A csillagok születése

Képzeljük el, hogy egy hatalmas, hidrogénatomokból álló felhő lebeg az űrben. Amikor azt mondom, hogy hatalmas felhő, akkor ezt a méretére és a tömegére is értem. Ha egyesítenéd az összes hidrogénatomot, akkor nagyon-nagyon nagy valamit kapnál. Tehát van ez a hatalmas felhő. Tudjuk, hogy a gravitáció miatt az atomok vonzzák egymást. Általában nem gondolunk arra, hogy van az atomok közötti gravitációs erő, de hosszú távon ez hatással van az atomokra. Lassan közeledni fognak egymáshoz. Lassan sűrűsödik az anyag, lassan mozognak az összes atom tömegközéppontja felé. Lassan haladnak befelé. Tehát ahogy haladunk előre az időben, ez a felhő egyre sűrűbbé és sűrűbbé válik. És a hidrogénatomok elkezdenek ütközni és súrlódni egymással, kölcsönhatásba lépnek egymással. Így lesz egyre sűrűbb és sűrűbb. Ne feledd, hogy ez hatalmas mennyiségű hidrogénatom. Tehát a hőmérséklet emelkedik. És folytatódik a sűrűsödés. Csak sűrűsödik és sűrűsödik, amíg valami igazán érdekes nem történik. Tehát képzeljük el, hogy nagyon sűrűvé vált itt középen. Itt mindenütt rengeteg hidrogénatom van, tényleg nagyon sűrű. Valójában soha nem tudnék annyi atomot ide rajzolni, csak legyen róla elképzelésed. A gravitáció miatt hatalmas belső nyomás van itt, mindent, az egész felhőt ide akarja vonzani a tömegközéppontba. Itt a hőmérséklet már megközelíti a 10 millió Kelvint. És ezen a ponton valami rendkívüli történik. Hogy világos legyen, milyen nagyszerű dolog történik, emlékezzünk vissza, hogy néz ki a hidrogénatom! A hidrogénatom ‒ vagy inkább csak a hidrogénatom magjára fókuszálok ‒, tehát a hidrogén atommag egy proton. Ha a hidrogénatomra gondolsz, tudod, hogy ezen kívül még egy elektron kering vagy lebeg a proton körül. Rajzoljunk ide egy másik hidrogénatomot! Ez a távolság nyilvánvalóan nem méretarányos, ez a távolság sem méretarányos. Az atom valójában ‒ az atommag valójában sokkal, sokkal kisebb, mint az atom tényleges sugara. Tehát elektron is van, legyen róla fogalmad. Tudjuk, hogy a Coulomb-erők – az elektromágneses erők – miatt ez a két pozitív töltésű mag nem akar akármilyen közel kerülni egymáshoz. De azt is tudjuk ‒ abból, amit a négy kölcsönhatásról tanultunk ‒, hogy ha elég közel tudnak jutni egymáshoz, ha közel kerülnének, ha valahogy olyan magas hőmérsékletet és hatalmas nyomást tudnál biztosítani, hogy ez a két proton elég közel kerüljön egymáshoz, akkor hirtelen fellépne az erős kölcsönhatás. Ez sokkal erősebb, mint a Coulomb-erő, és akkor ez a két hidrogén – ezek a magok – egyesülnének. Tehát valahogy összeolvadnának. Ez történik, miután az anyag felforrósodik és elég sűrű lesz. Most már elég nagy a nyomás és elég magas a hőmérséklet a Coulomb-erő legyőzéséhez, és ezek a protonok elég közel kerülnek egymáshoz, hogy létrejöjjön a magfúzió, hogy bekövetkezzen a fúziós gyújtás. És hogy miért így nevezzük? Most nagyon körültekintő szeretnék lenni. Ez nem égés, ez nem égés a szó hagyományos értelmében, nem olyan, mint amikor elégetsz egy szénmolekulát oxigén jelenlétében. Ez nem égés, ez gyújtás. És miért gyújtásnak hívják? Azért, mert amikor kettő ezekből a protonokból, vagyis két mag egyesül, a keletkező atommag valamivel kisebb tömegű lesz. Az első fázisban lényegében két proton van elegendően nagy nyomás alatt ‒ az egész nyilvánvalóan nem történne meg, ha csak a Coulomb erő hatna ‒, elegendő nyomással elég közel kerülnek egymáshoz, és akkor tulajdonképpen az erős kölcsönhatás tartja őket együtt. Aztán az egyik ilyen proton neutronná alakul. A protonok egyesülésével