyal több meglepő, közbülső állomásra kerülhet sor a csillag végső kimúlását megelőzően. A csillagok osztályozásának ez az elmélete első ízben annak a dán csillagásznak, Ejnar Hertzsprungnak (1873-1967) a munkájában jelent meg, aki elsőként terjesztette elő-az abszolút fényerősség koncepcióját.
Hertzsprung megfigyelte, hogy egyes csillagok, amelyek vöröses fényt bocsátanak ki, magas abszolút magnitúdóval rendelkeznek, vagyis eléggé sötétek. Mások viszont, amelyeknek alacsony volt az abszolút fényerősségük, nagyon erős fénnyel ragyogtak. A kettő között pedig nem talált semmit.
Ha egy csillag vöröses fényt sugároz, az annak a félreérthetetlen jele, hogy a felszíne viszonylag hideg, hőmérséklete nem haladja meg a 2000 Celsius fokot. Egy ilyen csillag, amennyiben a fő sorozathoz tartozik, kis tömeggel kell hogy rendelkezzen, ezért vörös törpének nevezik. A világűr bővelkedik ilyen csillagokban, ugyanis úgy látszik, hogy a csillagok háromnegyede ebbe a csoportba tartozik.
A fejtörést a fényes vörös csillagok okozták. Az ilyen csillagok felszínének is hidegnek kellett volna lennie, úgy, hogy a felszín minden egyes része jóval kevesebb fényt adjon le, mint a Nap felszínének részei, még akkor is, ha annál jóval fényesebbek. Erre csak az lehetett a magyarázat, hogy habár a felszín adott része sötétebb, viszont hatalmas kiterjedésű felületről van szó. Más szóval a fényes vörös csillagok sokkal, de sokkal nagyobbak, mint a Nap, és ennek tudható be magas fényerejük. Így ezeket vörös óriásoknak nevezték el.
Kezdetben azt tartották, hogy a vörös óriások az állandó sűrűsödés állapotában levő, nagyon fiatal csillagok, amelyek mind kisebbek és forróbbak lesznek, majd tovább sűrűsödnek és halványulnak, amíg csak nem válnak vörös törpékké. De ez nem lehetett így, mivel túl sok fény- és hőenergiát szabadítottak fel ahhoz, hogy csupán csillagokká sűrűsödjenek. A magjuk helyén lenniük kellett valamilyen nukleáris kemencéknek is. Ahogy a csillagászok folytatták annak a hidrogénfúziónak a tanulmányozását, amely a csillagok gyomrában megy végbe, rájöttek, hogy a vörös óriások nem a csillagfejlődés korai, hanem éppen ellenkezőleg, annak késői szakaszában járnak.
A csillagászok rájöttek, hogy amint, a hidrogén héliummá egyesül, az összegyűlik a csillag belsejében és héliummagot formál. Azután a hidrogénfúzió ennek a magnak a külső felülete mentén folytatódik. Ez a mag mind nagyobbá és mind sűrűbbé válik, a hőmérséklete pedig lassan emelkedik, úgyhogy idővel a csillag nagyobb mértékben melegedik fel, mint veszít hőt.
Végül a mag hőmérséklete annyira felszökik, hogy a héliumatomok is egyesülni kezdenek, és még nagyobb tömegű atomokat, szenet és oxigént alkotnak. Eközben a héliumfúzió által termelt hő, a még folyamatban levő hidrogénfúzió mellett meghaladja azt a fokot, amely a befelé ható gravitációs erő ellensúlyozásához szükséges, és a csillag tágulni kezd. Ahogy növekszik, külső rétegei hűlni kezdenek, mert a termelt hő mind nagyobb térben oszlik szét. A felszín minden egyes alkotóeleme hőt veszít, és a csillag vörösbe fordul, ugyanakkor a teljes hőmennyiség, amely a felduzzadt felületen szóródik szét, nagyobb annál, amennyivel a csillag a növekedést megelőzően rendelkezett.
Egyes csillagok, amikor növekedésnek indulnak, azt megszakításokkal teszik, egy ideig tágulnak, majd zsugorodnak, és így felváltva, egészen addig, amíg végül a tágító erő kerekedik felül. Ezeket a tágulásokat és összehúzódásokat jellemzik a Cepheid változóval. Amikor egy csillag vörös óriássá növi ki magát, akkor azt mondják rá, hogy „elhagyta a fő sorozatot”.
A legismertebb vörös óriás a Betelgeuse az Orion csillagképben. Úgy becsülik, hogy átmérője 1100 millió kilométert tesz ki, vagyis nyolcszázszor akkora, mint a mi Napunk. Ha a Betelgeuse a Nap helyén ragyogna, olyan nagy lenne, hogy felduzzadt teste magába foglalná az egész belső naprendszert. Felszíne valahol a Mars mögött húzódna, az aszteroidák övének környékén.

 

 

Lesz-e vörös óriás a mi Napunkból?

Az elkerülhetetlen, mivel a Nap hidrogéntartaléka is véges, de ez egyelőre nem jelent közvetlen veszélyt. Csillagunknak vagy 10 milliárd évig nem volna szabad elhagynia a fő sorozatot. Mivel körülbelül 4,6 milliárd éves, jelenleg középkorúnak számít. Persze fokozatosan egyre melegebb lesz, úgyhogy az utolsó 1 milliárd év folyamán, amit még a fő sorozatban tölt, a Föld esetleg túl forró lehet az élet számára. De ez még mindig hagy a számunkra kb. 3 milliárd évet, és nagyon kétséges, hogy az emberi faj egyáltalán fennmarad-e ennek az időnek akár a töredékéig is.
Természetesen, ha fennmaradnánk ennyi ideig, és megtanulnánk alkalmazkodni a növekvő hőmérséklethez, úgy 5 milliárd év múlva a Nap növekedésnek indulna. Mivel lényegesen kisebb tömegű, mint a Betelgeuse, nem is terjedne ki akkorára, de elég nagy lenne ahhoz, hogy elpusztítsa a Földet. Amennyiben távoli leszármazottainknak nem sikerül áttelepíteni magukat egy másik csillag körül keringő bolygórendszerbe, vagy csillagoktól és bolygóktól függetlenül fennmaradniuk a világegyetemben, ez a végünket fogja jelenteni.
Különböző csillagok eltérő ideig maradnak meg a fő sorozatban, tömegük függvényében. Emlékezzünk, hogy Eddington szerint minél nagyobb tömegű a csillag, annál nagyobb mennyiségű hőenergiát kell előállítania ahhoz, hogy szembeszegülhessen a nagyobb gravitációs erővel, és ennek a hőmennyiségnek nagyobb ütemben kell növekednie, mint a tömegnek. Ez azt jelenti, hogy az óriáscsillagnak olyan gyorsan kell felélnie hatalmas hidrogéntartalékát, hogy jóval rövidebb ideig marad meg a fő sorozatban, mint egy törpecsillag, amely a maga kisebb hidrogéntartalékát parányi adagokban fogyasztja. Más szóval, minél nagyobb egy csillag, annál rövidebb ideig marad a fő sorozatban.
A mi Napunkkal azonos tömegű csillag 10 milliárd évig tarthat ki a fő sorozatban, de egy kis vörös óriás, amely éppen csak elég meleg ahhoz, hogy egy vörös felvillanásnak látszék, akár 200 milliárd évig is a sorozatban maradhat. A nagyon fényes csillagok viszont rövid életűek. A legnagyobbak és legfényesebbek pár millió évnél nem maradnak tovább a fő sorozatban.