Vår käre bror,
Kosmologiböcker liknar perioden efter de sex första skapandefaserna med de egenskaper som universumet har idag. Materien har nu formats och den harmoniska interaktionen mellan atomer har börjat under höga temperaturer. Atomernas bildning bidrog till bildandet av molekyler; genom sammanslagningen av molekyler fylldes rymden med ett stort antal ämnen, och under lämpliga fysiska förhållanden började himlakroppar bildas; soler, jordar och planeter skapades. En typisk egenskap efter detta är … Under denna temperatur är inte hela rymden mörk som nu, utan lyser starkt.
När ämnena kondenserade till gasform och svalnade med tiden, ökade densiteterna och ämnena, som gradvis började stelna, började anta formen av de planeter vi känner. När universumet var ungefär 700 000 år gammalt, var det fortfarande en homogen gasmoln som bestod av väte och helium. Men universumet kollapsade inte till en enda punkt och bildade inte en enda galax; miljarder galaxkluster skapades. Vad hände då som gjorde att universumet inte bara väntade som ett gasmoln? Eller varför kollapsade det inte till en enda punkt?
Kosmologin har ställt sig denna fråga i årtionder, och 1973 försökte den teoretiska fysikern och svarta hål-experten Roger Penrose beräkna den ursprungliga skapande kraften. Man upptäckte minipunktar, mindre än en proton, som bildades vid Big Bang. Dessa skapades inte genom kollaps av stjärnor som svarta hål, utan vid själva skapelsen. Trots att dessa svarta punkter är mindre än en atom, beter de sig som svarta hål och svalgar allt som kommer i deras väg. Det har dock visat sig att de lämnar spår efter sig.
Moln av väte och helium samlades kring dessa enorma gravitationscentrum, och det verkade som om miljarder galaxiers kärnor bildades på detta sätt. Från en sammanhängande kosmisk soppa, en punkt bestående av ett gasmoln, öppnade sig universum och började ta form. Koranen profeterade om denna stora transformation som gav universum dess form och karaktär under dess skapande:
Stjärnor, liksom levande varelser, åldras och dör till slut efter att ha passerat barndom, ungdom och mogenhet. Mellan galaxierna finns gas- och dammoln som utgör råmaterialet för nya stjärnor. I Vintergatan, vår egen galaxi, finns gas och damm i högre koncentrationer i de spiralformade armarna som sträcker sig utåt från galaxens centrum.
En kraft som kallas ”gravitation” orsakar att interstellär materia samlas och kondenseras i stora moln och klot. De kondenserande molnen vid stjärnornas ursprungliga bildning är för tunna för att orsaka gravitation. Därför är det inte helt klarlagt hur gas- och dammoln kan samlas och kondenseras.
En moln som kollapsar och kondenseras värms upp på grund av ökad friktion när den samlas ihop, ett process som tar miljoner av år. Dessa kollisioner leder slutligen till att molnet börjar glöda och lysa. Till en början avges strålning som infraröd och radiovågor.
När en stjärna föds, kollapsar den yttre delen av gasmassan mycket långsamt, medan de centrala delarna kollapsar snabbt. När molnet kondenseras, börjar det avge mer ljus och lyser slutligen igenom den mörka dammridån som omger det. När stjärnan börjar lysa, bildas en disk runt den nyfödda stjärnan. På undersidan och ovansidan av denna disk, kraftiga vindar av heta gaser som strömmar ut i motsatta riktningar, tar bort det mesta av den ursprungliga gasmolnet som hindrade den nyfödda stjärnan från att bli synlig. På detta sätt börjar stjärnan att bli synlig för vanliga teleskop. Efter att stjärnan har bildats och nått en viss ålder, förhindrar energin som produceras i dess centrum att stjärnan kollapsar ytterligare. Denna energi försöker att utöva tillräckligt tryck för att stoppa kollapsen av materien och strävar efter att komma ut. På detta sätt når stjärnan äntligen en jämvikt.
Med vanliga teleskop kan vi inte se stjärnor som bildas i interstellära gasmoln. Detta beror på att gaserna i rymden och dammoln med partikelstorlek som i cigarettrök absorberar ljuset som passerar genom molnet. Därför ser vi molnen som mörka silhuetter mot stjärnrymdens bakgrund. Stjärnbildning kan bara studeras med infraröda teleskop. Ett avancerat infrarött teleskop placerades för första gången i omloppsbana 1983, monterat på en satellit. Detta teleskop identifierade tusentals unga stjärnor gömda djupt inne i interstellära moln.
För att en kondenserande gasmoln ska kunna bilda en stjärna, måste det ha en viss storlek. Om de samlande gasmolnen inte är tillräckligt stora, får vi en annan typ av bildning. Då blir vi vittnen till födelsen av en planet, inte en stjärna. Så här sker bildningen av ett stjärnsystem och dess planeter: Å ena sidan bildas stjärnor, å andra sidan bildar de mindre gasmolnen runt dem planeter.
I rymden kan man hitta stjärnor som är en tiondel av Solens storlek, liksom stjärnor som är hundra gånger större. Jämfört med Solen, sträcker sig stjärnorna från de svagaste stjärnorna med en yttemperatur på 3000 °C i den nedre änden, via Sol-liknande stjärnor med en yttemperatur på 6000 °C i mitten, till de mycket massrika stjärnorna med yttemperaturer på 30 000 °C och högre i den övre änden.
