Squall

A mikrohullámú sütő bekapcsolásakor nagy energiájú mágneses teret kapcsolunk be, amely a rádióadásokéhoz vagy a radarokéhoz hasonló frekvenciával váltakozik. Az így gerjesztett mikrohullámok alkalmasak az étel főzésére, mivel hatásukra a bennük lévő vízmolekulák másodpercenként mintegy 2500 milliószor ismétlődő rezgésbe kezdenek. Eközben energiát vesznek fel a mágneses térből, s felmelegítik az ételt. Mivel az összes energiát az étel veszi fel, s nem pazarlódik az edény vagy a környező levegő felmelegítésére, az eljárás sokkal gyorsabb és gazdaságosabb más módszereknél. A mikrohullámú energia nem melegíti fel a sütőbe tett edényeket, mivel azok anyaga –például a porcelán vagy az üveg- nem vesz fel energiát a mágneses térből. A mikrosütőből kivett tányér mégsem hideg, mivel átveszi a meleg étel hőjét.

A porcelánon és üvegen kívül sok más anyag is felhasználható a mikrosütőben, például műanyag, papír vagy kartonpapír. Ezenkívül készülnek a mikrohullámú sütők számára teljesen átlátszó, speciális főzőedények is. A mikrosütőbe nem szabad fémedényeket tenni, mert a fém nem nyeli el, hanem visszaveri a mikrohullámú sugárzást. Ugyanezért nem szabad a készítendő ételt alufóliával sem betakarni. A faedények használatát is jobb kerülni, mert a fa mindig tartalmaz némi nedvességet, s így a melegítéskor megrepedezhet.

Most ejtsünk néhány szót a fent tapasztalt jelenség atomi szintű magyarázatáról. A hosszú rádióhullámok akár több ezer méteres hullámhosszúak is lehetnek. A mikrosütőkben gerjesztett mikrohullámok  hullámhossza csupán mintegy 12 cm. Az elektromágneses hullámok az elektromágneses tér és a mágneses tér között pozitív és negatív rezgések. A mikrohullámú sütők olyan hullámokkal működnek, amelyek másodpercenként 2450 millió rezgést végeznek, azaz frekvenciájuk 2450 megahertz (MHz). A vízmolekulák egy pozitív és egy negatív töltéssel rendelkeznek. A rezgő pozitív-negatív mikrohullámok kölcsönhatásba lépnek a pozitív-negatív vízmolekulákkal, hol vonzzák, hol taszítják egymást, egyszer az egyik, egyszer pedig a másik irányba fordítva azokat. Ez másodpercenként 2450 milliószor történik meg.

A mikrohullámú sütő lelke egy elektroncső –a magnetron-, amely mikrohullámokat gerjeszt. A magnetront a birminghami egyetemen dolgozó brit kutatók fejlesztették ki 1940-ben, s először radarokban alkalmazták. Arra, hogy a háztartásokban is hasznosítható, az amerikai Raytheon Manufacturing Company szakemberei jöttek rá az 1950-es évek elején.

A végére pedig tartogattam egy apró érdekességet, amit sokunk tapasztalhatott már. Ha egy pohár vizet melegítünk mikrosütőben, annak hőmérséklete a 110 Celsius-fokot is elérheti anélkül, hogy felforrna. A mikrohullámok csak a vizet melegítik, az üveget nem, így a pohár falánál a víz hőmérséklete nem éri el a forráspontot. Mivel pedig a forrásban lévő víz buborékjai általában az edény falának egyetlenségeinél képződnek, így a víz nem forr fel. Ám elég egy kis Nescafét szórni a vízbe, a szemcsék körül azonnal megindul a buborékképződés, és a folyadék zubogva kifut.

Mindennapjaink során számtalan helyen találkozhatunk különböző színű, formájú és rendeltetésű  automatákkal. Mielőtt azonban e gépek teljesítenék a kéréseinket, minden bedobott érmét alapos vizsgálatnak vetnek alá. A rossz címletű, más országokból származó vagy hamis érméket, továbbá a csavaralátéteket visszadobják.

A világon minden egyes pénzérmének megvannak a maga jellemzői. Különbözik az átmérőjük, a vastagságuk, a súlyuk, és persze a vegyi összetételük is. A pénzbedobós automaták mindeme tulajdonságokat képesek érzékelni, s csak akkor lépnek működésbe, ha az érme a megfelelő úton halad végig a gépben.

Az ellenőrző rendszer első eleme a bedobó nyílás. A túl nagy, túl vastag vagy görbe érmék már itt nem férnek be. Az innen továbbjutó érméket ezután olyan rendszer vizsgálja, amely megállapítja, nem lyukasak-e (így kiszűrhetők például a csavaralátétek). A valódi érmék egy pontosan kiegyensúlyozott mérlegkarra esnek. Ha az érme megfelelő méretű és súlyú, megbillenti a kart és továbbgurul az ellenőrzőpályán. Ha viszont kisebb vagy túl könnyű az érme, nem billenti le a kart, s a visszaadó csatornába kerül. Az az érme viszont, ami eddig jónak bizonyult, ezután elgurul egy mágnes mellett, s a mágneses tér hatására benne képződő áram lelassítja. A lassulás mértéke az érme anyagának összetételétől függ, mivel a különböző fémek különböző módon viselkednek a mágneses térben. A megfelelő összetételű érmék pontosan annyira lassulnak le, hogy a gördülőpályáról lehullva éppen elkerülessék a következő akadályt, egy ütközőt. Továbbhullnak, s az érmeválasztó megfelelő oldala mellett elhaladva az elfogadó csatornába esnek. A túlsúlyos vagy nem megfelelő összetételű érmék az ütközőnek csapódnak, s visszapattanva, az érmeszétválasztó másik oldala mellett a visszaadó csatornába kerülnek.

A pénzbedobó automaták legújabb nemzedéke már elektronikus úton ellenőrzi a pénzérméket. A készülék először a bedobott érmék elektromos vezetőképességét vizsgálja meg. A jónak bizonyult érmék ezután egy kapun áthaladva legördülnek egy lejtőn, és két mágnes között haladnak el. A, hogy milyen sebességgel lépnek ki a mágnesek közül, ismét csak az összetételüktől függ. Itt egy fénykibocsátó diódákból és fényérzékelőkből álló berendezés méri az érme sebességét. Ha a mért érték azonos a gép memóriájában tárolttal, egy kapu kinyílik, és befogadja a pénzt. Nem megfelelő sebesség esetén a gép visszaadja az érmét. Egyes készülékekbe akár nyolc elfogadható érme adatai is beprogramozhatók. E készülékek pénz visszaadására is képesek lehetnek. Amikor az érme áthalad az ellenőrző rendszeren, a készülék megállapítja az értékét. Amikor végigért, egy mikrochip vezérlésű berendezés az automata belsejében lévő, kisebb névértékű érméket tartalmazó csövekből kiadja a megfelelő visszajárót.

A tömegek által megtett legnagyobb előrehaladás mostanáig a vallásháború volt: mert bizonyítja, hogy a tömegek már bizonyos tiszteletel közelednek fogalmak felé. Vallásháborúk akkor robbantak ki, ha már a szekták közötti finomabb nézeteltérések kifinomították a közgondolkodást, ha már a csőcselék is finomkodik és fontosnak tart apró-cseprő dolgokat, sőt lehetségesnek tartja, hogy a "lélek örök üdvössége" a fogalmak apró különbségein múlik.

A következő bejegyzés megértéséhez emlékeznünk kell rá, hogy a relativitáselméletben nincs abszolút idő. Egy csillag gravitációs terének hatására a felszínén tartózkodó személy számára másként telik az idő, mint egy űrbeli megfigyelő számára.

Tegyük fel, hogy egy rettenthetetlen űrhajós, a vele együtt éppen összeroppanó csillag felszínéről, saját órájának jelzése alapján másodpercenként jeleket küld a csillag körül keringő űrhajónak. 11.00 óra felé közeledve, az űrhajón figyelő társak egyre növekvő időközöket mérnek két egymást követő jel megérkezése között. Ez a hatás egészen 10.59:59-ig nagyon gyenge maradna. Az űrhajós 10.59:58-as jelzése után alig több, mint egy másodpercet kellene várniuk a 10.59:59-es jelre, viszont a világ végzetéig várhatnák a 11.00-s jelet. Az űrhajós órája szerint 10.59:59 és 11.00 között a csillag felszínéről kibocsátott sugarak az űrhajóból szemlélve végtelen időtartamon terülnek szét. Az űrhajót egymás után elérő fényhullámok között mivel hosszabb idő telik el, ezért a csillag fénye egyre vörösödik és halványodik. Végül a csillag annyira elhalványul, hogy többé nem is látható az űrhajóról; mindössze egy fekete lyuk marad belőle az űrben.

