Valóság és sci-fi

 A transzporter ötlete az emberi találékonyságot bizonyítja. A Star trek első sorozatában született meg, amikor nem volt pénz egy komp jelenet leforgatásához. Akkor találták ki, hogy lesugároznak a bolygóra, később a fizikusok is elgondolkodtak azon, hogy hogyan lehetne megvalósítani.

Az alapelv nem más, mint hogy az embert az atomjaikra bontják, majd az atomokat energiává alakítják. Az energiát átsugározzák és újra összerakják. Ez így szépen hangzik és sok lehetőséget rejt a jövő utazójának. Hiszen rengeteg időt lehetne megspórolni az utazási idő lerövidülésével. Meg jó néhány törvénysértő dolog elkövetésére. Most nézzük meg, hogy mik az akadályai, hogy megvalósuljon:

·         A transzporter megöl és újra feltámaszt. Kérdés az, hogy ha szétbontjuk az embert atomjaira és újra összerakjuk akkor az az ember élő vagy holt lesz? Mi történik ha 50 vagy 100 év múlva rakják össze a testet?

·         Ha egy emberi testet energiává alakítanánk át, hatalmas energia keletkezne. Akkora, mint 41 atombomba robbanásakor.

·         Rengeteg memóriára lenne szükség akárcsak egy ember adatainak tárolásához. A jelenlegi fejlődés mellett talán 200-300 év múlva lenne ekkora adathordozó.

·         A Heisenberg féle határozatlansági elv miatt. Lehet, hogy kevés adat állna rendelkezésünkre az összerakáshoz. Az Új nemzedék című sorozatban ennek kiküszöbölésére találták ki a Heisenberg kompenzátort.

·         Ha elvesznek az adatok komoly gondokat okozhatnak. Nincs meg egy testrész, nem jó helyen jelenik meg a testen valami, rákot okozhat, ha a DNS sérül meg.

Kinek van kedve kipróbálni?

Az atommagot protonok és neutronok alkotják és az úgy nevezett magerő tartja össze őket. Erre az erőre jellemző, hogy nagyon rövid ható távolságú és nagyon erős, és töltés független az az a proton-proton között is vonzó erőként hat. A rendszám növekedésével nő az atommagban a neutronok protonokhoz viszonyított száma.

Az összetett magok tömege kisebb, mint az összetevő protonok és neutronok tömegeinek összege. Ez az úgy nevezett tömeghiány. Az összetett magból látszólag hiányzó tömeg a mag kötési energiájára jellemző. Az  összefüggés szerint ennyi energia szabadul fel akkor, ha a mag szabad nukleonokból felépül, és éppen ennyi lesz az a negatív energiaszint is, ami a maggá összeépült nukleonok szétterjedését megakadályozza.

A  szabad részecskékből való képződése együtt jár 4,52 pJ energia szétsugárzódásával.

1 mol hélium esetén:  már egész nagy energia mennyiség. Összehasonlítás képpen ennyi energiához  szenet kell elégetni. Tehát ez egy nagyon hatékony energia termelési eszköz lehetne. Most nézzük meg, milyen feltételek mellett jön létre a természetben.

A maganyagok egy nukleonra jutó kötési energiáinak a hidrogéntől a vasig terjedő intervallumban a növekvő tömegszámokhoz egyre mélyebb nukleáris potenciálvölgyek tartoznak. Azaz minél több nukleonból álló magok kovácsolódnak össze, annál több energia szétsugárzódása kísérné az ilyen folyamatokat.

A tömegszám növekedésére vezető nukleáris kölcsönhatási folyamatokat fúziós folyamatoknak nevezzük. Az ilyen folyamatok megvalósulását akadályozza a pozitív töltésű mag és pozitív töltésű proton között fellép elektromos taszítás. Így azokban az esetekben következhet be fúzió, ha a proton energiája elég nagy ahhoz, hogy az egyre növekvő taszítás ellenére az erős kölcsönhatás hatótávolságáig megközelítse a célmagot.

Ilyen események számottevő gyakoriságú bekövetkezéséhez nagyszámú protont és célmagot kellene kis térfogatba zsúfolni, és a fúzióhoz elegendő magas hőmérsékletet kellene elérni.

A Napban ahol a fúzió zajlik  nyomás és 15000000 fok van.

Földi körülmények között eddig csak hasadó atombomba közvetítésével sikerült a hidrogén-hélium termonukleáris folyamatsorozathoz szükséges több millió fokos hőmérséklet előállítása.

 https://www.youtube.com/watch?v=AkIE0ixu8Z8

A video első megnézése után sok kérdés kavargott bennem. A kísérlet ugyan látványosnak látszik, de igazából én csak egy fénygömböt láttam. Számomra nehezen elképzelhető, hogy normál nyomáson, 1500 K alatti hőmérsékleten, akárcsak sima plazma legyen az üveggömbben, nem pedig atommag leves. A magátalakulás nem túl látványos, hiszen az atommag is nagyon kicsi. Kíváncsi lennék arra az animációs filmre, amiről az interjúban beszélt, az sok kérdésre adna biztosan választ. Ha Egely Györgynek igaza van és képes ekkora hőmérsékleten és nyomáson a szén atommagot felbontani, összeolvasztani más atommagokkal és ezt sikerülne a tudományos társadalommal is elfogadtatni, akkor zsebében érezheti a Nobel-díjat. A fizikusok már évtizedek óta próbálkoznak a hidegfúzió megvalósításával. Hideg fúzió alatt pedig azt értik, hogy magas hőmérsékleten és nagy nyomáson de földi körülmények között még kezelhető és önmagát fenntartó fúziót hozzanak létre. Az általam ismert fúzió két helyen jöhet létre egy hidrogén bombában, illetve egy csillag belsejében.

A galaxis felderítésétől sokkal hosszabb ideig tartó és nehezebb feladat volt az extragalaxisok világának feltérképezése. A XIX. század elején általánosan elfogadott volt az a nézet, hogy a halvány ködszerű objektumok valóban ködök és a Tejútrendszer részei. Néhányan ugyan hangot adtak annak a nézetnek, hogy a távoli ködök a Tejúthoz hasonló, csak messze található objektumok, amelyeket sok millió csillag alkot, de ezek nem váltak elfogadott nézetté. Érdemes megjegyezni, hogy Shapley, aki jelentősen hozzájárult a Tejút szerkezetének felderítéséhez, sokáig ragaszkodott a köd-hipotézishez.

Az 1920-as években Hubble méréseiből kimutatható volt, hogy a ködök valójában távoli galaxisok. Az ötletet, nevezetesen hogy a Tejút csak egy a sok galaxis közül, már Kant is fölvetette, ez volt az Univerzum-szigetek hipotézise. 

