Lugupeetud vend/õde,
Kosmoloogiaõpikud võrdlevad perioodi pärast kuut esimest loomise etappi universumi praeguste omadustega. Aine on nüüd vormunud ja kõrgel temperatuuril on alanud aatomite vastastikune ja kooskõlastatud interaktsioon. Aatomite tekkimine on aidanud kaasa molekulide moodustumisele; molekulide ühinemisel on paljud ained täitnud kosmost, sobivates füüsikalistes tingimustes on hakanud kujunema taevakehad; loodud on päikesed, planeedid, tähed. Järgnev tüüpiline omadus on… Sellel temperatuuril ei ole kogu kosmos nagu praegu pime, vaid särav ja helendav.
Aine tihenedes gaasilises olekus ja aja jooksul jahtudes, tihedusväärtused kasvasid ning aine hakkas järk-järgult tahkuma, millest kujunesid meile tuntud planeedid. Arvatakse, et universum oli oma esimesel 700 000. aastal ikka veel homogeenne gaasipilv, mis koosnes vesinikust ja heeliumist. Kuid universum ei varisenud kokku ühte punkti ega muutunud üheks galaktikaks; tekkisid miljardid galaktikakeskused. Aga mis juhtus, et universum jäi niimoodi gaasipilveks? Või miks ta ei varisenud kokku ühte punkti?
Kosmoloogid on seda küsimust endalt aastaid küsinud, ning 1973. aastal üritas teoreetiline füüsik ja mustade aukude ekspert Roger Penrose esimesena arvutada algse loomisjõu suurust. Leiti, et Suure Paugu tulemusena tekkisid mini-punktid, mis olid väiksemad kui prooton. Need ei tekkinud tähtede kokkuvarisemise tagajärjel nagu mustad augud, vaid algse loomise käigus. Need mustad punktid, kuigi väiksemad kui aatom, käituvad nagu mustad augud, neelates endasse kõik, mis ette satub. Kuid on kindlaks tehtud, et nad jätavad endast jälje.
Vesiniku- ja heeliumipilved kogunesid nende tohutute gravitatsioonikeskuste ümber ja nii näisid tekkivat miljardite galaktikate tuumad. Universum avanes ja hakkas kuju võtma ühest kosmilise supi, gaasipilve sarnase punktist. Koraan teatas ka sellest suurest muutumisest, mis universumile kuju ja näo andis, kui see kujunes:
Nagu elusolendid, läbivad ka tähed oma elutsükli: lapsepõlv, noorus, küpsus, vananemine ja lõpuks surm. Galaktikate vahel leidub gaasi- ja tolmuudu, mis on tähtede tooraineks. Meie galaktikas, Linnuteel, on gaasi ja tolmu rohkem spiraalharudes, mis ulatuvad galaktika keskmest väljapoole.
Kosmiline mõju põhjustab tähtedevahelise aine koondumise ja tihenemise suurte pilvede ja sfääride kujul. Tähtede esmakordsel tekkimisel on tihenevad pilved liiga hõredad, et tekitada gravitatsiooni. Seetõttu ei ole veel täielikult selgitatud, kuidas gaasi- ja tolmpilved saavad koonduda ja tiheneda.
Kokku tulev ja tihenev pilv hakkab miljonite aastate jooksul tihenedes ja üha sagedasemate kokkupõrgete tõttu kuumenema. Need kokkupõrked viivad lõpuks selleni, et pilv süttib ja hakkab kiirgama. Esmalt kiirgab see infrapuna- ja raadiolaineid.
Tähe sündides variseb gaasipilve välimine osa aeglaselt, samas kui keskosa variseb kiiresti. Pilve tihenedes hakkab see kiirgama üha rohkem valgust, kuni lõpuks hakkab see särama seda ümbritseva tumeda tolmukatte all. Tähe süttides moodustub vastsündinud tähe ümber ketas. Selle ketta üla- ja alaosast väljuvad vastassuundades tugevad kuumade gaaside voolud, mis eemaldavad suurema osa algsest gaasipilvest, mis varjas vastsündinud tähte. Nii muutub täht nähtavaks tavaliste teleskoopide vaateväljas. Kui täht on ilmunud ja saavutanud teatud vanuse, takistab selle keskmes toodetud energia tähe edasist kokkuvarisemist. See energia püüab tekitada piisava rõhu, et peatada aine kokkuvarisemine ja suruda seda väljapoole. Nii saavutab täht tasakaalu.