létrejött részecske tömege kicsit kisebb, mint a két eredeti proton tömegének összege. Csak egy kicsivel, de ez a kis tömegkülönbség sok energiát eredményez ‒ plusz energiát. És e miatt az energia miatt nevezzük gyújtásnak. Ez az energia létrehoz egy kis külső nyomást, emiatt nem omlik össze az egész. Tehát ha egyszer elég nagy a nyomás, a fúzió megtörténik, és a felszabaduló energia biztosítja a külső nyomást, ami egyensúlyban tartja ezt az egészet, ami most már egy csillag. Tehát most itt vagyunk, a középpontban megtörtént a fúziós gyújtás. És még ott van az összes többi molekula, amelyek megpróbálják biztosítani a fúziós gyújtáshoz szükséges nyomást. De mi lesz a hidrogénből a fúzió során? Nos, a reakció első lépésében ‒ most csak a csillagokban történő fúzió legegyszerűbb típusát mutatom meg ‒ a hidrogén deutériummá alakul át. (Baj van a helyesírásommal.) Amit nehézhidrogénnek is hívunk. Ez még mindig hidrogén, mert egy protonja és egy neutronja van. Ez még nem hélium, ennek nincs két protonja. De aztán a deutériumok egyesülnek, és akkor végül héliumot kapunk. Akár a periódusos rendszerben is megnézhetjük. Ó, elveszett a periódusos rendszerem! Majd megmutatom a következő videóban. Ismerjük a hidrogént atomi állapotában. A rendszáma 1, a tömegszáma is 1. Csak egy nukleon van a magjában. De most kettő egyesül, hidrogén-2 keletkezik, ez a deutérium, aminek a magjában két nukleon van: egy neutron és egy proton. Majd végül átalakul ‒ nem megyek bele a reakció részleteibe ‒ héliummá. És a héliumnak definíció szerint két protonja és két neutronja van, tehát a hélium ‒ pontosabban a hélium-4-ről beszélünk, a héliumnak erről az izotópjáról ‒ atomtömege 4. A folyamat során egy csomó energia felszabadul, mert a létrejött héliumatom tömege picit kisebb, mint a négy hidrogénatom tömegének az összege. Tehát az egész energia, mindez a fúzióból származó energia ‒ amihez hatalmas nyomásra és rendkívül magas hőmérsékletre van szükség ‒ megakadályozza a csillag összeomlását. Ha egy csillag ebben a szakaszban van, ha hidrogént használ ‒ összeolvasztja a hidrogént a magjában, ahol a nyomás és a hőmérséklet a legmagasabb ‒, hogy héliumot hozzon létre, akkor most a fősorozaton van, akkor ez most egy fősorozati csillag. A mi Napunk is ebben az állapotban van jelenleg. Ugyanakkor vannak még kérdések. Mi van akkor, ha nem volt elég nagy a tömeg ahhoz, hogy eljusson erre a szintre itt? És valóban, vannak olyan égitestek, amelyek soha nem érik el azt a szintet, hogy teljesen héliummá alakuljanak át. Vannak olyan objektumok, amelyek nem igazán érik el a csillag szintet, csak közel vannak ehhez, tehát termelnek valamennyi hőt. Vagy vannak még kisebb objektumok, amelyek csak addig a pontig jutnak el, hogy magas a hőmérséklet és a nyomás, de fúzió nem fordul elő a magjukban. A Jupiterhez hasonló objektum lehetne erre példa. De elmehetsz valamennyivel Jupiter tömege fölé is, akkor is valami ilyesmit kapsz. Tehát el kell érned egy bizonyos küszöböt, ahol a tömeg, ahol a nyomás és a hőmérséklet a nagy tömeg miatt olyan nagy lesz, hogy elindul ez a fúzió. És minél kevésbé vagy a küszöbérték felett, annál lassabban megy végbe a fúzió. De ha hatalmas nagy vagy, akkor a fúzió nagyon-nagyon gyorsan végbemegy. Szóval ez az általános elképzelés arról, hogy miként alakulnak ki a csillagok, és miért nem omlanak össze, és miért ilyen gömb alakúak a magfúziók az univerzumban. A következő néhány videóban beszélünk majd arról, hogy mi történik, ha ez a hidrogén üzemanyag a csillagok magjában kezd kifogyni.