Ha a csillag kezdeti tömege nagyobb, mint 8 naptömeg, akkor fejlődése lényegesen eltér kistömegű (lásd a Kistömegű csillagokfejlődése címűfejezetet) társaiétól. A nagytömegű csillagokpazarlóbbanbánnak "üzemanyagukkal". Egy a Napnál 15-ször nagyobb csillag 10000-szer fényesebb, s benne az anyagátalakulás 670-szer gyorsabb. Tehát azonos mennyiségű hidrogént 1/670-ed idő alatt fogyaszt el. Ezért a nagytömegű csillagok élettartama jóval rövidebb, mint a kisebbeké. Ez még akkor is igaz, ha figyelembe vesszük, hogy a csillag élete nem ér véget hidrogénje elfogyásakor, ugyanis az ezt követő fejlődési szakaszok jóval rövidebbek, mint a hidrogénégésé volt.

A mag zsugorodása miattmegnövekedetthőmérsékleten már ahéliumagokis fuzionálnak szénmagokat létrehozva.

A csillag magjában zajló hidrogén-hélium átalakulás nem csak app-ciklusban, hanem aCNO-ciklusbanis folyik. A nagy tömeg miatt a csillag magját saját gravitációs ereje jobban összenyomja, mint a kisebb tömegű csillagokét, így a centrális hőmérséklet is sokkal nagyobb. Ezen a hőmérsékleten már aCNO-ciklusdominál, hiszen annak a másodpercenként termelt energiája jóval nagyobb, mint app-ciklusé. (Bár mind két reakció során héliummag keletkezik két hidrogénmagból, így aCNO-ciklusbanfelszabadult energia lényegében ugyanakkora, de másodpercenként több reakció történik.) Mivel a hidrogénfogyás jóval gyorsabb, érthető, hogy a csillag hamarabb elhasználja hidrogénkészletét.

A kellően magas hőmérsékleten már a szénmagok isrésztvesznekafuziósreakciókban. A szénmag egy másik szénmaggal, vagy héliummaggal fuzionálhat,magnézim-, illetve oxigénmagokat létrehozva.

Amikor a csillagmagban lecsökken a hidrogén mennyisége, lecsökken aCNO-ciklussebessége is, és a csillag magja újra zsugorodni kezd. Ekkor gravitációs energia szabadul fel, ez a magot körülvevő héjban annyira felmelegíti az anyagot, hogy ott is el kezd fuzionálni a hidrogén. Eközben a külső burok tágulni kezd, s a csillag még a vörös óriásoknál is nagyobbra hízik, szuperóriássá válik. A magas hőmérséklet miatt a csillag magjában az anyag nem válik elfajulttá, mint a kistömegű csillagokéban. Ez azt eredményezi, hogy a centrumban folyamatosan növekszik a hőmérséklet, s a hidrogénfúzióban keletkezett hélium is fuzionál, szénmagok keletkeznek.

A csillagmag hőmérsékletének folyamatos emelkedése miatt a centrális hőmérséklet akár a milliárd fokot is elérheti. Ennek köszönhetően a fúziós folyamatokban a szén is részt vehet. Ettől kezdve egy egész sor új elem keletkezhet. A szénégés során oxigén és neon keletkezik. A neon fúziója újabboxigénmagokmegjelenését eredményezi. A hőmérséklet további emelkedése esetén az oxigén isfúzionál, eredményeként szilícium keletkezik.

A csillag magja felé haladva az egyre nehezebb elemek koncentrációja megnő, és hagymahéjszerű belsőszerkezet alakul ki.

Ha a hőmérséklet elegendően magas, akkor a szilíciummagok fúziója során vasmagok keletkeznek, ám ezzel befejeződik a fúziós reakciósorozat. Ugyanis a vasmagok fúziója már nem mehet végbeenergiabefektetésnélkül. A fent említett reakciók a magot körülvevő héjakban zajlanak. Így az ekkorra már óriásira felfúvódott csillag magjában egészen új elemek jelennek meg a vasig. A csillag belső szerkezete egy hagymáéhoz lesz hasonló. A csillag centrumában vas található, azaztkörülvevő héjakat a szilícium-, oxigén-, neon-, oxigén- és végül szénmagok túlsúlya jellemzi. A hagymahéjszerű szerkezetet egy héliumhéj veszi körül, míg a csillag legkülső burkában a még el nem égett hidrogén lesz. Ellentétben a kistömegű csillagokkal, a nagytömegűek burkában még jelen van a hidrogén, ugyanis a nagytömegű csillagok gravitációja olyan hatalmas, hogy a szuperóriás állapotban nemfúvódikle a burok anyaga.

Az egyre nehezebb elemek fúziós reakciói során azok egyre gyorsabban fogynak el. Míg egy 10 naptömegű csillag magjában a hidrogén 1 millió évig ég, addig a szilíciumégés csupán két napig tart. Az energiatermelés megszűntekor a centrális hőmérséklet csökken, a csillag egésze zsugorodni kezd, s a csillag magjának anyaga elfajult állapotba kerül. A hatalmas tömeg miatt fehér törpe nem tud kialakulni, hiszen a csillag magjának tömege túllépi aChandrasekhar-féletömeghatárt. (S.Chandrasekharindiai csillagász ismerte fel, hogy az elfajult anyagú csillagok maximálisan csak 1.4 naptömegűek lehetnek, ugyanis ha ennél nagyobb a csillag, akkor annak anyaga már nem képes elegendő nyomást létrehozni és összeomlik.) A csillag zsugorodásafelgyorsuls összeomlik. A nagytömegű csillagok összeomlása gyakorlatilag robbanássá válik, amit a csillagászok II típusú szupernóva-robbanásnak neveznek. A robbanásban a csillag gravitációs potenciális energiája másodpercek alatt felszabadul, ekkor fényesebb jelenséget észlelhetünk, mint egy egész galaxis. A nagytömegű csillagok összeomlásuk következtében eltűnnek aHRD-ről, neutroncsillag, vagy akár fekete lyuk is keletkezhet.

A masszív csillag vörös órássá fejlődik, anyagvesztesége ekkor nem jelentős. Végül összeomlik sszupernóva-robbanásjön létre.

A nagytömegű csillag fejlődése aHRD-n. Acaillaga fősorozaton egészen magasan jelenik meg, és igen gyorsan fejlődik, gyakorlatilag nem mozdul el. Ezt követően rövid idő alatt elfejlődik aszuperóriáságra, majd összeomlik (szupernóva-robbanás) és neutroncsillaggá válik.

A csillag magjában zajlik az energiatermelés, amiben anyagának csupán 12%-a vesz részt. A magot körülvevő óriási köpeny hőmérséklete jóval kisebb, mint a centrumban, ott energiatermelés nem folyik.