Chandrasekhar kimutatta, hogy a kizárási elv nem állíthatja meg a Chadresakhar-határnál nagyobb tömegű csillagok összeomlását. Arra a kérdésre viszont, hogy mi történik az ilyen csillagokkal az általános relativitáselmélet fényében, egy Robert Oppenheimer nevű fiatal amerikai adott először választ 1939-ben.

A csilla gravitációs terének hatására a fény pályája a téridőben más lesz, mint amilyen a csillag távollétében lett volna. A fénykúpok –amiket a téridőben futó pályák pereméről kiinduló fénysugarak rajzolnak ki- enyhén a csillag felülete felé görbülnek. A zsugorodó csillag felszíne mentén mind erősebb lesz a gravitációs tér, ezért a fénykúp egyre beljebb hajlik. Mindez megnehezíti, hogy a fény elszökjön a csillag felszínéről, a távoli megfigyelő számára pedig a fény halványabbnak és vörösebbnek látszik. A csillag egyszer csak eléri a kritikus sugarat. A gravitációs tér annyira megerősödik, hogy a fénykúpok bezáródnak, és több fény nem menekülhet el. A relativitáselmélet értelmében semmi sem haladhat sebesebben a fénynél. Ha a fény nem szökhet el, akkor semmi más sem. Előttünk áll tehát egy eseményhalmaz, ahonnan semmi sem érheti el a távoli megfigyelőt. Ezt a tartományt nevezzük fekete lyuknak. Határfelülete, az eseményhorizont, egybeesik azoknak a fénysugaraknak a pályájával, amelyek éppen nem tudnak megszökni a fekete lyukból.

Ahhoz, hogy a csillagok életútjának végét előidéző folyamatokat megértsük, ismernünk kell a keletkezésük körülményeit. Csillag akkor keletkezik, amikor nagy mennyiségű gáz (többnyire hidrogén) saját tömegvonzásának hatására önmagába roskad. A gázfelhő összehúzódása közben a gázatomok mind gyakrabban és mind nagyobb sebességgel ütköznek egymásnak, ezért a gáz felmelegszik. Előbb-utóbb eléri a hőmérsékletet,  amelyen az összeütköző hidrogénatomok már nem pattannak le egymásról, hanem összetapadnak, és héliummá alakulnak. Ez a reakció tulajdonképpen egy szabályozott hidrogénbomba-robbanás, az így felszabaduló hő hatására világít a csillag. A hőtöbblet egyszersmind a gáz nyomását is növeli, amíg végül kiegyenlíti a gravitáció összehúzó erejét, ekkor megszűnik a zsugorodás. A csillagok hosszú időn át megőrzik a stabilitásukat, mivel a nukleáris folyamatok során fejlődő hő ellensúlyozza a gravitációt. Idővel persze kimerül a csillag hidrogén- és egyéb nukleáris üzemanyagkészlete. Paradox módon, minél nagyobb üzemanyag-mennyiséggel rendelkezik a csillag létrejöttekor, annál hamarabb  ég ki. Minél nagyobb ugyanis a csillag tömege, annál melegebbnek kell lennie, hogy ellensúlyozza a gravitációs vonzást. S minél forróbb, annál gyorsabban használja fel az üzemanyagkészletét.

1928-ban Subrahmanyan Chandrasekhar kiszámította, mekkora lehet a csillag, ha még tartja magát a gravitációval szemben, de nukleáris fűtőanyagát már elhasználta. Úgy gondolta, hogy amikor a csillag összezsugorodik, az anyagrészecskék nagyon közel kerülnek egymáshoz, a Pauli-elv értelmében tehát sebességükben hatalmas különbségek mutatkoznak. Emiatt távolodni kezdenek egymástól, így a csillag ismét tágulni fog, sugara újra állandó lesz, ezúttal a tömegvonzás és a kizárási elv következtében fellépő taszítás biztosítja az egyensúlyt a gravitáció és a hő helyett. Chandrasekhar azonban azt is felismerte, hogy a kizárási elv által biztosított taszítóerő nem határtalan. A relativitáselmélet következtében a csillag részecskéi legfeljebb a fénysebességet érhetik el. Ha tehát a csillag elég sűrűvé válik, a kizárási elv okozta taszítás már nem tudja leküzdeni a gravitációt. Az indiai kutató számításai szerint a Nap tömegénél másfélszer nagyobb hidegcsillag  már nem képes fenntartani magát saját gravitációjával szemben ezt nevezik Chradasekhar-határnak).

A Chandrasekhar-határ alatti tömegű csillagok zsugorodása megszűnhet. A csillag végleges méretet ér el, néhány ezer kilométeres átmérőjű fehér törpévé válik, anyagának sűrűsége azonban több százezer kg/cm3 is lehet. A fehér törpét az anyagában lévő elektronokra vonatkozó kizárási elv okozta taszítás menti meg a gravitációs összeomlástól. A Szíriusz, az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga körül kering a legelőször felfedezett fehér törpék egyike.

Az orosz Lev Davidovics Landau rámutatott, hogy a csillagok számára más végső állomás is elképzelhető; határtömegük ez esetben is egy-kétszerese a Nap tömegének, e térfogatuk még a fehér törpékénél is sokkal kisebb. Az ilyen csillagokat nem az elektronok, hanem a neutronok és protonok közötti kizárási elvből következő taszítás stabilizálja. Ezért a neutroncsillag elnevezést kapták.  Sugaruk alig tíz-húsz kilométer, sűrűségük viszont százmilliárd kg/cm3. Hosszú ideig nem sikerült megfigyelni létezésüket. Ami viszont a Chandrasekhar-határnál nagyobb csillagokat illeti: ezeknek súlyos gondokkal kell szembenézniük üzemanyaguk elhasználása után. Egyes esetekben felrobbannak, vagy elég üzemanyagot löknek le magukról ahhoz, hogy a tömeghatár alá jutva elkerülhessék a gravitációs összeroppanást. Honnan tudná azonban a csillag, hogy mikor kell ledobni a súlyfeleslegét? És még ha le is tudja dobni, mi történne akkor, ha anyagot adnánk egy fehér törpéhez vagy neutroncsillaghoz, és átbillentenénk a tömeghatáron? Végtelen sűrűségűvé roppanna?

A British Medical Journal nevű brit orvosi folyóirat nemrég megjelent számában összegyűjtötte a leginkább elterjedt tévhiteket, amelyeket több orvos is terjeszt, úgyhogy úgy látták: ideje rendbe tenni a dolgokat. Ezekből gyűjtöttem ki a számomra legérdekesebbeket.

Agyunk kapacitásának csak 10 százalékát használjuk

A – tévesen – Einsteinnek tulajdonított állítást lépten nyomon idézik a sajtóban, és sok tudományos-fantasztikus mű épül erre az elképzelésre. A kutatók azonban az MRI (mágneses magrezonanciás vizsgálat), a PET (pozitronemissziós tomográfia) és más képalkotó eljárásokkal egyetlen „alvó” területet sem találtak az agyban. Sőt, az egyes neuronokat vagy sejteket megvizsgálva sem fedeztek föl inaktív részeket. Az elképzelés valószínűleg az 1900-as évek elejéről származik, amikor sok önfejlesztéssel foglalkozó botcsinálta „szakember” próbálta meggyőzni az embereket, hogy mindenkinek bőven van még kihasználatlan agykapacitása.

Hajunk és körmünk még halálunk után is nő

A holttest bőre a halál után viszonylag gyorsan kiszárad, ezért a korábban vízzel teli szövetek összehúzódnak. A köröm sokkal szembetűnőbb – látszólag hosszabb – lesz, ahogy a bőr visszahúzódik. Ugyanez igaz a hajra is, amely ráadásul kicsit fel is mered, így még hosszabbnak tűnik.