Tavaliste teleskoopidega ei saa me näha tähti, mis tekivad tähtedevahelistes gaasipilvedes. Seda seetõttu, et kosmoses olevad gaasid ja tolmuosakesed, mis on suuruselt võrreldavad sigaretisuitsus olevate osakestega, neelavad pilvest läbiva valguse. Seetõttu näeme pilvi tähtede taustal tumedate siluettidena. Tähtede sündi saab uurida vaid infrapuna teleskoopidega. Esimene täiustatud infrapuna teleskoop paigutati 1983. aastal orbiidile saadetud satelliidile. See teleskoop avastas tuhandeid noori tähti, mis peitusid tähtedevaheliste pilvede sügavustes.
Et gaasipilv saaks täheks, peab see olema teatud suurusjärgus. Kui kokku tulevad gaasipilved ei ole piisavalt suured, tekib midagi muud. Sel juhul ei näe me tähe, vaid planeedi sündi. Tähtede ja neid ümbritsevate planeetide süsteemi tekkimine toimubki nii: ühest küljest tekivad tähed, teisest küljest moodustavad neid ümbritsevad väiksemad gaasipilved planeete.
Kosmoses leidub nii tähti, mis on kümnendiku Päikese suurusest, kui ka tähti, mis on sada korda suuremad. Päikesega võrreldes on tähtede hulgas nii neid, mis on tuhmimad ja mille pinnatemperatuur on 3000 °C, kui ka Päikesega sarnaseid tähti, mille pinnatemperatuur on 6000 °C, ning ka väga suuri ja massiivseid tähti, mille pinnatemperatuur ulatub 30 000 °C-ni ja isegi kõrgemale.
Suurema massiga tähed elavad, vastupidiselt levinud arvamusele, lühemat aega. Kuna nende tähtede tuumad on tihedamad ja kuumemad, on ka tuumareaktsioonid vastavalt intensiivsemad. Seetõttu on neil heledam pind. Suure massiga täht kulutab oma tuumakütust kiiremini, mis tähendab, et kütus saab kiiremini otsa. Väikese massiga täht, kuigi tal on vähe kütust, kasutab seda aeglaselt ja elab seetõttu kauem.
Me teame, et gaasi rõhu ja temperatuuri vahel on lihtne seos. Kui me soojendame suletud anumas olevat gaasi, siis selle rõhk tõuseb, ja kui me temperatuuri alandame, siis rõhk langeb. Kui me mõtleme, et tähe keskmes on miljoneid kraade sooja, võime ette kujutada, kui suur rõhk seal valitseb. Me teame, et see temperatuur tekib tuumareaktsioonide käigus. Iga täht on mõjutatud gravitatsioonijõust, mis surub selle elementide aatomeid üksteisele lähemale ja tihedamalt kokku. Tähe massi suurenemisega suureneb ka gravitatsioonijõud. See väljast sissepoole suunatud jõud on tasakaalus seest väljapoole suunatud tuumaplahvatuse jõuga. Tähe elujõu ja eluea säilitamise seisukohalt on kõige olulisem reaktsioon vesiniku muundumine heeliumiks tuumade ühinemise (fusiooni) protsessi kaudu. Kuid varem või hiljem kütus väheneb ja reaktor hakkab tõrkuma. Sel juhul on rõhu toetus ohus ja täht hakkab kaotama oma pikaajalist võitlust gravitatsiooniga.