Kistömegűnek nevezzük a csillagot, ha születésekor nem éri el a 8 naptömeget. Mivel a csillag tömege kicsi és ezért saját gravitációs ereje nem nyomja annyira össze, mint nagytömegű társait, a centrumban a hőmérséklet "csupán" 5-10 millió fokra emelkedik. A csillagok életük első, leghosszabb szakaszában, amíg még a Hertzsprung--Russel-diagram (HRD) főágán tartózkodnak, csak a hidrogén-fúzió termel energiát. Mint megismertük, a hidrogén-fúziónak két eltérő sebességű és ezért eltérő hatékonyságú formája jelenhet meg a csillagokban. A kistömegű csillagokban az úgy nevezett pp-ciklus termel több energiát, ennek során lényegében két hidrogénmagból egy héliummag keletkezik, miközben a hélium- és a hidrogénmag nyugalmi tömege közti különbség energiaként (fotonok és neutríonók formájában) szabadul fel. Ez a folyamat csak a csillag magjában, tömegének 12%-ában zajlik.

A kistömegű csillag életének első fázisában a magban ég a hidrogén, majd a magot körülvevő vékony héjban, ez felfújja a csillag köpenyét, és vörös óriássá alakul. Később a hélium is égni kezd a centrumban, mivel a mag ekkor zsugorodik és melegszik.

Ahogy a csillag folyamatosan használja fel hidrogénjét, hőmérséklete lassan emelkedik. A csillag magja lassan kezd átalakulni héliummá, melyet egy hidrogénburok vesz körül. Mivel ekkor még a hélium nem tud fuzionálni, hiszen a hőmérséklet ehhez még alacsony, és a hidrogén már kifogyott a magból, tehát az energiatermelés átmenetileg megszűnik a centrumban, a csillag magja zsugorodni kezd. Eközben gravitációs energia szabadul fel, ami a magot körülvevő vékony héjban annyira felmelegíti a hidrogént, hogy ott a centrumban korábban zajló fúziós folyamatokhoz hasonló hidrogénégető reakciók jönnek létre. Mivel a csillag törzse ekkor felmelegszik, olyan áramlások indulnak el, melynek során a törzs anyaga, tehát a hidrogénfúzió végterméke, a forró hélium feláramlik a burokba. Ez az úgynevezett konvekciós áramlás felmelegíti a csillagburkot és felfújja azt. A csillag felszíne megnövekszik, hőmérséklete csökken, így színe vörössé válik, ám fényessége ekkor még jelentősen nem változik, vízszintesen jobbra tolódik a HRD-n.

Később a konvekciós áramlás jelentősen felmelegíti a csillagburkot, a csillag felfúvódik és vörös óriás csillaggá válik. E felfúvódás közben azonban a burok hőmérséklete lecsökken, a hidrogén (itt nem folyt fúziós reakció, tehát megmaradt) ionizációja is megszűnik (hidrogén atomok alakulnak ki), ami energia felszabadulással jár. A burokban megnövekszik a nyomás, s egy része elszakad a csillagtól, és látványos úgynevezett planetáris ködök alakulnak ki. Azaz a HRD-n követve a csillag fejlődését azt látjuk, hogy már nem a főágon helyezkedik el, hanem a vörös óriáságon. A csillag fokozatos felfúvódása során egy milliárd év alatt fényessége 1000-szerese lesz a korábbinak.

A HST-vel készített felvétel a Gyűrűs-ködről. A planetáris köd a csillag vörös óriás fázisában levetett hidrogénburka, melyet a csillag sugárzása megvilágít.

Mivel a csillag nem túl nagy, a gravitáció nem tudja lényegesen összenyomni és felmelegíteni a magot, ezért az tovább zsugorodik. Az igen nagy sűrűségű, de mégsem túl forró anyagban az elektrongáz viselkedése megváltozik, és a gáz zsugorodása már nem a hőmérséklet emelkedését fogja eredményezni, hanem a sűrűsödését. Ezt úgy mondjuk, hogy az anyag elfajul. Ennek következtében viszonylag alacsony hőmérsékleten (amely a hélium-fúzióhoz nem elég magas) a mag zsugorodását meg tudja állítani az elfajult anyag nyomása.

A csillag magja ekkor tehát hidrosztatikus állapotban van, míg körülötte egy vékony héjban hidrogénfúzió folyik. S ez nem csak a burkot melegíti és fújja fel, hanem megnöveli a csillagmag nyomását is. A nyomás addig növekszik a magban, míg az elfajult állapot megszűnik, s a hőmérséklet hírtelen olyan magasra szökik, hogy a hélium-fúzió robbanásszerűen beindul. Ezt hélium felvillanásnak nevezzük. Ennek következtében a mag kitágul, sűrűsége lecsökken, és az anyag elfajult állapota megszűnik, így hőmérséklete tovább emelkedhet. Ám ha túlságosan kitágul emiatt a mag, akkor lecsökkenhet megint a hőmérséklet, és újra elfajulhat az anyag, ami az energiatermelés átmeneti megszűntét eredményezi. A hélium-felvillanás folyamata ekkor megismétlődhet, amit mi úgy észlelhetünk, hogy a vörös óriás csillag pulzálva változtatja fényességét. Minden egyes pulzációs periódusban átmenetileg megnő a csillag magjából a burokba szállított hő, ekkor nagy mennyiségű anyag távozhat a burokból, planetáris ködöt létrehozva a csillag körül.

A HRD-n történő fejlődését követve, kistömegű csillagunk vörös óriás állapotbeli pulzálásai következtében folyamatosan veszít anyagából. Közben a magban a hélium-fúzió eredményeként szén keletkezik. Ha a csillag tömege kisebb, mint 8 naptömeg, a folyamatos tömegvesztés oda vezet, hogy mire a magban kifogy a fuzionálni képes hélium, az energiatermelés végleg megszűnik benne. A csillag zsugorodni kezd, eközben a burok felmelegszik, ezért színe fehérré válik. A csillag a HRD jobb felső sarkából (a vörös óriás ágról) átlósan elindul a bal alsó sarokba, és fehér törpecsillag lesz belőle.

Egy fehér törpecsillag csupán Föld méretű, anyaga elfajult állapotban van, így energiatermelés már nincs a fehér törpecsillagokban.

Mivel tömege ekkorra már kicsi, zsugorodása közben nem tud annyira felmelegedni, hogy a fúziós folyamatok további nehezebb magokat termeljenek. Anyagi összetétele ekkor már nem változik. Magjában szén, oxigén, az ezt körülvevő héjban pedig a heliummagok dominálnak. Ekkorra a hidrogén lényegében vagy héliummá alakult, vagy ledobódott a csillagról. A csillag további fejlődése lényegében csak attól függ, hogy csillagunk magányos-e, vagy van kísérője. Amennyiben magányos, a fehér törpecsillag évmilliárdokon keresztül tartó folyamatos hűlés és zsugorodás közben lassan, de biztosan eltűnik szemünk elől. Ám, ha volt társa, akkor igen látványos égi jelenséget produkálva, felrobbanhat, amit I. típusú szupernóva-robbanásnak nevezünk.