A borotválkozástól gyorsabban nő és erősebb, sötétebb lesz a szőrzetünk

Egy 1928-as klinikai vizsgálatban összehasonlították a szőrnövekedést a borotvált és a nem borotvált foltokon. Semmilyen különbséget nem tapasztaltak. A tévhit valószínűleg onnan ered, hogy a frissen borotvált szőr vége éles körvonalú, amikor kiserken. Később a vég elkopik, szétfoszlik és a valóságosnál vastagabbnak tűnik. A frissen növő szőrzet azért sötétebb, mert még nem fakította ki a napfény.

Rontja a látásunkat, ha rossz fényviszonyok között olvasunk

A kutatók semmilyen bizonyítékot nem találtak arra, hogy a félhomályban való olvasás tartósan károsítaná a szemet. Az igaz, hogy kifáraszthatja a szemet és átmenetileg csökkentheti a látásélességet, de pihenés után ez elmúlik.
 

Először sikerült megfigyelni egy bolygó kialakulását egy fiatal csillagot övező por- és gázfelhőből – számol be a Nature tudományos folyóirat legfrissebb száma.

A Jupiternél, a Naprendszer legnagyobb bolygójánál tízszerte nagyobb tömegű bolygót a németországi Heidelbergben működő Max Planck csillagvizsgáló egyik kutatócsoportja fedezte fel. A bolygó 3,56 naponként kerüli meg a csillagát, a TW Hydrae elnevezésű fiatal égitestet, amely körül 0,04 csillagászati egység távolságban mozog - ez a Nap és a Föld közötti távolság huszonötöd része. A csillag a Hydra csillagképben, a Földtől 180 fényévre található.

A felfedezés különlegessége, hogy az exobolygó becsült kora csupán 8-10 millió év. Összehasonlításképpen: a Föld becsült kora 4,5 milliárd év, míg a Nap körülbelül 100 millió évvel idősebb. A csillagászok eddig egyetlen napszerű csillag körül keringő, 100 millió évnél fiatalabb bolygót sem ismertek.

A kutatók a csillag által kibocsátott fény mérése alapján számították ki a bolygó pályáját. A felfedezés azt bizonyítja, hogy a bolygók kialakulhatnak tízmillió év alatt is, még azelőtt, hogy a csillagképződésből visszamaradt „felesleges” anyagot, a csillagot övező por- és gázkorongot feloszlatná a napszél és a sugárzás - állítják a felfedezésről beszámoló írásban a heidelbergi csillagászok.

Ma már elfogadott, hogy a bolygók a fiatal csillagokat övező por- és gázkorongban alakulnak ki, de a folyamat részleteit rejtély övezi. Johny Setiawan és tudóstársai szerint a mikrométer (a milliméter ezredrésze) nagyságú porszemek növekedése az ütközések következtében vezet a "bolygóembriók" kialakulására, ez a legvalószínűbb mechanizmus.

Ahogy nőnek, ezek a bolygómagok elég nagy tömegre tesznek szert ahhoz, hogy visszatartsák a csillag körül lebegő gáz egy részét - vélekednek a tudósok, azonban azt sem tartják kizártnak, hogy az óriásbolygók közvetlenül alakulnak ki a csillagok korongjának nehézkedési instabilitásai következtében.

Jelenleg 270 bolygó ismeretes a világegyetemben. A Naprendszeren kívüli első exobolygót 1995-ben fedezték fel.

A töltőtoll 1884-es megjelenése előtt vagy ezer évig kihegyezett madártollal írtak világszerte. Aztán az 1930-as években Bíró László újságíró feltalálta a golyóstollat. Bíró a második világháború kitörése után elmenekült Magyarországról, s Argentínában telepedett le. Vegyész bátyja, György segítségével tökéletesítette a tollat, s a háború idején Buenos Airesben megkezdte gyártását és árusítását. 1944-ben eladta találmányát egyik támogatójának, aki Biro-toll néven nagy mennyiséget szállított belőle a szövetséges légierőnek, mivel nagy magasságban, kis nyomáson is lehetett vele írni. A világ nagy részén még ma is birónak nevezik a golyóstollat.

És akkor most nézzük, hogyan is készülnek a golyóstollak. A golyóstoll „lelke” a nagy pontossággal csiszolt fémgolyó, ez viszi át a gyorsan száradó, olajalapú tintát a papírra. A golyó általában lágy- vagy rozsdamentes acélból készül, átmérője kb 1 mm, és néhány milliomod cm pontossággal gömb alakúra csiszolják. Készülhet volfrám és szén ötvözetéből is, amely csaknem gyémántkeménységű. A golyó felületét néha érdesítik, hogy jobban tapadjon a felülethez, amelyre írnak.

A kész golyókat acél- vagy sárgaréz foglalatba helyezik, amelyben minden irányban szabadon mozoghatnak, majd a foglalat csúcsát behajlítják, hogy a golyó ne essen ki. A tinta a betétből egy keskeny csövön keresztül jut el a golyó foglalatához. A betét vége szabadon kell hogy maradjon, vagy legalábbis egy kis lyuknak kell rajta lennie, máskülönben a tinta csökkenése nyomáskülönbséget idézne elő benne, s ez meggátolná, hogy a tinta a golyóhoz jusson. A golyó foglalatába vájt parányi barázdák biztosítják, hogy a tinta egyenletesen kerüljön a golyóra, így amikor a tollat végighúzzák a papíron, a golyó simán forog és folyamatos vonalat húz. A francia Bic cég golyóstollaiból naponta csaknem 14 millió darabot adnak el a világon. Egy finom hegyű tollal több mint 3,5 km hosszúságú írást lehet papírra vetni, közepes finomságúval 2,5 km-nyit.

Mintegy száz évvel ezelőttig a ragasztók vagy növényi gyantából, vagy állatok kifőzött csontjaiból és bőréből készültek. Ezek az enyvek és gyanták lassan száradtak, s nem biztosítottak igazán erős kötést. Ragasztót ekkoriban főleg az asztalosok használtak. A folyékony enyv beszivárgott a fa pórusaiba, majd megszáradva összeerősítette a fadarabokat.

A mai ragasztók szinte már mind mesterséges alapanyagúak. Gyorsan száradnak, és rendkívül erős kötést biztosítanak. A leggyorsabb hatásúak a pillanatragasztók, amelyek másodpercek alatt megkötnek. Szintén kiváló ragasztók az epoxigyanták, amelyeknek külön csomagolt két komponensét össze kell keverni, s az elegy 10-30 perc alatt köt meg. A pillanatragasztók akrilgyantát tartalmaznak, ami kőolajszármazékokból készül. Ha ezt az anyagot bármilyen nedvesség éri, kis molekulái nagyobbakká állnak össze – ez a polimerizáció nevű kémiai jelenség. A tubusban lévő ragasztó polimerizációját egy savas stabilizátor akadályozza meg. Amint azonban a ragasztó valamilyen felületre kerül, a legcsekélyebb nedvesség is elegendő a stabilizátor hatásának megszűntetéséhez, és a gyanta azonnal polimerizálódik. A víz ionjainak –elektromos töltéssel rendelkező atomcsoportjainak- a jelenléte az, amely beindítja a polimerizációs folyamatot. Ezek az ionok gyakorlatilag minden, a levegőn lévő felületen megtalálhatók, mivel a levegő mindig tartalmaz több-kevesebb nedvességet.

A pillanatragasztók azért ragadnak olyan jól az emberi bőrhöz, mert az is nedves. Gyakran előfordul, hogy a legkülönfélébb tárgyakhoz ragadunk, legyen az egy teáscsésze vagy egy kilincs. Ilyenkor a leragadt őrfelületet meleg vízzel mossuk meg, majd óvatosan távolítsuk el a ragasztót. Az, hogy a pillanatragasztó ilyen jól ragad a bőrhöz, nem mindig baj. A sebészek néha pillanatragasztó-spray-vel képeznek vékony réteget a seben, így csökkentik a vérzést.

Amikor a villám lecsap, a statikus elektromosság hatalmas ívei hasítanak keresztül a légkörön, óráként 100 millió kilométeres sebességgel. Milliárdnyi volt szaggatja szét a levegőt. Az áram által keltett fényhullámot az égbolton átcikázó, ragyogó fényszalagként látjuk. A levegő csaknem 28 ezer fokra hevül föl benne. Robbanásszerű gyorsasággal tágul ki, ezért halljuk a fülsiketítő mennydörgést. Mindez szempillantásnál rövidebb idő alatt zajlik le, naponta akár 8 millió alkalommal is. A természet leggyakoribb, és legtöbbet megfigyelt jelenségei közé tartozik, mégis egyike a legkevésbé ismerteknek. Valószínűleg többet tudunk arról, hogy robban fel egy csillag a galaxis túloldalán, mint arról, hogyan megy végbe a villámlás néhány kilométerrel a fejünk fölött.