Stjärnor med stor massa är, mot vad man kan tro, kortsvarigare. Eftersom deras centrum är tätare och varmare, är de kärnreaktioner som äger rum där mer intensiva. Därför har de en ljusare yta. En stjärna med stor massa förbrukar sitt bränsle snabbare, eftersom den förbränner det med högre intensitet. En stjärna med liten massa däremot, trots att den har mindre bränsle, förbrukar det långsammare och lever längre.
Vi vet att det finns ett enkelt samband mellan tryck och temperatur i en gas. Om vi värmer en gas i en sluten behållare, ökar trycket, och om vi sänker temperaturen, sjunker trycket. Om vi tänker på den miljontals grader höga temperaturen i stjärnans centrum, kan vi föreställa oss det enorma tryck som råder där. Vi vet att denna värme genereras genom kärnreaktioner. Varje stjärna utsätts för en gravitationskraft som drar atomerna av de element den innehåller närmare varandra och komprimerar dem. Ju större stjärnans massa, desto starkare är gravitationskraften. Denna kraft, som verkar inåt, hålls i balans av kraften av en kärnexplosion som verkar utåt. Den viktigaste reaktionen som ger stjärnan liv och förlänger dess livslängd är fusionen (kärnfusion), där väte omvandlas till helium. Men förr eller senare tar bränslet slut och reaktorn börjar svikta. I detta fall sätts tryckstödet i fara och stjärnan börjar förlora den långa kampen mot gravitationen.
Stjärnor utsätts för proportionella förändringar beroende på deras massa när de förbrukar sitt bränsle. Siffran 1,44 är proportionell mot solens massa, och stjärnor med en massa mindre än 1,44 gånger solens massa blir till slut vita dvärgar; de med högre massa blir röda jättar och sedan svarta hål. Om en stjärnas massa är större än 1,44 gånger solens massa, blir dessa stora stjärnor inte dvärgar. Deras inre temperatur och densitet ökar ytterligare, och bränslet, som nu består av järn, nickel, krom och kobolt, kan inte längre brinna. Temperatur och tryck smälter ihop elektroner och protoner till neutroner. Järnkärnan bildar en boll med en diameter på 100 km. Och stjärnan exploderar med en ljusstyrka miljarder gånger högre än vid en kritisk temperatur. Detta är en supernovaexplosion. Explosionen skapar en fruktansvärd chockvåg och en ström av neutriner. Det exploderande materialet sprids ut i rymden i form av gasmoln.
I grund och botten var vi en gång en del av en stjärna, vad gäller vår materiella kropp. Troligen var det en stjärna som var mycket större än vår Sol, och det skedde strax efter skapelsen av universumet, det vill säga inom de första hundratusen åren.
I början bestod universumet nästan uteslutande av väte. Solsystemet och jorden, som vi är en del av, grundades på detta element. Väte var moder till allt, och allt materiellt i universumet härstammade från detta enkla väteatom. Sedan, under miljarder år, bearbetades väte i den nukleära ugnen och förvandlades till helium. Därmed var ett liv till ända. När bränslet i bränsletanken började ta slut, närmade sig döden. Först började sammandragningar. När ugnen verkade slockna, kollapsade den jättestjärnans massa. Den ökande trycket vid kollapsen startade nya kärnreaktioner. Därmed kom en rad element till, från kol till järn.
Ett liv som varatade i miljarder år tog slut på bara några sekunder. Atompartiklarna i stjärnans kärna smälte och förvandlades till neutroner på bara några sekunder, medan de yttre delarna kastades ut i rymden med en hastighet av tio miljoner kilometer per sekund. Det var ett ögonblick av enorma dimensioner, med miljarder grader i temperatur och en ljusstyrka motsvarande miljarder soler. Samtidigt skapades element tyngre än järn.
Den frigjorda energin värmer stjärnans yttre lager så kraftigt att det för en kort stund blir möjligt för nya kärnfusionreaktioner att ske, reaktioner som snarare absorberar än frigör energi. I denna ugn bildas inte bara järn, utan även andra tyngre element som guld, bly och uran. Dessa element kastas ut i rymden tillsammans med lättare element som kol och syre, som syntetiserats tidigare, och blandas med resterna av otaliga supernovor. I de efterföljande tiderna skapas nya stjärnor och generationer av planeter med dessa tyngre element.
För vår planet har det varit supernova-fenomen, dessa fantastiska och enorma himmelska händelser, som har föregåtts av bildandet av element som kol, syre, guld, koppar och silver, och som slutligen har skapat liv. Kol och syre, som är grunden för livet, silver- och guldringarna vi bär på fingrarna, blyplattorna på våra tak, kärnan i uranbränslestavarna i våra kärnkraftreaktorer – allt detta är dödsångesten hos stjärnor som försvann långt innan vår sol existerade.
Som vi har sett spelar supernovaexplosioner en avgörande roll i transporten av materia från en plats till en annan i universum. De stjärnrester som sprids i explosionen samlas i andra delar av universum och skapar nya stjärnor eller stjärnsystem. Sol, planeterna i solsystemet och givetvis vår jord, uppstod som ett resultat av en supernovaexplosion som ägde rum för mycket länge sedan. I detta oändliga universum, där människan ska skapas som dess frukt, visar dessa transformationer av materia och dess stegvisa rörelse mot ett mål tydligt den sammanflätning av kunskap, kraft och vilja, med barmhärtighet och godhet.
Med hälsningar och bön…
Islam i fråga och svar