Egy kistömegű csillag fejlődése a HRD-n. Élete kezdetén a csillag még a fősorozat felett van, majd a fősorozaton fejlődik, egyre fényesebb lesz. Ezt követően rövid időt tölt az óriáságban, ezután zsugorodik és fehér törpecsillaggá válik.

A csillagok születésének elméletét először az 1890-es években N. Lockyer vizsgálta. Ekkor még nem ismerték a csillagok belsejében zajló magfizikai folyamatokat, így azt gondolták, hogy a sugárzás energiájának forrása a csillag folyamatos összehúzódása révén felszabaduló gravitációs energia. Lokyer elmélete szerint a sűrűvé váló és ezért felmelegedett csillagkezdemény világítani kezd. Színe ekkor még vörös, de a további összehúzódás során egyre forróbbá válik, és színe sárgára, majd kékre illetve fehérre változik. A csillag ekkor van élete delén, ezután a folyamatos zsugorodás már nem emeli tovább hőmérsékletét, sőt lassan egyre kisebb és halványabb lesz, mígnem a zsugorodás üteme csökken s színe újra vörös lesz. Később azonban nyilvánvalóvá vált, hogy a csillag energiájának forrása nem lehet a zsugorodás során felszabaduló gravitációs energia, ekkor ugyanis nagyon rövid életű (50-100 millió év) lenne egy csillag. Továbbá az is problémát okozna, hogy a csillag élete során olyan nagy mennyiségű tömeget kell, hogy veszítsen (a vörös óriások tömege 1000-szerese a főági csillagokénak), amelyet semmilyen ismert fizikai folyamat nem tudna létrehozni.

A századfordulón James Jeans angol csillagász rámutatott arra, hogy a galaxisokban lévő igen ritka (1 hidrogénatom köbcentiméterenként) csillagközi anyagfelhőkben (intersztelláris gáz- és porfelhők) instabilitások léphetnek fel. Ha az egyenletes sűrűség eloszlású felhő egy kis tartományában annak anyaga véletlenszerűen összesűrűsödik, akkor ott gravitációs központ jön létre, ahová további részecskék hullanak az egyre erősödő gravitációs vonzás következtében. E sűrűsödés ellen hat a melegedő gáz egyre nagyobb nyomása, azonban ha elegendően nagy volt a kezdeti anyagcsomó (10 ezer naptömeg), akkor a gravitáció hatása fog érvényesülni, s sűrű felhővé hull össze. A csillagközi felhő összehúzódása során azonban további kis felhődarabokra szabdalódik (globulák), ezek külön-külön sűrűsödnek. Így érthető, hogy a hatalmas csillagközi felhőkből miért "csupán" 0.5 és 50 naptömegű csillagok keletkeznek. Továbbá a felhők feldarabolódása azt is magyarázza, hogy a csillagok miért csillagtársulásokban keletkeznek.

A csillagközi felhőben csomósodások jelennek meg, melyek összezsugorodnak és megszületik a csillag. A fiatal protocsillagok körül kialakuló korongfelhő síkjára merőlegesen anyagkilökődések jöhetnek létre.

Ha egy 1 naptömegű globula sűrűsége 60000 H-atom köbcentiméterenként, akkor az átmérője még 5 milliószorosa a Napénak. Ám a folyamatosan zsugorodó globula nem tud tovább melegedni, ugyanis a sűrűsége ekkor még olyan alacsony, hogy a sugárzás ellenállás nélkül kijut a felszínre és elhagyja a felhőt. Mivel a hőmérséklet közel változatlan, és aglobula felszíne csökken, ezért a HRD-n függőlegesen lefelé halad a fősorozat irányába. Körülbelül 500 ezer év alatt a globula átmérője 250-ed részére csökken, kialakul a protocsillag. Ekkor a sűrűség már elegendően nagy lesz ahhoz, hogy a sugárzás ne jusson ki akadálytalanul a felületre, a protocsillag hőmérséklete újra emelkedni kezd. Ekkor a protocsillag hőmérséklete még pár száz fok, így az infravörös hullámtartományban sugároz. A protocsillag zsugorodása folytatódik, és ha a középpontjában a hőmérséklet eléri a pár százezer fokot, a sugárzásához szükséges energiát már a deutérium-égésben (4 hidrogénatom egyes számú izotópjából hélium izotóp keletkezik) felszabaduló energia szolgáltatja. Ekkor még nagyon halvány a születő csillag, ugyanis a globula folyamatosan bezuhanó legkülső rétegei még elfedik.

A protocsillag zsugorodása akkor áll meg, ha a hőmérséklet emelkedése miatt megnövekedett gáznyomás egyensúlyt tud tartani a gravitációval. Az összehúzódási fázis végén a csillag középpontjában a hőmérséklet eléri a néhány millió fokot, s megkezdődik a hidrogén-fúzió. A csillag megszületik, s megjelenik a HRD főágán. Érdekes, hogy a protocsillag kialakulásához néhány millió év kell, ám ettől számítva a zsugorodás megszűntéig csupán néhány ezer év.

Minél nagyobb a globula tömege, annál gyorsabban jön létre a protocsillag, és a főág egyre magasabb pontján jelenik meg a csillag. A csillag ekkor elkezdi hosszú életét, melynek során hidrogénje égése következtében során kémiai összetétele folyamatosan változik, vándorol a HR-diagramon.

Hertzsprung-Russell-diagram

A függőleges tengelyen az abszolút fényességet tüntetik fel magnitúdóban vagy pedig a csillag fényerejét nap-fényerő egységekben. A vízszintes tengelyen a színképosztályt illetve a felszíni hőmérsékletet vagy színt találjuk. A diagrammon a csillagok többsége egy balra föntről jobbra lefelé tartó ún. fősorozat mentén helyezkedik el. Balra fönt a nagytömegű igen fényes kékesfehér csillagok, középtájon a Naphoz hasonló sárga csillagok, míg jobbra lent a vörös törpék találhatók. A jobb felső részén vannak a vörös óriáscsillagok. Balra lent van még néhány fehér törpecsillag. A diagram többi része úgyszólván üres.

A főág azokat a csillagokat tartalmazza, amelyek a hidrogén nukleáris fúzióban történő elégetésének fázisában vannak. A többi kémiai elem égetéséhez képest a hidrogén égetéssokkal hosszabb ideig tart. A Napnál nagyobb tömegű csillagok sokkal gyorsabban égetik el hidrogén tüzelőanyagukat. A nagyobb tömegű csillagok egyensúlyban tartásához nagyobb nyomásra és ezért nagyobb hőmérsékletre van szükség. Ez pedig arra kényszeríti a csillagokat, hogy gyorsabban és rövidebb idő alatt égessék el a tüzelőanyagukat.

