Mūsu dārgais brāli/mūsu dārgā māsa,
Kosmoloģijas grāmatās laika posms pēc pirmajiem sešiem radīšanas posmiem tiek raksturots kā tāds, kas pēc savām īpašībām atgādina mūsdienu Visumu. Materiāls jau ir izveidojies, un sākusies atomu savstarpēja un saskaņota mijiedarbība augstā temperatūrā. Atomu veidošanās palīdzējusi molekulu veidošanās procesam; molekulu savienošanās rezultātā daudzas vielas piepildījušas kosmosu, un piemērotos fiziskajos apstākļos sākuši veidoties debess ķermeņi; radītas saules, zemes, planētas. Tipiska šī perioda iezīme ir… Šajā temperatūrā viss kosmoss nav tumšs kā tagad, bet spīd spoži.
Kad viela gāzveida stāvoklī kondensējās un ar laiku atdzisa, tās blīvums palielinājās, un no šīs vielas, kas pakāpeniski sāka sacietēt, sāka veidoties mums zināmās planētas. Tiek lēsts, ka Visums savā pirmajā 700 tūkstošajā gadā joprojām bija viendabīgs gāzu mākonis, kas sastāvēja no ūdeņraža un hēlija. Bet Visums nesabruka vienā punktā un nepārvērtās par vienu galaktiku; tika radīti miljardiem galaktiku centru. Bet kas notika, ka Visums vienkārši palika gāzu mākoņa veidā? Vai kāpēc tas nesabruka vienā punktā?
Kosmoloģija gadiem ilgi uzdeva sev šo jautājumu, un 1973. gadā teorētiskais fiziķis un melno caurumu eksperts Rodžers Penrouzs mēģināja aprēķināt pirmo radīšanas spēku. Tika atrastas miniatūras daļiņas, mazākas par protonu, kas radušās Lielā sprādziena rezultātā. Tās nebija radušās zvaigžņu sabrukuma rezultātā, kā melnie caurumi, bet gan pirmajā radīšanas brīdī. Šie melnie punkti, lai arī mazāki par atomu, uzvedas kā melnie caurumi, piesaistot visu, kas tiem tuvojas. Tomēr ir konstatēts, ka tie atstāj pēdas.
Šķita, ka ap šiem milzīgajiem gravitācijas centriem ir sakopojušies ūdeņraža un hēlija mākoņi, tādējādi veidojot miljardiem galaktiku kodolus. Visums sāka atvērties un veidoties no blīva kosmiskā zupā līdzīga gāzu mākoņa. Korāns vēstīja par šo lielo pārvērtību, kas deva visumam tādu formu un izskatu, kādu mēs to pazīstam:
Tāpat kā dzīvās būtnes, arī zvaigznes piedzīvo bērnību, jaunību un briedumu, lai galu galā novecotu un mirtu. Galaktikās ir arī gāzu un putekļu mākoņi, kas kalpo par izejvielu zvaigžņu veidošanai. Mūsu pašu galaktikā, Piena Ceļā, gāzes un putekļi ir koncentrēti spirālveida zaros, kas stiepjas no galaktikas centra uz āru.
Kosmiskais ietekmējums izraisa starpzvaigžņu vielas savākšanos un kondensēšanos lielos mākoņos un sfērās. Pirmās zvaigžņu veidošanās stadijās kondensētie mākoņi ir pārāk reti, lai radītu gravitāciju. Tāpēc vēl nav pilnībā izskaidrots, kā gāzu un putekļu mākoņi var savākties un kondensēties.
Savācoties un sablīvējoties, mākonis, kas veidojas miljoniem gadu ilgā procesā, sāk uzkarst, jo palielinās sadursmju skaits. Šīs sadursmes galu galā izraisa mākoņa aizdegšanos un spīdēšanu. Sākumā tas izstaro starojumu, piemēram, infrasarkano un radioviļņus.
Kad zvaigzne dzimst, gāzes masas ārējā daļa sabrūk ļoti lēni, bet centrālās daļas – ātri. Kad mākonis sabiezē, tas sāk izstarot vairāk gaismas, beidzot mirdzot tumšā putekļu apvalkā, kas to ieskauj. Kad zvaigzne sāk spīdēt, ap to izveidojas disks. Šī diska augšā un apakšā, pretējos virzienos, izplūst spēcīgi karstās gāzes strūklas, kas aiznes lielāko daļu sākotnējā gāzes mākoņa, kas aizsedza jaundzimušo zvaigzni. Tā zvaigzne kļūst redzama parastajiem teleskopiem. Pēc tam, kad zvaigzne ir parādījusies un sasniegusi noteiktu vecumu, tās centrā radītā enerģija novērš tālāku zvaigznes sabrukšanu. Šī enerģija rada pietiekamu spiedienu, lai apturētu vielas sabrukšanu un censtos izplesties. Tā zvaigzne sasniedz līdzsvaru.
