Kozmológia, kozmogónia

Teljes szövegű keresés

Kozmológia, kozmogónia
A kozmológia a csillagászatnak az az ága, amely a Világegyetem egészének kialakulásával foglalkozik; a kozmogónia ezen belül az egyes égitestek, a csillagok kialakulására próbál fényt deríteni.
A csillagászok többségének véleménye szerint a Világegyetem kialakulását az ún. standardmodell, vagy az „ősrobbanás-elmélet” írja le. Eszerint a Világegyetem mintegy 15-18 milliárd évvel ezelőtt rendkívül forró és sűrű tűzgömb formájában jött létre. A tűzgömb azóta fokozatosan tágul és ennek megfelelően hűl, miközben kialakultak a ma ismert égitestek.
Az ősrobbanást követő első másodperc elején a hőmérséklet olyan magas volt, hogy a táguló tűzgömbben csak a legnagyobb energiájú elemi részecskék létezhettek. Az első századmásodperc végén a hőmérséklet mintegy 100 milliárd kelvin fok volt. A tűzgömb elektronokból, pozitronokból, neutrinókból és fotonokból állt, ezek azonban a rendkívül magas hőmérséklet következtében egymással dinamikus egyensúlyban voltak, a részecske-antirészecske párok szétsugárzódtak, de a sugárzás energiája elég nagy volt ahhoz, hogy spontán módon újabb ilyen párok keletkezzenek. Kis számban jelen voltak a nehéz elemi részecskék, a protonok és a neutronok is. A hőmérséklet tovább csökkent, az első tizedmásodperc végén 30 milliárd kelvin fok volt, egy másodperc elteltével 10 milliárd, a 14. másodpercben 3 milliárd kelvin fok. A harmadik perc végére a hőmérséklet egymilliárd fokra csökkent, ami lehetővé tette, hogy a nehéz részecskék atommagokká (deutérium, hélium és kevés lítium) álljanak össze. Így ekkor a világegyetem legnagyobbrészt fotonokból, neutrinókból és antineutrinókból állt, de jelen voltak kis mennyiségben atommagok, valamint a szétsugárzás után megmaradt elektronok is. Néhány ezer év elteltével a hőmérséklet csökkenése lehetővé tette, hogy ezek az atommagokhoz kapcsolódva létrehozzák az atomos anyagot. Ez a gravitáció hatására csomósodni kezdett, létrejöttek a galaxisok és a legidősebb csillagok.
Edwin Hubble amerikai csillagász az 1920-as években végzett színképi vizsgálatai alapján megállapította, hogy a távoli csillagrendszerek, az extragalaxisok színképében „vöröseltolódás” figyelhető meg (a színképvonalak a spektrum vörös vége felé eltolódva látszanak). Feltételezve, hogy a vöröseltolódást a Doppler-jelenség okozza, megállapította, hogy a galaxisok minél messzebb vannak tőlünk, annál nagyobb sebességgel távolodnak. Ezt a folyamatos gondolatban visszafelé folytatva jutunk a forró tűzgömbbel kezdődött tágulás hipotéziséhez.
A 60-as évek közepén az amerikai George Gamow arra a következtetésre jutott munkatársaival, hogy a kezdettől fogva jelenlévő, az ősrobbanást követően néhány milliárd fokos hőmérsékletű sugárzási tér hőmérsékletének napjainkra néhány kelvinre kellett csökkennie. Tőlük függetlenül 1964-65-ben két másik amerikai, Robert Wilson és Arno Penzias mikrohullámú jelek terjedésének tanulmányozása közben minden irányból egyenletesen érkező mikrohullámú háttérsugárzást fedezett fel, amelynek intenzitás-eloszlása éppen egy 2,7 K-es test hőmérsékleti sugárzásának felel meg- igazolva Gamow korábbi, az ősrobbanáson alapuló feltételezését.
A Világegyetem nagyléptékű szerkezetére vonatkozóan csak kevés információ áll rendelkezésünkre. Az mindenesetre bizonyos, hogy a Világegyetem legalapvetőbb építőelemei a galaxisok (tejútrendszerek), amelyek valamiképpen galaxishalmazokba, szuperhalmazokba törömülnek.
A mi Tejútrendszerünk mai ismereteink szerint átlagos spirális galaxisnak tekinthető, kialakulását mintegy 10 milliárd évvel ezelőttre tesszük. A kezdetben gömbszimmetrikus gázfelhőből először a gömbalakot ma is kirajzoló, az ún. galaktikus hálót alkotó gömbhalmazok alakultak ki; ezek Tejútrendszerünk legősibb objektumai, csillagaik mintegy 10 milliárd évesek. A gömbhalmazok kialakulása után a megmaradt gáztömeg összehúzódása folytatódott, közben ellapult. Ebből a csillagok jó része nem magányosan, hanem csillagcsoportokat alkotva alakult ki. Tejútrendszerünk csillagainak számát legalább százmilliárdra becsüljük.
A csillagok egy része körül bolygók alakulnak ki, amint az a Naprendszer esetében is történt. A naprendszer keletkezéséről kialakult elméletek közül négy típust szokás megkülönböztetni.
A „befogásos” elméletek szerint a Nap a Naprendszer többi részétől függetlenül alakult ki, majd egy kozmikus gáz- és porfelhőn áthaladva befogta a bolygók anyagát (1). Más elméletek szerint a Nap kettőscsillag lehetett, amelynek egyik tagja később szétesett, ez vezetett a bolygók kialakulásához (2). A katasztrófa-típusú elméletek szerint a Nap közelében elhaladó csillag szakította ki a Nap anyagából a bolygókat (3).
Legelfogadhatóbbnak mai tudásunk szerint azok az elméletek látszanak, melyek szerint a Naprendszer egységes folyamat során alakult ki (4). Ide sorolhatók Kant és Laplace elméletei. Ma már bizonyosnak látszik, hogy a Naprendszer egy kozmikus gáz- és porfelhő összetömörülése útján keletkezett. Az összehúzódás során kisebb anyagcsomók leszakadtak, így alakultak ki a bolygók és a Naprendszer egyéb apró égitestei.
A Naprendszer korát a Föld legősibb kőzeteiben, a meteoritokban és a holdkőzetekben talált radioaktív izotópok arányának vizsgálata alapján határozhatjuk meg. Ezek mintegy 4,6 milliárd éves korra engednek következtetni.
Tisztázatlan kérdés, hogy mi indította el a Naprendszer születését megelőzően a gázfelhő összehúzódását. A legújabb elképzelések szerint ebben fontos szerepet játszhatott az ős-Naprendszer helyétől nem túl nagy távolságban egy vagy több szupernova (óriáscsillag) felrobbanása. Ezek egyrészt nehéz kémiai elemekkel szennyezték a gázfelhőt, másrészt a robbanást követő lökéshullámfront megindíthatta a gázfelhő összetömörülését, ami azután már a gravitáció hatására folytatódott.

 

 

A témában további forrásokat talál az Arcanum Digitális Tudománytárban

ÉRDEKEL A TÖBBI TALÁLAT