Egy adott csillag hidrogén tüzelőanyag-készletét állandó sebességgel égeti. Ez annak köszönhető, hogy a nukleáris reakció beindulásáért felelős energiamegmaradás törvényének felhasználásával a csillag rendkívül precízen szabályozza égési folyamatait.

A főágban zajló hidrogénégetési folyamatot termonukleáris fúziónak nevezzük. Ennek során a hidrogén atommaját képző protonok összeolvadnak, és létrehozzák a nagyobb atomtömegű héliumatommagot, ami két protont, illetve két neutront tartalmaz. Az átalakulásnál felszabaduló energia hő formájában jelentkezik.

1967-ben Jocelyn Bell és Anthony Hewish a Cambridge Obszervatórium munkatársai olyan rádióforrást fedeztek fel, melynek a sugárzása nagyon rövid periódusidővel (kevesebb, mint 1 másodperc) szabályosan változik. Egy objektum, mely ilyen gyorsan változtatja sugárzásának intenzitását, nem lehet nagyobb néhányszor tíz kilométernél. Később megfigyelték, hogy a Rák-köd centrumában is van egy 33 milliszekundum periódusidővel változó rádióforrás. Figyelembe véve, hogy a jel változási periódusa alatt a fény mekkora távolságot tud megtenni, az ilyen források mérete igen kicsi kell legyen, és mivel az röntgensugárzást bocsát ki, nem lehetnek mások, mint neutroncsillagok.

A fiatal neutroncsillagoknak igen erős mágneses terük van. A pulzárként megfigyelt neutroncsillag mágneses és forgási tengelye nem esik egybe. A mágneses térben gyorsuló töltött részecskék elektromágneses sugárzást bocsátanak ki. A neutroncsillagot ez a sugárzás főként a mágneses pólusok mentén hagyja el. Ha a mágneses pólus a forgás következtében időnként a Föld irányába mutat, akkor onnan erős intenzitású rádiósugárzást észlelünk. A forgás során ez periodikusan ismétlődik, amit a megfigyelő a neutroncsillag gyors rádiófényesség változásaként észlel. A pulzárok sugárzásának intenzitásváltozási periódusa lassul, hiszen a neutroncsillagban nincsen energiatermelés, és a sugárzás miatt bekövetkező energiaveszteség a csillag forgásának kinetikus energiájából pótlódik. A folyamatos sugárzás miatt nyilvánvaló, hogy a mágneses tér energiája is csökken.

Megfigyelték azonban, hogy egyes pulzárok rádiófrekvenciás periódusa nem csak lassul, hanem időnként fel is gyorsul. Ennek magyarázata a neutroncsillag belső szerkezetében rejlik: a neutroncsillag magja és kérge gyengén kapcsolódik egymáshoz. Míg a csillag magjának forgása az állandó sugárzás miatt lassul, a kéreg forgása nem változik. A mag alakja a csökkent forgási sebesség miatt megváltozik, de a kéreg csak később tudja felvenni ezt az alakot, ugyanis annak szerkezete egy kristályéhoz hasonlatos, amelyben mechanikai feszültségek ébrednek alakváltozásakor. Amikor a kéregben a mechanikai feszültség hirtelen feloldódik, földrengésszerű jelenség történik, és a kéreg hírtelen változtatja meg alakját. A neutroncsillag külső héjában úgynevezett kéregrengés történik, és ekkor a belső mag impulzusmomentumot kaphat a kéregtől. Mivel a neutroncsillagrengés szakaszosan történik, a pulzár forgási periódusa is hosszabb folyamatos lassulás után hirtelen gyorsul fel.

Lényegében kétféle pulzárt figyeltek meg eddig. A közel 30 milliszekundum forgási periódusúakat, és az igen gyors, néhány milliszekundum periódussal forgó pulzárokat. Igen furcsa, hogy ez utóbbiak mágneses tere már gyengébb, azaz öreg pulzárok, míg a lassabb forgásúak még fiatalok. Valószínűleg a gyors forgású pulzárok a valamikor volt társcsillagtól nyertek anyagot, ami évmilliárdok alatt lassan felgyorsította a pulzár forgását Mint tudjuk, a Rák-köd az 1054-ben észlelt szupernóva-robbanás maradványa, így a középpontjában megfigyelhető pulzár igen fiatal a csillagok időskáláján, ezért forgási periódusa 33 milliszekundum. Mivel a már öreg, gyorsan forgó pulzárok mágneses tere gyenge, ezért sugárzási teljesítményük is gyenge. Ez azt jelenti, hogy energiaveszteségük is kicsi, azaz már nagyon lassan csökken forgási periódusuk.

Olyan pulzárokat is megfigyeltek, melyek körül a már ismert akkréciós korong alakult ki a társcsillaguktól történő anyagátadás következtében. Az akkréciós korongban az anyag röntgensugárzást bocsát ki, melynek intenzitásváltozásából megállapíthatók a pulzár és a kísérőcsillag paraméterei. Az ilyen röntgenkettős-rendszereknek két típusa ismert, a kis és a nagytömegű társcsillaggal bíró. A kistömegű röntgenkettősök egy tipikus példája a Cygnus X-2, illetve a Vela-pulzár. Mivel a kistömegű csillagok évmilliárdok alatt fejlődnek vörös óriáscsillaggá, a centrumban lévő neutroncsillag forgásának volt ideje felgyorsulni. Így a kistömegű röntgenkettősökben a pulzár öreg, tehát forgási periódusa már milliszekundumos. Egy nagytömegű társcsillaggal bíró röntgenkettős sugárzási intenzitása nagy, mágneses tere még erős, forgása közel 30 milliszekundum periódusú, hiszen a pulzár még fiatal.

A neutroncsillagok olyan szupernova-robbanások maradványai, melyekben a robbanó csillag tömege jóval meghaladja a Napét. Ma már tudjuk, hogy a 8 naptömegnél nagyobb csillagok II. típusú szupernova-robbanásban fejezik be életüket. A robbanás maradványa a legtöbb esetben neutroncsillag.

A csillag összeomlásakor impulzusmomentuma megmarad és mivel egy naptömegű neutroncsillag sugara csupán néhányszor 10 kilométer, a neutroncsillag igen gyorsan (1 fordulat másodpercenként) forog. Ehhez hasonlóan a csillag mágneses tere is a törpe neutroncsillagba záródik, ezért annak nagysága óriási lehet (a Nap mágneses terének több milliárdszorosa). Márpedig az ilyen erős és gyorsan forgó mágneses tér erős elektromágneses sugárzást bocsát ki. Azóta kiderült, hogy neutroncsillagokat nem csak pulzárként figyelhetünk meg. A Tejútrendszerben felfedeztek olyan röntgensugárzó objektumokat, melyekben normális csillag egy neutroncsillaghoz igen közeli pályán kering.