Ar parastajiem teleskopiem mēs nevaram redzēt zvaigznes, kas rodas starpzvaigžņu gāzu mākoņos. Tas ir tāpēc, ka gāzes kosmosā un putekļu mākoņi, kuru daļiņu izmērs ir līdzīgs cigarešu dūmu daļiņām, absorbē gaismu, kas iet cauri mākonim. Tāpēc mēs redzam mākoņus kā tumšas siluetes uz zvaigžņu fona. Zvaigžņu dzimšanu var pētīt tikai ar infrasarkano teleskopu palīdzību. Pirmais uzlabotais infrasarkanais teleskops tika ievietots satelītā, kas tika palaists orbītā 1983. gadā. Šis teleskops atklāja tūkstošiem jaunu zvaigžņu, kas slēpjas starpzvaigžņu mākoņu dziļumos.
Lai gāzu mākonis varētu kondensēties un kļūt par zvaigzni, tam jābūt noteikta izmēra. Ja savienojošies gāzu mākoņi nav pietiekami lieli, mēs novērojam citu veidojumu. Šoreiz mēs esam liecinieki nevis zvaigznes, bet planētas dzimšanai. Tā notiek zvaigžņu un tām apkārt esošo planētu sistēmu veidošanās: vienlaikus veidojas gan zvaigznes, gan mazāki gāzu mākoņi ap tām, kas rada planētas.
Kosmosā var sastapt gan zvaigznes, kuru izmērs ir desmitā daļa no Saules izmēra, gan tādas, kas ir simts reizes lielākas. Salīdzinot ar Sauli, zvaigznes iedalās trīs kategorijās: apakšējā galā ir zvaigznes, kas ir blāvākas par Sauli un kuru virsmas temperatūra ir 3000 °C, vidējā galā ir zvaigznes, kas ir līdzīgas Saulei un kuru virsmas temperatūra ir 6000 °C, bet augšējā galā ir ļoti masīvas zvaigznes, kuru virsmas temperatūra sasniedz 30 000 °C un vairāk.
Lielākas masas zvaigznes, pretēji izplatītajam uzskatam, ir īsāka mūža. Tā kā šo zvaigžņu kodoli ir blīvāki un karstāki, tad kodolreakcijas ir daudz intensīvākas. Tāpēc tām ir spilgtāka virsma. Lielas masas zvaigzne ātri izmanto savu kodoldegvielu, kas nozīmē, ka tā ātrāk izsīkst. Savukārt mazas masas zvaigzne, lai gan tai ir mazāk degvielas, to izmanto pakāpeniski un tādējādi dzīvo ilgāk.
Mēs zinām, ka starp gāzes spiedienu un temperatūru pastāv vienkārša sakarība. Ja mēs uzkarsējam gāzi noslēgtā traukā, tās spiediens palielināsies, bet ja mēs pazemināsim temperatūru, spiediens samazināsies. Ja mēs iedomājamies miljoniem grādu temperatūru zvaigznes centrā, mēs varam aptuveni novērtēt, cik liels spiediens tur pastāv. Mēs zinām, ka šī temperatūra rodas kodolreakciju rezultātā. Katra zvaigzne atrodas gravitācijas spēka ietekmē, kas savieno un saspiež tās iekšējo elementu atomus. Jo lielāka zvaigznes masa, jo lielāks gravitācijas spēks. Šis spēks, kas darbojas no ārpuses uz iekšpusi, ir līdzsvarā ar kodolreakcijas spēku, kas darbojas no iekšpuses uz āru. Vissvarīgākā reakcija, kas nodrošina zvaigznei vitalitāti un ilgmūžību, ir ūdeņraža pārvēršanās hēlijā, izmantojot kodolsintēzes procesu. Bet agrāk vai vēlāk degviela izsīkst un reaktors sāk kļūdīties. Šajā gadījumā spiediena atbalsts ir apdraudēts, un zvaigzne sāk zaudēt savu ilgo cīņu pret gravitāciju.