A villámok keletkezésének mikéntje évszázadok óta rejtve maradt a tudósok előtt, mégis úgy képzelik, hogy a felhő hatalmas generátorként működik. A felhőben apró vízcseppek emelkednek fölfelé, megfagynak, majd jég formájában visszahullnak. Útközben egymással súrlódva elektromos töltésű részecskéket adnak át egymásnak. A korábban semleges víz- és jégcseppek ekkor már negatív vagy pozitív töltésűek. A negatív szemcsék a felhő aljára süllyednek, a pozitívak pedig a tetejére emelkednek, így a kétféle töltés szétválik. Amikor ismét egyesülnek, lecsap a villám. Ez az elmélet. A valóság azonban még különösebb. A levegő nem jó vezető, vagyis az áram nem könnyen halad át rajta. Az áram átengedéséhez fel kell bontania a molekulaszerkezetét, amihez több millió voltra is szükség lehet. A kutatók régóta keresik az égen a hatalmas töltéseket, de eddig még nem sikerült rájuk bukkanni.

Ahhoz, hogy rövid távolságon –levegőn keresztül- létrejöjjön az áram, akár 25 ezer voltra is szükség lehet. Egy villámkisülés azonban 200 km hosszú is lehet. Ekkora távolságon az áram viszont csak sok-ok millió volt hatására indulhat meg. Az ezt létrehozó roppant elektromos töltést a kutatóknak egyenlőre nem sikerült megtalálniuk. A viharok durvák, a villámlás pedig kiszámíthatatlan…

Egy távoli galaxisban felrobban egy csillag. Mikroszkopikus, elektromos töltéssel rendelkező részecskék milliárdjai szóródnak ki az űrbe. Ez az úgynevezett kozmikus sugárzás. Csaknem fénysebességgel száguld át sok millió kilométeren, míg több ezer fényév megtétele után eléri a Földet. Minden másodpercben kozmikus részecskék milliárdjai záporoznak bolygónkra láthatatlanul és hangtalanul. Ám a légkörbe jutó kozmikus sugárzás átmenetileg felbontja a levegő molekulaszerkezetét. Ez a röntgensugárzás, ami már mérhető elektromágneses hullámokat kelt. Amikor a kutatók alaposan elemezték a röntgenméréseket, a kiváltott villámoknál a képernyőn egy röntgenimpulzus rajzolódott ki, éppen a villámlás pillanatában. És ez nem volt véletlen. Minden alkalommal erős röntgenkitörést észleltek, ami éppen a villámlással egy időben érte el a műszereket.

Tehát akkor térjünk vissza a villámlás létrejöttének folyamatához. A villám –végső soron- annak a jele lehet, hogy valami megváltoztatja a levegő belső molekuláris szerkezetét. Talán a kozmikus sugárzás, amely ha felhőt ér, egy pillanatra erős áramot kelt. Ez elég lehet egy szikrához, de túl gyorsan lezajlik ahhoz, hogy mérni lehessen. A sugárzás száguld a Föld felé. A rendkívül gyors részecskék összeütköznek a levegő molekuláival, és felhasítják azokat. A másodperc egy töredékére a levegő elektromos vezetővé válik, és utat nyit az áramnak. Most már lecsaphat a villám. A csatornán negatív töltések halmaza indul lefelé a felhő aljáról, gyors, egyenként csupán 50 milliomod másodperces ugrásokkal haladva a föld felé. Amint közelednek, hatni kezdenek a lenti talaja. A földön vagy a rajta lévő tárgyakban lévő pozitív töltéseket pedig vonzani kezdik a fenti negatívok. Egy viharfelhő több tucat ilyen pozitív-negatív csatornát nyithat meg. A többségük nem ér össze. Amikor viszont megteszik, sok millió  voltos ív húz át a felhő és a talaj között. A villám nem csak lefelé, de fölfelé is halad. Amikor a villám lecsap, a felhőben megmaradt töltés még fel-le fut a csatornán. A vonal villódzni látszik. Egy villám tehát nem csak egyszer csap le. Mindez tehát naponta akár nyolcmilliószor, másodpercenként százszor is megtörténhet. Ha ez a gondolatmenet megállja a helyét, akkor az általunk látott villám kapcsolatban áll egy csillaggal, ami a galaxis másik végén robbant fel sok millió évvel ezelőtt.

Nem a születésük körülménye az egyetlen különös dolog, amely a villámcsapásokat kíséri. A felhők fölött még különösebb események zajlanak: másodpercekkel a villámlás után különös jelenségek tűnnek fel magasan a felhők fölött. A tudósok sprite-nak, vagyis tündérnek nevezték el őket, tünékeny, áttetsző megjelenésük miatt, és azért, ahogyan táncolni látszanak az éjszakai viharfelhők felett. A sprite-ok egy töredékmásodperccel a villámlás után jelennek meg, de csak a legerősebb villámok fölött. Általában lettesével-hármasával jelennek meg, és tízezred másodpercnél is rövidebb ideig tartanak. Azt is megfigyelték, hogy 40-100 kilométerrel a föld felett, leginkább a középső légkörben fordulnak elő, átmérőjük pedig az 50 km-t is meghaladhatja.

2001-ben Puerto Ricoban egy kék fénynyaláb lövellt ki egy viharfelhő tetejéről, és szökellt fel 65 km-es magasságba az ég felé. Ám a megfigyelések elemzése azt mutatta, hogy nem sprite volt. Inkább fölfelé haladt mint lefelé, és  felhőből, nem pedig a középső légkörből indult ki. Ez a blue jet. A mai napig nem derült ki, hogy mi hozza létre. És a sornak még nincs vége. Következett egy még ritkább villámformáció: az elfek. A villámlás hatására vízszintes fényudvar jön létre, mint egy 100 kilométerrel a föld felett, és terjed nagy sebességgel akár 400 km szélesre.

1962. július 9-én egy másfél megatonnás nukleáris töltetet robbantottak föl 400 kilométerrel a Csendes-óceán felett. A robbanás a természetes sugárzás Van Allen-öveknek nevezett tartományában történt. Az övek láthatatlan abroncsként veszik körül a Földet, és tele vannak halálos, radioaktív részecskékkel, melyek az űrhajósokra és a műholdakra is veszélyt jelentenek. Az öv azért is veszélyes, mert a gyorsan mozgó részecskék áthaladnak a bőrön, az izmokon, és más testszöveteken, valamint az űrjárműveken is. Tönkreteszik a finom áramköröket, és végül működésképtelenné teszik a műholdat. Az övek közötti, sokkal gyengébben sugárzó sávot biztonsági zónának is nevezik.

162-ben a Starfish Prime robbanófeje hatalmas dózis radioaktivitást zúdított egyenesen a biztonsági zónába. A sugárzás szintje felszökött, a műholdak működése leállt. Ám alg néhány héttel később a zóna ismét sugárzásmentes volt. De mi állította helyre, és miért van ott egyáltalán az a rés? A NASA kutatói gyorsan megtalálták a kérdésre a választ. Már tudták, hogy a Nap heves viharai radioaktív részecskéket szórnak az űrbe. Ha ezek a megfelelő irányba haladnak, akkor a biztonsági zónát is betöltik, de aztán mint egy varázsütésre, eltűnnek onnan. Mindez azonban nem egyszerre történik. Bármi tisztítja is meg a zónát, úgy tűnik, hogy a nappali oldalon erősebb, mint az éjszakain, és nyáron is erősebb, mint télen. Jim Green kutató észrevette, hogy a villámok éppen olyan jellemzőkkel bírnak, mint a biztonsági zóna tisztulása. Gyakraan fordulnak elő szárazföld-, mint víz felett, gyakoribbak nappal, mint télen és nyáron, mint télen. De hogyan lehet hatással a földi villám  a 6500 kilométerrel följebb húzódó zónára? A megoldás a rádióhullámokkal van kapcsolatban. Kevesebb, mint egy másodperccel azután, hogy a villám lecsap a földön, az általuk keltett rádióhullámok elérik a sugárzási öveket. Itt kölcsönhatásba lépnek a sugárzást alkotó, elektromosan töltött részecskékkel, és kiszorítják őket a biztonsági zónából. A sugárzás eltűnik, és a zóna biztonsága helyreáll. Ezért legyünk hát hálásak a villámoknak, ugyanis ha a műholdak nem tudnák rendeltetési feladatukat megfelelően ellátni, akkor életünk számos, megszokott elemének is egy csapásra vége lenne (távközlés, navigációs rendszerek, mobiltelefonok, műholdas televízió). Ha holnaptól megszűnne a villámlás, akkor életünk drámai módon megváltozna…