A neutroncsillag kialakulását lényegében az összeomló csillag óriási nyomása teszi lehetővé. Ugyanis a sűrűség olyan hatalmas lesz, hogy a protonok és elektronok egymásba préselődnek, neutron keletkezik, miközben neutrínók sugárzódnak ki. A neutroncsillag sűrűsége 2*1014 g/cm3, mintha egy kockacukorba zsúfolnánk be a Földön használatban levő összes személyautót. A neutroncsillag neutrínó kibocsátás révén hűlni kezd, de közel 100 évig még több millió fokos. A neutroncsillag ekkor még hatalmas mennyiségű röntgensugárzást bocsát ki, ami felmelegíti a csillag korábban ledobott burkát és világítani kezd. Közel egymillió év alatt a neutroncsillag 10000 fokra hűl, amikorra már a táguló burok is óriásira nőtt és ritkává vált.

A számítások azt mutatják, hogy a neutroncsillagok sugarát nem határozza meg egyértelműen a tömegük. Azaz egy bizonyos tömeg felett nem lehet stabil egy neutroncsillag. Ha a protoneutroncsillag tömege ennél a kritikus értéknél nagyobb, akkor a hűléssel kialakuló neutroncsillag nem marad stabil, hanem tovább zsugorodik, és végül fekete lyukká alakul. Ma azt gondoljuk, hogy a nagy tömegű (40 naptömegnél nagyobb) csillagok összeomlása során nem neutroncsillag, hanem fekete lyuk keletkezik.

A neutroncsillag belső szerkezete négy, jól elkülöníthető héjra bontható. A felületén neutron dús atommagok vannak. Befelé haladva a sűrűség nő, létrehozva a külső és belső kérget, amelyek vékonyak. A külső héj vastagsága csupán néhány méter, itt neutron dús atommagok vannak. A belső héjban már kezdenek felbomlani a magok. A neutroncsillag magjában neutron-proton-elektron-gáz van.

Ha a nagytömegű csillag körül a társcsillaga közeli pályán keringett, akkor a neutroncsillagra anyag áramolhat át (akkréció). Az átáramló anyag korong alakú felhőt képez a neutroncsillag körül. Miközben az anyag a neutroncsillag felületére hull, annak gravitációs potenciális energiája röntgensugárzás formájában szabadul fel. Az ilyen rendszereket röntgenkettősöknek nevezzük. Az anyagátadás során a neutroncsillag forgása gyorsulhat.

A téridő olyan tartományát, amelyből semmiféle sugárzás vagy információ nem jut ki, fekete lyuknak nevezzük. A fekete lyukakat csak a környezetükre gyakorolt erős gravitációs hatásuk alapján lehetséges megfigyelni. 1795-ben már Laplace felvetette, hogy egy igen nagytömegű objektumból még a fény sem tud kijutni. Később, 1916-ban Karl Scwarzschilda német csillagász az általános relativitáselmélet alapján kidolgozta a fekete lyukak gravitációs modelljét. Ennek alapján minden olyan test, melynek a Swarzschild-féle gravitációs sugárnál kisebb a sugara, az fekete lyuk. Például a Napnak csupán 2,5 kilométer a gravitációs sugara, ám ha egy 5 naptömegű test olyan sűrű, hogy sugara 20 kilométernél kisebb, akkor az már fekete lyuk. Ilyen sűrűségű még a neutroncsillag sem lehet, ezért észlelhetjük a pulzárokat, de hogyan alakulhatnak ki a fekete lyukak?

Chandrasekhar indiai csillagász 1931-ben a fehér törpecsillagok vizsgálatakor megállapította, hogy egy bizonyos tömeg felett már nem marad hidrosztatikus állapotban, hanem összeomlik, amit I. típusú szupernóva-robbanásként figyelhetünk meg. Ha egy csillag nagyobb, mint 8 naptömeggel kezdte életét, akkor öregkorát befejezvén II. típusú szupernóva-robbanást produkálva omlik össze, és közel 1-2 naptömegű neutroncsillag keletkezik. Eddington 1935-ben kidolgozott elmélete szerint egy közelítőleg 3 naptömegű neutroncsillag, csakúgy, mint egy fehér törpe, sem maradhat hidrosztatikailag stabil állapotban, és összeomlik, fekete lyuk lesz belőle. Az 1990-es évekig azonban nem sikerült megfigyelni ilyen jelenséget. A 1990-es években kétféle típusú fekete lyuk gyanús objektumokat figyeltek meg: kettős csillagrendszerekben 3-10 naptömegnyi, illetve úgynevezett szupermasszív, több millió naptömegű fekete lyukakat.

Az olyan kettőscsillag-rendszerekben, amelyekben anyagátadás zajlik (akkréciós korong kialakulását eredményezve), észlelhetővé válik a fekete lyuk. Egy ilyen rendszer a CygnusX-1 forrás. Ebben a rendszerben a fényes csillag fényváltozásának periódusából kiszámítható, hogy egy közelítőleg 8 naptömegű sötét objektum körül kering. A központi objektum nem lehet más, mint fekete lyuk. A fekete lyukak számát a csillagfejlődési modellek alapján becsülve, Galaktikánkban, a Tejútrendszerben 10 milliárdnyi fekete lyuk lehet, ám ezekből csak néhány tucatot sikerült eddig észlelni.

A több millió naptömegnyi objektumok létét először az igen erőteljesen sugárzó, úgynevezett Seyfert típusú galaxisok észlelése bizonyította. A Seyfert-galaxisok tőlünk igen távoli extragalaxisok, magjuk igen erős röntgensugárzást bocsát ki. E galaxisok sugárzása lényegében a középpontjukban valószínűsíthető fekete lyukba hulló anyag által létrehozott akkréciós korongból származik. A sugárzás intenzitásából és annak változási sebességéből megbecsülhető a központi objektum tömege és sugara. Ezek szerint a centrumban egy több millió naptömegű, igen kis átmérőjű objektum, tehát egy fekete lyuk van.

Újabb vizsgálatok kimutatták, hogy a Tejútrendszer középpontjából is ehhez hasonló típusú röntgensugárzás érkezik hozzánk. A mérések szerint a Tejútrendszer középpontjában egy 2-3 millió naptömegnyi sötét objektum, egy fekete lyuk található. Mára világossá vált, hogy az igen nagy távolságban lévő, erős sugárzást kibocsátó, és igen kis átmérőjű csillagszerű források, a kvazárok energiájának forrásai is ilyen több millió naptömegű fekete lyukak lehetnek. A csillagászok továbbá ma azt feltételezik, hogy a galaxisok spirálszerkezetének (ahol folyamatos csillagkeletkezés zajlik) kialakulását is ez a központi, láthatatlan objektum okozza.