Zvaigznes, iztērējot savu degvielu, piedzīvo izmaiņas, kas ir proporcionālas to masai. Skaitlis 1,44 ir proporcionāls Saules masai, un zvaigznes, kuru masa ir mazāka par 1,44 Saules masām, galu galā kļūst par baltajiem punduriem; tās, kuru masa ir lielāka, kļūst par neitronu zvaigznēm un vēlāk par melnajiem caurumiem. Ja zvaigznes masa ir lielāka par 1,44 Saules masām, šādas lielas zvaigznes nepaliek par punduriem. To iekšējā temperatūra un blīvums vēl vairāk pieaug, un degviela, kas ir pārvērtusies par dzelzi, niķeli, hromu un kobaltu, vairs nevar degt. Temperatūra un spiediens savieno elektronus un protonus, pārvēršot tos par neitroniem. Dzelzs kodols ir 100 km diametra lode. Un zvaigzne eksplodē, izstarojot miljardu reižu lielāku gaismu kritiskā temperatūrā. Tas ir supernovas sprādziens. Sprādziena laikā izplatās briesmīgs šoka vilnis un neitrīno plūsma. Sprādziena materiāls izkliedējas kosmosā gāzu mākoņu veidā.
Mēs, kā fiziskas būtnes, kādreiz bijām daļa no kādas zvaigznes. Iespējams, tā bija daudz lielāka zvaigzne par mūsu Sauli, un tas notika drīz pēc Visuma radīšanas, proti, pirmajos pāris simtos tūkstošos gadu.
Tolaik universums sastāvēja gandrīz pilnībā no ūdeņraža. Uz šī elementa balstījās arī Saules sistēma un Zeme, kuras daļa mēs esam. Ūdeņradis bija visu pamats, un viss materiālais universā bija radies no šī vienkāršā ūdeņraža atoma. Pēc tam miljardiem gadu garumā ūdeņradis tika pārstrādāts kodolreaktorā, pārvēršoties hēlijā. Tā pagāja viens mūžs. Kad degviela krājumos sāka izsīkt, nāve parādījās pie apvāršņa. Vispirms sākās kontrakcijas. Kad reaktors sāka izdzist, milzu zvaigznes masa sabruka. Sabrukuma rezultātā pieaugošais spiediens izraisīja jaunas kodolreakcijas. Tā radās virkne elementu no oglekļa līdz dzelzij.
Miljardiem gadu ilgais mūžs beidzās dažu sekunžu laikā. Zvaigzdes kodola atomu daļiņas dažu sekunžu laikā izkusa un pārvērtās neitronos, bet virsējās daļas izkaisījās kosmosā ar ātrumu desmit miljonu kilometru sekundē. Tas bija briesmīgs brīdis, kad tika radīta miljardiem grādu augsta temperatūra un sasniegts miljards reižu lielāks spilgtums nekā Saule. Tajā pašā laikā tika radīti arī elementi, kas ir smagāki par dzelzi.
Atbrīvotā milzīgā enerģija uzkarsē zvaigznes ārējos slāņus tiktāl, ka uz īsu brīdi kļūst iespējamas jaunas kodoltermiskās reakcijas, kas vairāk absorbē enerģiju, nekā to atbrīvo. Šajā “krāsnī” tiek radīti ne tikai dzelzs, bet arī citi smagie elementi, piemēram, zelts, svins un urāns. Šie elementi kopā ar vieglākiem elementiem, piemēram, oglekli un skābekli, kas tika sintezēti iepriekš, tiek izmesti kosmosā, kur tie sajaucas ar neskaitāmu supernovu drupām. Nākamajās paaudzēs no šiem smagajiem elementiem tiek radītas jaunas zvaigznes un planētas.
Mūsu planētai tādus elementus kā ogleklis, skābeklis, zelts, varš, sudrabs un galu galā arī dzīvību ir radījuši brīnišķīgi un grandiozi kosmiski notikumi, ko sauc par “supernovām”. Dzīvības avots ogleklis un skābeklis, sudraba un zelta gredzeni uz mūsu pirkstiem, svina plāksnes uz mūsu jumtiem, urāna degvielas stieņu kodols mūsu kodolreaktoros – tas viss ir mirstošo zvaigžņu agonija, kas izzuda vēl pirms mūsu Saules eksistences.
Kā redzams, supernovas sprādziens spēlē būtisku lomu vielas pārvietošanā no vienas vietas Visumā uz citu. Sprādziena rezultātā izkaisītie zvaigžņu atliekas uzkrājas citās Visuma vietās, radot jaunas zvaigznes vai zvaigžņu sistēmas. Saule, planētas Saules sistēmā un, protams, arī mūsu Zeme, ir radušās kā rezultāts supernovas sprādzienam, kas notika ļoti sen. Šajā bezgalīgajā pasaulē, kur cilvēks tiks radīts kā auglis, šīs vielas pārvērtības un pakāpeniska virzība uz mērķi skaidri parāda Zināšanas, Spēka un Gribas, žēlsirdības un labvēlības savstarpējo saistību.
Ar sveicieniem un lūgšanām…
Islāms jautājumos un atbildēs