Tähed läbivad oma kütuse lõppemisel muutusi, mis on proportsionaalsed nende massiga. Arv 1,44 on proportsionaalne Päikese massiga, mis tähendab, et tähed, mille mass on väiksem kui 1,44 Päikese massi, lõpuks muutuvad valgeteks kääbusteks; need, mille mass on suurem, muutuvad aga neutronitähtedeks ja hiljem mustadeks aukudeks. Kui tähe mass on suurem kui 1,44 Päikese massi, siis sellised suured tähed ei jää kääbusteks. Nende sisetemperatuur ja tihedus tõusevad veelgi, kütus, mis on muutunud raua, nikli, kroomi ja koobaltiks, ei põle enam. Temperatuur ja rõhk liidavad elektronid ja prootonid kokku, moodustades neutroneid. Rauast tuum on 100 km läbimõõduga pall. Ja täht plahvatab, kiirates kriitilisel temperatuuril miljard korda rohkem valgust. See on supernoova plahvatus. Plahvatusega kaasneb kohutav lööklaine ja neutriinovool. Plahvatuse käigus paisatakse materjal gaasipilvedena kosmosesse laiali.
Meie, oma füüsilise keha poolest, olime kunagi osa tähest. Tõenäoliselt oli see täht palju suurem kui meie Päike ja see juhtus kohe pärast universumi loomist, ehk siis esimese paari saja tuhande aasta jooksul.
Sel ajal koosnes universum peaaegu täielikult vesinikust. Päikesesüsteem ja ka Maa, mille osa me oleme, rajanevad sellel elemendil. Vesinik oli kõige alus ja kõik, mis universumis on, oli pärit sellest lihtsast vesinikuaatomist. Seejärel, miljardite aastate jooksul, töödeldakse vesinikku tuumaahjus, muutes selle heeliumiks. Nii möödus üks elutsükkel. Kui kütus hakkas otsa saama, ilmus silmapiirile surm. Esmalt algasid kokkutõmbed. Kui ahi hakkas kustuma, varises hiiglasliku tähe mass kokku. Kokkuvarisemisega kaasnenud rõhu suurenemine käivitas uued tuumareaktsioonid. Nii tekkisid mitmed elemendid, alates süsinikust kuni raudani.
Miljardite aastate pikkune elu lõppes nii mõne sekundiga. Tähe tuumas olevad aatomiosakesed sulasid vaid mõne sekundiga kokku ja muutusid neutroniteks, samal ajal kui pinnale lähemad osad paiskusid kosmosesse kiirusega kümme miljonit kilomeetrit sekundis. See oli kohutav hetk, mil tekkis miljardite kraadide kuumus ja saavutati miljardi päikese heledus. Samal ajal loodi ka raudast raskemad elemendid.
Vabanenud tohutu energia kuumutab tähe välimisi kihte sedavõrd, et lühikeseks ajaks on võimalikud uued tuumafusioonireaktsioonid, mis pigem neelavad energiat kui seda vabastavad. Selles ahjus toodetakse raua kõrval ka teisi raskeid elemente, nagu kuld, plii ja uraan. Need elemendid paisatakse koos varem sünteesitud kergemate elementidega, nagu süsinik ja hapnik, kosmosesse, kus nad segunevad lugematute supernoovade jäänustega. Järgmiste ajastute jooksul luuakse nendest rasketest elementidest uued tähe- ja planeedipõlvkonnad.
Meie planeedi jaoks on sellised elemendid nagu süsinik, hapnik, kuld, vask ja hõbe ning lõppkokkuvõttes elu tekkimine võlgnetud imelistele ja tohututele taevastele sündmustele, mida nimetatakse “supernoovadeks”. Eluallikas süsinik ja hapnik, hõbe- ja kuldsõrmused meie sõrmedes, pliilehed meie katustel, tuumareaktorite uraanist kütusevarraste tuumad on nende tähtede surmaagooniad, mis hävisid ammu enne meie Päikese olemasolu.
Nagu näha, mängib supernoova plahvatus olulist rolli aine ümberpaigutamisel ühest universumi punktist teise. Plahvatuse tagajärjel laiali paiskunud tähe jäänused kogunevad universumi teistes nurkades, luues uusi tähti või tähesüsteeme. Päike, Päikesesüsteemi planeedid ja muidugi ka meie Maa tekkisid väga ammu toimunud supernoova plahvatuse tulemusena. Selles lõputus universumis, kus inimene on loodud viljana, näitab aine läbiviidud muutused ja järkjärguline liikumine eesmärgi poole selgelt Ilma, Jõu ja Tahte, halastuse ja helduse ühtsust.
Tervituste ja palvetega…
Küsimused islamist