Az Ősrobbanás után közvetlenül történteket a következőképpen gondoljuk el. Az ún. Planck-korban ami 0-10^-43 másodpercig tartott, a hőmérséklet 10³² K fölött volt. A tér talán kvantumos gravitációs mezőből állt. A következő szakasz a kvark-korszak, 10^-32 másodpercig tartott, mely onnan kapta az elnevezést, hogy az anyag építőkövei a kvarkok, az elektronok és ezek antirészecskéi uralják a világot. Az időszak végén a Világegyetem valószínűleg 10⁵⁰- szeresére fújódott fel mégpedig a 10^{- 34}s és 10^-32s között. Ezt ahadronkorszak követi ami 10^-4 s-ig tartott, és a végére a hőmérséklet már csak 10¹² K volt. Ekkor alakultak ki a nehéz elemi részecskék a protonok, a neutronok és ezek antirészecskéi.

A lepton-korszak következik, ami az Ősrobbanás utáni első másodperc végéig tartott, amikorra a hőmérséklet 10⁹ K-re csökkent.

Az anyag és az antianyag részecskéinek egymásra találkozásakor folytonosan szétsugárzás lép fel. Eleinte folyamatosan mindig újabb és újabb részecskék keletkeztek, míg végül az energia már nem volt elég eleinte újabb protonok, később már elektronok és ezek antirészecskéinek létrehozására sem. Az anyag tulajdonképpen „kihalt” volna, ha az anyag kis, egy milliárdod résznyi fölénye nem vezetett volna „győzelemre” az antianyag fölött.

Az ezt követő sugárzás uralta korszakban, ami az Ősrobbanást követő 1 millió évig tartott, a hidrogén deutériummá, tríciummá és héliummá fuzionált. Nehezebb elemek azonban már nem tudtak felépülni, mivel addigra már nem volt meg a szükséges hőmérséklet. A sugárzási korszak végétől származik a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. Az ez követő anyag-korszakban jöttek létre a galaxisok és a csillagok.

Kérdés, hogy örökké folytatódik-e a Világegyetem tágulása?

Ez attól függ, mekkora a Világmindenség anyagsűrűsége. Ha elég nagy, akkor a gravitáció elég erős lesz ahhoz, hogy megállítsa a tágulást, és a tágulás át fog menni összehúzódásba A Világ egy „Big Crunch”-ban végződne. Ezt a változatot nevezzük szférikus, vagy zárt világmodellek. Esetleg az előfordulhat, hogy az Univerzum több ilyen pulzáláson is átmehet.

Ha viszont az anyagsűrűség egy bizonyos értéknél kisebb, akkor a tágulás a végtelenségig folytatódik. A két változat közötti határeset a lapos euklidészi világ: a tágulás tovább tart,egy egyre kisebb sebességgel, és a végtelen távoli időben bekövetkező maximális térfogat elérésével. A korábbi vizsgálatok szerint az anyagsűrűség, mint egy 1/10-e a „kritikus sűrűség”-nek. Ebben az esetben nyitott Világunk lenne. De az is lehet, hogy alábecsülték az anyagsűrűséget. A legutóbbi kutatások bebizonyították, hogy a Világegyetem lassulva tágul.

 Néhány az időutazással foglalkozó könyv és film, természetesen a teljesség igénye nélkül:

·         Poul Anderson: Időjárőr (Guardians of Time, 1960)

A jövőből jövő idegenek ellen kell megvédeni a valóságot.

·         H.G. Wells: Az időgép (The Time Machine, 1895)

·         Isaac Asimov: A halhatatlanság halála (The End of Eternity, 1955)

Az időutazók a halhatatlanok, egyensúlyban tartják a múltat a nem kívánt eseményeket megakadályozzák. A gondok akkor kezdődnek, amikor az egyik halhatatlan szerelmes lesz.

·         Phillip K. Dick: Különvélemény (Minority Report, 1956)

·         Pierre Boulle: A majmok bolygója (1963)

·         Robert A. Heinlei: A fenevad száma (The Number of the Beast, 1980)

·         Ray Bradbury: Menydörgő robaj (A Sound of Thunder, 1952)

2055-ben egy cég időutazással dinóvadászatot szervez. Egyetlen szabály van a vadászok nem térhetnek, le a cég által készített ösvényről. Ezzel kívánják megakadályozni, hogy a múlt megváltozzon, azonban az egyik vadász eltaposott egy pillangót és ezzel megváltoztatta a világot. Visszatérve egy teljesen meg változott világot találnak, azt tapasztalják, hogy az USA elnöke fasiszta diktátor.

·         A pillagnó-hatás (The Butterfly-effect, 2004)

A főhős képes spontán módon a saját múltjába visszalépni és saját korábbi döntéseit megváltoztatva új életet élhet.

·         12 Majom (Twelve Monkeys, 1995)

Egy halálos járvány kipusztította az emberiséget, a túlélők a föld alá húzódtak. Időutazással akarják megismerni és megváltoztatni a múltat.

·         Harry Potter és az Askabani fogoly

·         Időzsarú

·         Hazatérés (Stanislaw Lem, 1961)

A csillagközi utazásáról hazatérő űrhajós meglepve tapasztalja, hogy az utazása alatt a Földön több száz év telt el.

 5.      Időgép építése

Azok az írok, akik nem kívánnak a fizika törvényeivel sem szembe szállni, sem megkerülni építettnek a főhőssel egy időgépet. Aminél nem egy külső esemény határozza meg, hogy mikor és hova menjen az ember. Szerintem ez a legkényelmesebb módja az ilyesfajta utazásnak. Ezzel az eszközzel tetszőlegesen utazhatunk az időben előre és vissza. Viszont itt már megjelenik egy olyan probléma, ami a múltba utazásból fakad. Megváltoztatható-e a múlt? Ha igen milyen mértékben, és milyen következményekkel jár?

A tapasztalatunk azt mutatja, hogy az ok mindig megelőzi az okozatot. Ha viszont visszatudunk, menni az időben, akkor a nagypapa paradoxonba ütközünk. Ez a paradoxon arról szól, hogyha valaki visszautazik az időben, és ott a nagyapját megöli, akkor ő hogyan születhet meg, illetve hogyan mehet vissza az időben. A paradoxon feloldására több elmélet is született.

„az Univerzum létezése kizárja az időparadoxonokat” Stephen Hawking

Szerintem ez azt jelenti, hogy vagy nem tudunk visszamenni az időben, vagy ha igen a múltat nem tudjuk megváltoztatni.

A vissza a jövőbe írói ezt a paradoxont úgy oldották fel, hogy egy alternatív valóságba kerültek a főhősök, és később megpróbálnak saját idősíkjukba visszatérni. Elméletileg semmi sem tiltja a párhuzamos világok létezését, viszont bizonyítani sem tudták még a létezésüket. Bele gondolva abba, hogy minden időutazásnál, csak egy kismértékben is megváltoztatjuk a múltat, akkor egy párhuzamos világba kerül, akkor egy idő után az idő vonalak a sok ugrálástól teljesen összekavarodhatnak.