1956-ig úgy vélték, hogy a fizika törvényei az úgynevezett C, P és T szimmetriák mindegyikének engedelmeskednek. A C azt jelenti, hogy a törvények azonosak a részecskékre és az antirészecskékre is. A P ugyanazt a törvényszerűséget biztosítja a jelenség és a tükörképe esetére is (például a jobbra forgó részecske tükörpárja a balra forgó részecske). A T értelmében a részecskék és antirészecskék mozgási irányának megfordításával a rendszer visszatér korábbi állapotába, azaz ugyanazok a törvények érvényesek akkor is, ha az idő visszafelé halad.

1956-ban Tsung-Dao Lee és Chen Ning Yang felvetette, hogy a gyenge kölcsönhatás nem engedelmeskedik a P szimmetriának. A gyenge kölcsönhatás köveztében a Világegyetem másként fejlődik, mint ahogy a tükörképe fejlődne! Közben az is kiderült, hogy a gyenge kölcsönhatás a C szimmetriának sem engedelmeskedik. Emiat az antianyagból felépült Világegyetem máshogy viselkedne, mint a mienk. Egy ideig hasonló huzavona volt az egyesített CP szimmetriával is, aztán Cronin és Finch felfedezték, hogy a K-mezonok bomlása során még a CP szimmetria sem érvényes. Ezzel kimutatjuk, hogy ha a részecskéket antirészecskékre cseréljük és a tükörképet vizsgáljuk, de nem fordítjuk meg az időt, akkor a Világegyetem nem viselkedik ugyanúgy! A fizika törvényeinek tehát meg kell változniuk, ha megfordítjuk az idő irányát…

Az erős magerő magasabb energiákon elgyengül. Másrészről viszont mind az elektromágneses-, mind a gyenge magerő, amelyek aszimptotikus szabadságot nem mutatnak, megerősödnek magasabb energiaszinteken. Igen-igen nagy energián mindhárom erő azonos nagyságú lesz, és ezért felfoghatók ugyanannak az erőnek különféle megnyilvánulásaiként. Jelen pillanatban lehetetlen közvetlenül laboratóriumi ellenőrzésnek alávetni a nagy egyesítési elméletet.

Az erőhordozó részecskéket négy csoportba sorolhatjuk aszerint, hogy mekkora erőt hordoznak, és milyen részecskékkel lépnek kölcsönhatásba.

Az első csoport a gravitáció. Ez univerzális erő, azaz minden részecske érzi a gravitációs erőt, mégpedig tömegének vagy energiájának megfelelően. A gravitáció messze a leggyengébb a négy erő közül, olyan gyenge, hogy észre se vennénk, ha nem rendelkezne két különleges tulajdonsággal: hatalmas távolságokon ét is működik, és mindig vonzó jellegű. Emiatt két nagy test, például a Nap és a Föld egyedi részecskéi között fellépő igen gyenge erők tekintélyes erővé összegeződhetnek. A másik három erő vagy rövid hatótávolságú, vagy lehet vonzó és taszító, mikor is gyakran kioltják egymás hatását. A két anyagrészecske közötti erőt úgy képzeljük el, mint amit egy 2 spinű részecske, a graviton hordoz. A gravitonnak saját tömege nincs, tehát az általa hordozott erő hosszú távon hat. A kicserélt részecskék virtuálisak ugyan (nem mutathatjuk ki őket közvetlenül egy részecskedetektor segítségével, mégis tudjuk hogy léteznek, mivel mérhető hatást okoznak), hatásuk viszont nagyon is mérhető: emiatt kering a Föld a Nap körül. A valódi gravitonok megjelenési formáját a klasszikus fizika művelői gravitációs hullámoknak neveznék, ezek a hullámok azonban rendkívül gyengék, ezért megfigyelésük hallatlanul nehéz. Mindedig nem is sikerült kimutatni őket.

A következő csoport az elektromágneses erőé. Az elektromosan töltött részecskékkel, például elektronokkal vagy kvarkokkal lép kölcsönhatásba, a töltetlen részecskékkel, a gravitonokkal azonban nem. Sokkal erőseb a gravitációnál: két elektron között az elektromágneses erő millió millió millió millió millió millió milliószor (2 nulla az 1 után) erősebb a tömegvonzásnál. Elektromos töltésből azonban 2 féle is van, a pozitív és a negatív. Két pozitív töltés között mindig taszítóerő lép fel, két negatív töltés között szintén. Az eltérő előjelű töltések azonban mindig vonzzák egymást. Egy nagy méretű test, például a Nap vagy a Föld közel azonos mennyiségben tartalmaz pozitív és negatív töltéseket. Az egyes észecskék közötti vonzó és taszító erők ezért nagyjából kiegyenlítik egymást, úgyhogy az eredő elektromágneses erő nagyon kicsit. Az atomok és molekulák kisléptékű skáláján azonban az elektromágneses erők dominálnak. A negatív töltésű elektron és az atommag pozitív töltésű protonjai közötti elektromágneses vonzás következtében kering az elektron a mag körül, mint ahogy a vonzás a Földet Nap körüli pályára kényszeríti. Az elektromágneses vonzást úgy képzelhetjük el, mint nagy számú 1 spinű, tömeg nélküli virtuális részecske –foton- cseréjét. Mint az előbb, itt is virtuális részecskék cseréjéről beszélünk. Mindazonáltal, amikor egy elektron valamely megengedett pályáról a maghoz közelebbi pályára ugrik, energia szabadul fel, és valódi foton keletkezik –ezt pedig, ha a hullámhossz megfelelő, látható fényként észlelheti az emberi szem, de kimutathatjuk fotondetektorral, például fotolemezzel is. Ha pedig egy valódi foton atomnak ütközik, az atommaghoz közeli pályáról távolabbira lökheti a elektront, ami fölemészti a foton energiáját, és így elnyelődik.

A harmadik csoportot gyenge magerőnek hívjuk. Ez idézi elő a radioaktivitást is, és minden feles spinű anyagi részecskére hatással van. Hatástalan viszont a 0, 1 vagy 2 spinűekre, például a gravitonokra vagy a fotonokra. A gyenge magerőt Abdus Salam és Steven Weinberg fedezte fel 1967-ben. Elméletük szerint a foton mellett még három 1 spinű részecske létezik, amelyeket együttesen tömeges vektor bozonoknak hívnak. A 3 részecske a W+ (vevé plusz), W- és Z0. Valamennyiük tömege krülbelül GeV (gigaelektronvolt, azaz egymilliárd elektronvolt). A Weinber-Salam elmélet érdekes vonása a spontán szimmetriasértés. Ez azt jelenti, hogy ami alacsony energiaszinteken teljesesen különböző részecskeként jelentkezik, az valójában ugyanaz a részecske más-más állapotban. Nagy energiák esetében e részecskék mind egyformán viselkednek. Képzeljünk el egy rulettgolyót a rulettkerékben. Nagy energiáknál, amikor a kereket sebesen pörgetjük, a golyó alapvetően egyféleképen viselkedik: körbe-körbe gurul. Amikor a kerék lelassul, a golyó veszít energiájából, előbb-utóbb pedig belehuppan a kerék harminchét rekeszének egyikébe. Más szavakkal, alacsony energiaszinteken a golyónak harminchét féle állapota létezhet. Alacsony energiaszinteken a W+, a W- és a Z0 részecskék hatalmas tömegre tesznek szert, következésképpen az általuk közvetített erők nagyon rövid hatásúak lesznek.

A negyedik csoportba az erős magerők tartoznak. Ezek tartják össze a kvarkokat a neutronokban és a protonokban, illetve a neutronokat és protonokat az atommagokban. Az erős magerőket egy újabb 1 spinű részecske, a gluon hordozza; ez csak önmagával és a kvarkokkal lép kölcsönhatásba. Ezen erők különös sajátsága a bezárás: mindig színtelen kombinációban kötik össze a részecskéket. Egyetlen kvark sem kószálhat magányosan, mivel akkor színes lenne (piros, kék agy zöld). A piros kvarknak egy gluon „szalag” segítségével kell triplettet alkotnia egy kék és egy zöld kvarkkal. Az ilyne triplett lehet proton és neutron is. A kvark egy anti-kvakkal is kapcsolódhat (piros + anti-piros). Ezeket a kombinációkat mezonoknak hívjuk. A mezonok nem stabilisak, mivel a kvark és az anti-kvark megsemmisíthetik egymást, miközben elektronokat és más részecskéket hoznak létre. A bezárás azt sem engedi, hogy egy gluon magában maradjon, mivel a gluonoknak is van színük. Olyan gluoncsoportok képzelhetők csak el, amelyek színei együtt fehéret adnak. E csoportok instabil részecskéket képeznek, ezeket glueballoknak hívjuk. Az erős magerőknek további sajátságos tulajdonságuk az aszimptotikus szabadság. Szokványos energiaszinteken az erős magerők tényleg erősek, és jól össze is kötik a kvarkokat. Magas energiaszintek esetében azonban az erős kölcsönhatás jóval gyengébb lesz, és a kvarkok és gluonok csaknem szabad részecskék módjára viselkednek.

A Világegyetem összes ismert részecskéje besorolható két osztály valamelyikébe: a feles spinűekébe –ezek alkotják a Világegyetem anyagát-, vagy a 0, 1 és 2 spinűekébe, amelyek az anyagrészecskék közötti erőket hordozzák. Az anyagrészecskék a Pauli-féle kizárási elvnek engedelmeskednek. E szerint nem létezhet azonos állapotban két hasonló részecske, azaz nem lehet mind a kettőnek ugyanaz a helyzete és a sebessége – természetesen a határozatlansági elv keretein belül. A kizárási elv kulcsfontosságú, mivel megmagyarázza, hogy az anyagrészecskék miért nem roppannak össze és válnak óriási sűrűségűvé a 0, 1 és 2 spinű részecskék keltette erők hatására: ha az anyagi részecskék helyzete közel azonos, akkor sebességüknek nagy mértékben el kell térnie, tehát nem maradhatnak sokáig ugyanabban a helyzetben.

Az előző postokban tárgyalt hullám-részecske kettősség segítségével a Világegyetemben mindent leírhatunk, mint részecskét, még a fényt és a gravitációt is (erről majd később). Ezeknek a részecskéknek vagy egy spinnek nevezett tulajdonságuk. A spin azt árulja el, hogy milyennek látszódik a részecske más-más irányból. Egy nulla spinű részecske pontszerű: mindenhonnan egyformának látszik. Ha egy részecske spinje 1, akkor máshonnan nézve másmilyennek látszik (mint a nyílvesző). Forgatás közben csak akkor látjuk ugyanolyannak, mint kiinduláskor, ha már teljes körben (360 fok) elforgattuk. A 2 spinű részecskét 180 fokkal kell elforgatni, hogy ugyanolyannal látsszon, mint a forgatás előtt (kétfejű nyíl). A magasabb spinű részecskék ennek megfelelően még kisebb elforgatás után látszanak olyannak, int kiinduláskor. Mindebben az érdekes, hogy vannak olyan részecskék is, amelyek nem látszanak ugyanolyannak, ha egyszer körbeforgatjuk őket: ehhez két egész fordulatot kell elvégezni (1/2 spin).

Már az általános iskolában oktatják, hogy az atomot egy (pozitív töltésű) proton, egy (semleges) neutron és több-kevesebb (negatív) elektron alkotja. Úgy harminc évvel ezelőtig még azt hitték, hogy a fenti tézis helytálló helytálló, azaz hogy a protonok és a neutronok elemi részecskék, később azonban kiderült, hogy ezek is még kisebb részecskékből épülnek fel. E részecskéket kvarkoknak nevezték el (James Joyce: Finnegan ébredése c. novellája alapján).

A különféle kvarkváltozatok száma igen tekintélyes: legalább hat „íz” létezik, ezeket a felfelé, lefelé, különös, bájos, alsó és felső jelzőkkel látták el. Valamennyi ízhez három „szín” tartozik: a vörös, a zöld és a kék (nyomatékosan meg kell jegyeznem, hogy e jelzők csak címkék: a kvarkok sokkal kisebbek a látható fény hullámhosszánál, ezért a szó megszokott értelmében nincs színük). A protonok és neutronok három kvarkból állnak, mindegyik más színű. A protonban két fölfelé, és egy lefelé kvark van, a neutronban két le- és egy fölfelé kvark. A többi kvarktípusból is összeállíthatunk részecskéket, ezeknek azonban sokkal nagyobb lesz a tömegük, és nagyon gyorsan elbomlanak protonokra és neutronokra.

Röviden ennyit, persze még mélyebben is vizsgálhatnánk az atommag fölépítését, jelen pillanatban azonban bőven elegendő ennyi információ ahhoz, hogy a következő bejegyzéseket gond nélkül megértsük.

A 20. század elején az atomokat a Nap körül keringő bolygók hasonlatosságára képzelték el, amelyben az elektronok (negatív elektromos töltésű részecskék) a pozitív töltést hordozó központi mag körül keringenek. E képpel az volt a baj, hogy a kvantummechanika előtti mechanikai és elektromos törvények értelmében az elektronoknak energiát kellett volna veszíteniük, és spirális pályán a magba zuhanniuk. 

A dán Niels Bohr 1913-ban megoldást talált erre a problémára. Felvetette, hogy esetleg az elektronok nem keringhetnek a központi magtól bármilyen távolságra, hanem csupán bizonyos kijelölt pályákat foglalhatnak el. Ha ezt a feltételezést kiegészítjük azzal, hogy egy-egy pályán csak egy vagy két elektron tartózkodhat, akkor elkerülhetjük az atom összeomlásának problémáját, mert az elektronok csak addig zuhanhatnak, amíg felt nem töltik a legalacsonyabb energiaszintű, legbelső pályákat.

Az a modell egészen jól megmagyarázza a legegyszerűbb atom, a hidrogén szerkezetét, amelyben egyetlen elektron kering a mag körül. Tisztázatlan volt azonban a modell kiterjesztésének lehetősége bonyolultabb atomokra, nem is beszélve arról, hogy a korlátozott számú megengedett pályák ötlete fölöttébb önkényesnek látszott. A kvantummechanika áthidalja ezt a nehézséget. Felfedte, hogy az atommag körül keringő elektront hullámként kezelhetjük, amelynek hullámhossza a sebességétől függ. Bizonyos pályák esetében a pálya hosszúsága az elektron hullámhosszának egész számú (tehát maradék nélkül osztható) többszörösének adódik. Az ilyen pályák esetében a hullámhegyek minden forduló után ugyanolyan helyzetben lesznek, a hullámok tehát összeadódnak; ezek a pályák megfelelnek a Bohr által megengedett pályáknak. Azoknál a pályáknál viszont, amelyek hossza nem egész számú többszöröse az elektron hullámhosszának, az elektron  keringése során előbb-utóbb minden hullámhegyet kiolt egy hullámvölgy: ezek a pályák nem megengedettek.

A továbbiakban az atom felépítésére fogok koncentrálni.

Bár a fényt hullámok alkotják, Planck kvantumelmélete szerint a fény olykor úgy viselkedi, mintha anyagi részecskékből állna: csak „adagokban” vagy kvantumokban bocsátható ki és nyelhető el. Másfelől pedig Heisenberg határozatlansági elve arra utal, hogy a részecskék bizonyos szempontból hullámok módjára viselkednek: nincs határozott helyzetük, hanem valamilyen valószínűség-eloszlással „szétkenődnek”. A kvantummechanika elmélete merőben új típusú matematikán nyugszik, amely a valóságot nem részecskék és hullámok rendszereként kezeli.

Az ilyen kettőség következtében részecskék között is létrejöhet interferencia (amikor az egyik hullámcsomag hegyei egybeesnek a másik csomag völgyeivel, és ezért kioltják egymást). Ennek híres példája a úgynevezett kétrés-kísérlet.

Vegyünk egy átlátszatlan lemezt, amelyen két keskeny, párhuzamos rés húzódik. Helyezzünk el a lemez egyik oldalán egy fényforrást, amely egy bizonyos színt (tehát egyféle hullámhosszú fényt) sugároz. A fény nagy része a lemeznek ütközik, kisebb része azonban áthalad a réseken. Helyezzünk ernyőt a lemez túloldalára. Az ernyő mindegyik pontja mindkét résből kap hullámokat. Általában azonban a forrástól az ernyőig a két résen keresztül megtett út hossza nem lesz azonos (a hullámok nem lesznek azonos fázisban, egyes helyeken erősítik, más helyeken kioltják egymást). Az eredmény sötét és világos sávok jellegzetes képe lesz.

A dologban az a figyelemre méltó, hogy ugyanilyen sávszerkezetet kapunk akkor is, ha a fényforrást valamilyen  részecskeforrással, például meghatározott sebességű elektronokat kibocsátó elektronágyúval  helyettesítjük (az adott sebesség adott hullámhossznak felel meg). A dolog annál is különösebb, mivel ha csak ez rést helyezünk el, nem kapunk sávokat, csupán összefüggő elektroneloszlást az ernyő mentén. Amikor egyenként indítjuk az elektronokat, arra számíthatnánk, hogy vagy az egyik, vagy a másik résen haladnak át, tehát úgy kellene viselkedniük, mintha csak egy rés lenne: egyenletes eloszlást várnánk az ernyőn. A valóságban azonban akkor is megjelennek a sávok az ernyőn, ha egyenként küldjük át a résen az elektronokat. Következésképp minden elektron egyszerre min a két résen áthalad!

A valóságban ez persze nem ennyire egyszerű, a fenti tapasztalat magyarázatának teljes megértéséhez azonban még nem vagyunk felvértezve megfelelő ismeretekkel, ezért vissza fogok térni a dologra, amint tovább bővítjük a kvantummechanikát leíró ismereteinket.

Az 1900-as évek elején Max Planck német fizikus felvetette, hogy a fény, a röntgensugarak és más hullámok nem bocsáthatók ki tetszőleges mennyiségben, hanem csak bizonyos csomagokban, amelyeket kvantumoknak nevezett. Továbbá, minden kvantum bizonyos energiamennyiséget hordoz, amely a hullámok növekvő frekvenciájával nő, ezért elég nagy frekvencia esetén egyetlen kvantum kibocsátása is több energiát igényelne, mint maennyi rendelkezésre áll. Így a sugárzás a nagy frekvenciák tartományában csökken, a test tehát csak véges sebességgel veszíthet energiát.

1926-ig tartotta is magát a fenti megállapítás, ugyanis ebben az évben fogalmazta meg Werner Heisenberg híres határozati elvét. Egy részecske várható helyzetének és sebességének megjósolása érdekében pontosan meg kell mérnünk jelenlegi helyzetét és sebességét. Kézenfekvő módja ennek a részecske megvilágítása. A fényhullámok kisebb-nagyobb része a részecskén szóródik, s ez jelzi majd a helyzetét. E mérés azonban nem lehet pontosabb, mint a fény hullámhegyeinek távolsága, ezért a precíz méréshez rövid hullámhosszú fényt kell használni. Planck kvantumelméletének értelmében viszont a fény mennyisége nem lehet tetszőlegesen kicsiny: legalább egy fénykvantumot igénybe kell venni. Ez a kvantum azonban megzavarja a részecske pályáját, és megváltoztatja sebességét, mégpedig előre meg nem jósolható módon. Sőt, minél pontosabban mérjük a helyzetét, annál rövidebb hullámhosszú fényre lesz szükségünk, zaz annál nagyobb energiájú lesz az egy szem fénykvantum. A részecske sebessége tehát nagyobb mértékben torzul. Összegezve: minél pontosabban próbáljuk mérni a részecske helyzetét, annál pontatlanabbul mérhetjük meg a sebességét, és fordítva.

Heisenberg kimutatta, hogy ha összeszorozzuk a részecske helyzetének bizonytalanságát a sebességének bizonytalanságával és a tömegével, az eredmény sose lehet kisebb egy bizonyos számnál, amelyet Planck-állandóként ismerünk. Mi több, ez a határérték független a részecske sebességének vagy helyzetének megmérésére alkalmazott módszertől vagy a részecske típusától: Heisenberg határozatlansági elve a világ alapvető, kikerülhetetlen sajátossága.

Az 1910-es években a tudományos körök még javában a világegyetem statikus voltát hirdették (maga Einstein is, aki 1915-ben beiktatta a kozmológiai faktort, amit később aztán önéletrajzában mint élete legnagyobb tévedése aposztrofált). Ebben a közegben talán csak egyetlen férfiú volt hajlandó „névértékben elfogadni az általános relativitás elmélet minden következményét, s míg Einstein és a többi fizikus kibúvókat kerestek az általános relativitás elméletnek a nem statikus Világegyetemre vonatkozó jóslata alól, Alexander Friedmann orosz fizikus hozzálátott, hogy megvizsgálja ezt a lehetőséget.

Friedmann két roppant egyszerű feltételezéssel élt a világmindenségről: egyrészt, hogy minden irányban egyformának látjuk, másrészt, hogy ugyanez lenne a helyzet, ha bárhonnan máshonnan figyelnénk meg az univerzumot. Mindössze e két feltevés alapján Friedmann Bebizonyította, hogy a világmindenség nem lehet statikus. Az orosz fizikus tehát már 1922-ben, évekkel Hubble előtt megjósolta amerikai kollégájának felfedezését.

Bár Friedmann csak egy modellt talált, valójában három különböző modell is kielégíti két alapvető feltételezését. Az első típusban (ezt állította fel Friedmann) a tágulás sebessége elég lassú ahhoz, hogy a galaxisok közötti gravitációs vonzás lelassítsa, és végül megállítsa a tágulást. Ekkor a galaxisok egymás felé indulnak, és a Világegyetem zsugorodni kezd. A második megoldás esetében a tágulás olyan gyors, hogy a gravitáció csak lassíthatja, de nem állíthatja meg. Végül a harmadik megoldásnál a világegyetem éppen elegendő sebességgel tágul ahhoz, hogy a zsugorodás soha ne következzék be.

Az első Friedmann-modell figyelemre méltó vonása, hogy az általa leírt Világegyetem a térben nem végtelen, de határa sincs. A gravitáció olyan erős, hogy a tér önmaga köré hajlik, hasonlóan a Föld felszínéhez (ha elég sokáig utazunk egy irányban, sose találjuk szembe magunkat leküzdhetetlen fallal, és a peremről sem zuhanunk le, hanem előbb-utóbb visszaérkezünk oda, ahonnan elindultunk). Ugyanilyen tulajdonsággal rendelkezik a tér is Friedmann első modelljében, csak éppen három dimenzió felel meg a Föld két felszíni dimenziójának. A negyedik dimenzió, az idő, szintén véges kiterjedésű, azonban inkább szakaszra emlékeztet, melynek eleje és vége is van. A második modellben, mely állandóan, nagy sebességgel tágul, a tér ellenkezőleg hajlik, úgy, mint a nyereg felszíne. Ez esetben tehát a tér végtelen. A harmadik modell esetében pedig, melyre az éppen kritikus tágulási sebesség jellemző, a tér sík (tehát szintén végtelen).

Ez eddig rendben is van, de melyik Friedmann-modell írja le a Világegyetemünket? Abbahagyja,e az univerzum előbb-utóbb a tágulást, és zsugorodni kezd, vagy mindörökké tágulni fog? E kérdés megválaszolásához ismernünk kell a tágulás jelenlegi sebességét, és a Világegyetem jelenlegi átlagos sűrűségét. Ha a sűrűség bizonyos, a tágulás sebességéből számított kritikus érték alatt marad, akkor a gravitációs vonzás nem állíthaja meg a tágulás folyamatát. A kritikust meghaladó sűrűség esetén viszont a gravitáció egyszer majd lefékezi a tágulást, és újra összehúzódásra készteti majd a Világegyetemet.

A tágulás jelenlegi értékét úgy határozhatjuk meg, hogy a Doppler-jelenség révén megmérjük a tőlünk távolodó galaxisok sebességét. Ezt a mérést nagy pontossággal el tudjuk végezni. A galaxisok távolságát viszont csak közvetett módszerekkel, tehát elég pontatlanul mérhetjük meg. A jelenleg birtokunkban lévő bizonyítékok arra utalnak, hogy a Világegyetem valószínűleg minden határon át tágulni fog, viszont csak abban lehetünk biztosak, hogy még ha meg is indul valamikor a Világegyetem összeomlása, biztosan van még addig vagy tízmilliárd esztendőnk, mivel a tágulás legalább ennyi ideje tart már.

Amikor a csillagászok az 1920-as években először kezdték el vizsgálni a többi galaxis spektrumát, rendkívül furcsa jelenségre bukkantak: ugyanolyan hiánylistát találtak, mint a galaxisunk csillagainál, de valamennyi szín azonos irányban eltolódott a színkép vörös vége felé. Ennek a jelentőségét akkor értjük meg igazán, ha megismerkedünk a Doppler-jelenséggel. Mint láttuk, a fény az elektromágneses tér fluktuációiból, hullámzásiból áll. Frekvenciája (azaz a hullámok másodpercenkénti száma) roppant nagy, a látható tartományban másodpercenként négyszáz millió millió és hétszáz millió millió közötti. Szemünk a különböző frekvenciákat különböző színekkel érzékeli, a legalacsonyabbak a spektrum vörös végén jelentkeznek, míg a legmagasabbak pedig a kék végén.

Mármost képzeljünk el egy állandó távolságú fényforrást, például egy csillagot, amely állandó frekvenciájú fényt bocsát ki. Nyilvánvaló, hogy a kibocsátott és az általunk érzékelt fény frekvenciája azonos lesz (a galaxis gravitációs tere nem elég nagy ahhoz, hogy számottevő hatása legyen). Tegyük fel, hogy a csillag közeledik felénk. A következő hullámhegy kibocsátásakor közelebb lesz hozzánk a fényforrás, így a hullámhegy rövidebb idő alatt ér el hozzánk, mintha a csillag mozdulatlan maradt volna. A két hullámhegy megérkezése közötti idő csökken, tehát másodpercenként több hullám érkezik hozzánk (azaz nagyobb a frekvencia), mint amikor a csillag mozdulatlan volt. Ugyanígy, amikor a fényforrás távolodik tőlünk, a hullámok frekvenciája csökken. A fény esetében ez azt jelenti, hogy a tőlünk távolodó csillagok spektruma eltolódik a színkép vörös tartománya felé (ezt nevezzük vöröseltolódásnak), míg a hozzánk közeledőké a kék tartomány felé csúszik. A frekvencia és a sebesség közti összefüggés, melyet Doppler-jelenségnek hívnak, mindennap tapasztalataink közt is szerepel (az úton felénk haladó autó motorjának hangja egyre magasabb, majd amikor távolodik, egyre mélyebb lesz).

Következő bejegyzésemben a Friedmann-modellekről fogok írni, nagyon érdekes téma, de megértéséhez mindenképp szükségesek az eddig leírt ismeretek elsajtítása.

Mégiscsak maradjunk még egy bejegyzés erejéig a kozmikus távolságmérésnél. A hőszínképek felfedezése olyan mérföldkő volt, amely hatalmas befolyással volt a csillagászat és a fizika alakulására.

A csillagok olyan mesze vannak, hogy a Földről szemlélve csupán parányi, fénylő pontoknak látszanak. Sem alakjukat, sem méretüket nem látjuk. Hogyan különböztethetjük meg tehát a típusaikat? A csillagok elsöprő többségének esetében egyetlen jellegzetes vonást figyelhetünk csak meg: a fényük színét. Newton fedezte fel, hogy ha a Nap fénye háromszög alakú üveghasábon – prizmán – halad át, akkor alapvető összetevő színeire (színspektrumra) bomlik, olyanra, mint a szivárvány.

Ha távcsövünket magányos csillagra vagy galaxisra fókuszáljuk, hasonló módon megfigyelhetjük az onnan érkező fény spektrumát. A különböző csillagok spektruma eltér, a színek egymáshoz viszonyított erőssége azonban mindig olyan, amilyent vörösen izzó tárgy által kibocsátott fény esetén vár az ember (ami azt illeti, bármely átlátszatlan, vörösen izzó tárgy fényének spektruma csak a tárgy hőmérsékletétől függ, ezért is nevezik hőszínképnek). Ebből következik, hogy a spektrum felvételével meg tudjuk állapítani a csillagok hőmérsékletét.

Sőt! Bizonyos színek hiányára is felfigyelhetünk a csillagok spektrumában, s a hiánylista csillagról csillagra változik. Mivel minden kémiai elem a rá jellemző, sajátos színsorozatot nyeli el, a csillag spektrumából hiányzó színek listáját e sorozatokkal egybevetve pontosan megmondhatjuk,  hogy milyen elemek vannak jelen a csillag légkörében.

A világegyetemről alkotott mai felfogásunk mindössze 1924-ig nyúlik vissza. Ekkor mutatta ki Edwin Huble, hogy nem a mienk az egyetlen galaxis. Számos hasonló található az űrben, és óriási, üres térrészek választják el őket egymástól. Ennek igazolásához meg kellet határozni  e távoli galaxisok távolságát, márpedig ezek olyan messzire vannak, hogy a Földről nézve teljesen mozdulatlannak látszanak (ha egy tiszta, holdtalan éjszakán felnézünk az égboltra, a szabad szemmel látható csillagok –ha kis mértékben is, de- változtatják a helyzetüket egymáshoz képest, mialatt a Föld megkerüli a Napot).

Hubble tehát közvetett módszer használatára kényszerült. Egy csillag látszólagos fényessége két tényezőtől függ: a kisugárzott fény mennyiségétől (az abszolút fényességétől), és a tőlünk mért távolságától. (A témával részletesen foglalkozik John Gribbin: Az idő születése című könyve.) Közeli csillagok setében mind a látszólagos fényesség, mind a távolság megmérhető, és ezekből az adatokból kiszámíthatjuk az abszolút fényességet. Fordítva: ha ismernénk más galaxisok csillagainak abszolút fényességét, akkor látszólagos fényességük megmérése után kiszámíthatnánk távolságukat. Hubble felfigyelt rá, hogy bizonyos fajta csillagok abszolút fényessége  - mikor elég közel vannak hozzánk, hogy elvégezhessük a mérést – mindig ugyanaz. Ha tehát ugyanilyen csillagokra bukkanunk a távoli galaxisokban, akkor feltételezhetjük, hogy ezek abszolút fényessége is ugyanakkora lesz, s így könnyedén kiszámíthatjuk a távolságukat. Ha pedig ez a számítás egy galaxis több csillagára is azonos eredményt ad, akkor elég biztosak lehetünk eredményünk helyességében.

Később még vissza fogok térni a kozmikus távolságméréshez, lévén a téma rengeteg érdekességet tartogat magában.

Mostani bejegyzésem rövidebb lesz az átlagosnál, mivel tartalma rendkívül elvont, nyitott elmét kíván a befogadásra, ám segíteni fog abban, hogy könnyebben megértsük majd a soron következő észrevételeket.

Ha elhisszük, hogy a világegyetem nem a saját feje után megy, hanem szigorú törvények irányítják, akkor előbb-utóbb össze kell hangolnunk a részleges elméleteket, hogy az egységes elmélettel mindent leírhassunk a világegyetemben. Az általános, egységes elmélet keresése azonban alapvető ellentmondást hordoz. A tudományos elméletekről fentebb vázolt elgondolások azon a feltevésen alapszanak, hogy az ember értelmes lény, aki szabadon, tetszése szerint tanulmányozhatja a mindenséget, és a látottakból logikus következtetéseket vonhat le. Ilyen esetben ésszerű a föltételezés, hogy egyre közelebb kerülünk a világegyetemünket kormányzó törvények megismeréséhez. Ha azonban valóban létezik az egységes, átfogó elmélet, akkor az valószínűleg a mi cselekedeteinket is megjósolja. Ezért maga az elmélet határozza meg a feltalálására irányuló kutatások eredményét! S ugyan mi biztosítaná, hogy éppen a megfelelő következtetéseke vonjuk le tapasztalatainkból? Nem határozhatná-e meg –ugyanakkora valószínűséggel- esetleg azt, hogy kifejezetten rossz eredményre jussunk? Vagy egyáltalán semmilyenre sem?