4.      Féregjáraton való keresztülutazás

Eltekintve attól, hogy a csillagászok még nem találtak féregjáratot, elvileg lehetséges, hogy egy olyan féregjáraton áthaladva, amelyiknek az egyik vége álló a másik pedig fénysebességnél lassabban mozog a rajta keresztül utazó időutazást hajthat végre. Ebben az esetben a féregjárat egyik nyílása az őt körülvevő térhez képest mozogni fog, a másik viszont nem. Einstein elmélete szerint a járat két végénél az órák másképpen fognak járni. Ha azonban a féregjárat hossza állandó, akkor annak, aki a belsejében van úgy tűnik, mintha a járat mindkét vége nyugalomban lenne. Ily módon a féregjárat végének a sebességének a függvényében és attól függően, hogy melyik irányban haladunk a féregjáratban, az időben előre és hátra is tudunk utazni. Azt, hogy mennyit utazunk az időben, és a térben a féregjáratnak a tulajdonságai határozzák meg. Bár a tudósok még vitatkoznak azon, hogy léteznek-e, létezhetnek-e ilyen stabil féregjáratok. A csillagászok még biztosan nem találtak. Mindezzel együtt a jelenség sok sci-fi író fantáziáját megmozgatta már.

 2.      Fénysebességgel való utazás.

Einstein relativitás elmélete rámutat arra, hogy az órák különböző vonatkoztatási rendszerekben különbözőképpen járhatnak, az egymáshoz viszonyított sebességük miatt. Einstein ezt az úgynevezett iker paradoxonnal[1] mutatta be. Ha egy ikerpár egymáshoz képest valamekkora sebességgel mozog, akkor mindegyikőjük lassabbnak fogja érzékelni a másik öregedését. A paradoxon akkor jelentkezik, ha az ikrek közül az egyik nagy sebességű (fénysebességhez közeli) űrutazáson vesz részt, majd újra visszatér a Földre. Az ember azt gondolná, hogy ugyan olyan lesz a koruk. Az elmélet szerint, ha valaki közel fénysebességgel mozog annak a számára lelassul az idő. Tehát aki, utazott az jó pár évvel fiatalabb lesz mint, aki itt maradt. Persze ez, csak elméleti lehetőség, hiszen fénysebesség közeli sebességet sem tudunk elérni, csak az elemi részecskék szintjén. A másik probléma ezzel a módszerrel, hogy fénysebességre nem csak felgyorsulni kell, hanem lelassulni. Így a lassulás alatt a az idő ismét gyorsabban telik, mint fénysebességen való utazáskor.

3.      Feketelyuk közelében való tartózkodás

Az általános relativitáselmélet szerint erős gravitációs mezőben az idő lelassul. Ha például egy feketelyuk közelébe sodródik egy űrhajó és valamilyen csoda folytán a gravitáció nem szaggatja szét, és a feketelyuk vonzásából is kitud szabadulni, akkor számára több száz év is eltelhet néhány perc alatt. Ezzel a módszerrel szintén a jövőbe utazhatunk.

 1.      Hibernáltatjuk magunkat és 10, 50, 100 év múlva felolvasztva, láthatjuk a jövőt. Próbálkozások vannak erre, főleg az USA-ban, ahol a haláluk után a pacienseket rögtön a haláluk után lefagyasztják. Abban bízva, hogy ha majd a jelenleg gyógyíthatatlan betegségüket gyógyítani tudják majd akkor újra életre kelnek. Eddig nem tudunk sikeres felolvasztásról, a fagyás okozta sejt szintű sérüléseket és a bomlás biológiai folyamatát még nem tudják sem megakadályozni, sem megelőzni. Bár a magam részéről kihagynám a dolgot, hiszen nem tudni, hogy hány év múlva ébrednék fel, és milyen világban. Ha csak arra gondolok, hogy a nagyszüleim életük vége felé mennyire nem tudtak azonosulni felgyorsult világunkkal, nehezen tudom elképzelni, hogy egy idegen világban hogyan is tudnék boldogulni egyedül, család és barátok nélkül. Azzal együtt, hogy sok sci-fi író eljátszott már ezzel a gondolattal, és a legtöbb főhősnek sikerült leküzdenie a problémákat.

Szeretnék minden érdeklődőt elkalauzolni a fizika világába. Egy kicsit másként, mint az iskolában. Nem kívánok fizikai törvényeket magyarázni, illetve képletekkel vagdalkozni, csak ha nagyon muszáj. Inkább az irodalom szemszögéből próbálom megközelíteni a dolgokat. Az általam végzett mini közvélemény kutatás szerint a legtöbb embert érdeklő kérdés az időutazás.

Időutazás

Nézzük először is a lehető legegyszerűbb és mindenki számára elérhető időutazást, már ha ez tekinthető annak.

Nem kell mást tenni hozzá, mint egy felhő mentes éjszakán kimenni fényszennyezéstől[1] mentes helyre és feltekinteni az égre. Az élményt fokozhatjuk, ha távcsövet is viszünk magunkkal. Amikor felpillantunk a csillagokra, bolygókra akkor az onnan érkező illetve visszaverődő fényüket látjuk. Ilyenkor mindig a múltba nézünk. Mégpedig azért, mert a fénynek időre van szüksége ahhoz, hogy egyik pontból eljusson a másikba. A fény sebessége állandó, ezt nevezzük fénysebességnek[2]. A fényév pedig az a távolság, amit a fény egy év alatt megtesz. Minél messzebbi csillag fényét nézzük, annál régebbi eseményeket figyelhetünk meg. Ha például egy csillag felrobbanását látnánk és valamilyen módon oda tudnánk utazni egy pillanat alatt és megnézni, akkor a csillagnak nyomát sem látnánk. Hiszen az már több ezer, vagy több millió évvel ezelőtt felrobbant.

Ha csupán egy másodpercet szeretnénk visszanézni a múltba, akkor nézzünk fel a Holdra, amely a fénynek alig több, mint egy másodpercre van a Földtől.

A Merkúr Földközelben: 4,3 perc.

A Vénusz Földközelben: 2,1 perc.

A Mars Földközelben: 3 perc.

A Jupiter Földközelben: 33 perc.

A Szaturnusz Földközelben: 1,1 óra.

Az Uránusz Földközelben: 2,4 óra.

A Neptunusz Földközelben: 4 óra.

A Plútó Földközelben: 4,3 óra.

A Naphoz legközelebbi szomszédos csillag a Proxima Centauri: 4,3 év.

Az égbolt legfényesebb csillaga a Szíriusz: 8,6 év.

Galaxisunk a Tejútrendszer legtávolabbi csillagai: 80 ezer év.

A Tejútrendszerhez legközelebbi szomszédos galaxis, az Androméda-köd: 2,5 millió év.

Most nézzük az elméleti lehetőségeket: