Szerkesztő:Pásztörperc/próbalap

Az asztrofizika „születésnapjának” 1859. október 27-ét tekintik — azt a napot, amelyen Gustav Kirchhoff német vegyész bemutatta Robert Wilhelm Bunsennel elért eredményeit: színképanalitikai módszerükkel kimutatták, hogy az egyes elemek lángfestéssel megismert színképvonalai azonosak a Nap légkörében megfigyelt Fraunhofer-vonalakkal, és ennek alapján azt, hogy a Nap légkörében ugyanazok az elemek vannak jelen, mint a Földön. Az idáig vezető út a

cikkben olvasható.

Az asztrofizika fontosabb felfedezései időrendben

1859–1862 között fogalmazta meg Gustav Robert Kirchhoff sugárzási törvényét. Kimutatta, hogy az ún. abszolút fekete test test sugárzásának hullámhosszak szerint megoszlása egyáltalán nem függ az adott test anyagától alakjától, méretétől vagy bármi más fizikai tulajdonságától, csakis a test hőmérsékletétől.

1860-ban William Thomson (a későbbi lord Kelvin) részletes számításokkal elleőrizte Hermann Ludwig von Helmholtz 1854-ben megfogalmazott elképzelését arról, hogy a csillagok energiája gravitációs eredetű; zsugorodásukból és tömörödésükből származik. Arra jutott, hogy ez a folyamat mintegy 10–20 millió évig képes biztosítani a napsugárzás jelenlegi szintjét, tehát a Nap még nagy kalkulációs hibákkal sem lehet 100 millió évnél idősebb. Ezzel jelentős ellentmondásba került a geológusokkal és biológusokkal, akik a Föld korára ennél jóval hosszabb időket adtak meg.

1868-ban Norman Lockyer módszert dolgozott ki arra, hogyan figyelhetők meg a Nap protuberanciái olyankor, amikor nincs napfogyatkozás. Ugyanebben az évben párhuzamosan ő és Pierre Janssen francia csillagász felfedezte a nap légkörében egy új, a Földön egészen 1895-ig ismeretlen elem színképvonalát. Az új elemet Lockyer héliumnak nevezte el.

Az 1860-as évek végén a legelső asztrofizikusok egyike, Karl Friedrich Zöllner meggyőzte a rendkívül tekintélyes csillagász Karl Förstert, hogy kezdeményezze egy speciálisan asztrofizikai obszervatórium felállítását a Nap és a csillagok fizikájának tanulmányozására. Ezt a Kieltől 20 km-rel délre található Bothkampban építették meg; a Bothkampi Csillagda (Sternwarte Bothkamp) első igazgatója (1870–1874 között) Zöllner tanítványa, Hermann Carl Vogel (1841–1907) lett. A bothkampi csillagvizsgálót gyakran nevezik „az asztrofizika bölcsőjének”: Vogel itt próbálta meg először a csillagok látósugár menti elmozdulását a színképvonalak eltolódásával mérni és itt dolgozta ki a csillagok osztályozásának azt a (színképükön alapuló) rendszerét, amely a később a csillagok fejlődési sorának alapjává vált. A bothkampi állomás beüzemelése közben kiderült, mik azok a fontos többletek, amikhez egy jól működő asztrofizikai obszervatóriumban szükség lenne, ezért Förster 1871-ben megfogalmazott újabb följegyzésében sürgette egy ilyen intézmény létrehozását. Ehhez először a konzervatív akadémikusok ellenállását kellett legyőznie, így az új csillagdát csak 1874 késő őszén kezdték építeni a potsdami Telegrafenberg dombján.

1866–1868: William Huggins és William Allen Miller megállapította, hogy a fellángoló nova csillagok hidrogénfelhőt dobnak le magukról (1866). Az üstökösökben szénhidrogéneket mutattak ki (1868). A Doppler-effektust felhasználva elsőként becsülték meg egy csillag (a Szíriusz) távolodásának sebességét (1868). Színképeik alapján megkülönböztették a csillagközi (hideg) ködöket a csillagok által frissen ledobott (forró) gázfelhőktől (1868).

Az 1874-ben alapított Potsdami Obszervatórium első igazgatója az a Hermann Carl Vogel lett, aki addig a bothkampi intézményt vezette. Vogel a korszerű fényképészeti módszerekkel már kellő pontossággal tudta mérni a csillagok színképének eltolódását (ez a korábban ezzel próbálkozó Ernst Machnak és William Hugginsnak még nem sikerült), és abból a Doppler-effektus alapján ki tudta számolni a Sirius, a Procyon, a Rigel és az Arcturus sugárirányú sebességét. Ugyancsak Vogel bizonyította be spektroszkópiai módszerekkel, hogy az Algol (β Persei) és a Spica (α Virginis) valójában kettőscsillag. Julius Scheinerrel együttműködve meghatározta az Algol fényesebb csillagának sugárirányú sebességét, a két csillag átmérőjét és távolságát. Eredményeik alapján a „spektroszkópiai kettőscsillagok” kutatása gyors fejlődésnek indult.

1879-ben Josef Stefan mérte meg először a feketetest által az összes hullámhosszon kisugárzott energiát (feketetest-sugárzás). Azt tapasztalta, hogy egy abszolút fekete test kisugárzott összes energiája a hőmérséklet negyedik hatványával arányos. Ezt Boltzmann 1882-ben termodinamikai alapokról elméletileg is levezette. Kettőjük munkájának eredménye lett a róluk Stefan–Boltzmann-törvénynek nevezett összefüggés.

1887: Albert A. Michelson és Edward Morley a később róluk elnevezett Michelson–Morley-kísérlettel igazolta, hogy a fény Földön mért sebessége minden irányban azonos, tehát ez a sebesség nem függ a Föld mozgásától. Ezzel megcáfolták a fény terjedésének éter-elméletét, és mintegy megágyaztak Einstein speciális relativitáselméletének.

1893: A feketetestek sugárzását vizsgálva a Berlini Egyetemen dolgozó Wilhelm Wien megállapította, hogy a feketetest kelvin fokban mért hőmérsékletét egyszerűen megkaphatjuk, ha a 2898 számot elosztjuk a sugárzási görbe maximumának mikrométerben mért hullámhosszával. Ez a csak a nagy frekvenciákra érvényes összefüggés a Wien-féle eltolódási törvény, amivel egyszerűen meghatározhatóvá vált a csillagok felszíni hőmérséklete.

1900 október 19-én Max Planck a Berlini Fizikai Társaság 1900. október 19-i ülésén terjesztette elő saját, általános érvényű formuláját a feketetest-sugárzás frekvencia-eloszlására. December 14-én már arról számolt be, hogy ez a függvény csak akkor alakulhat ki, ha az energia nem folytonosan, hanem diszkrét, az adott hullámhosszra jellemző adagokban — úgynevezett kvantumokban — változik. Ezt a napot tekintik a kvantummmechanika születésnapjának.

1903-ban William Edward Wilson (1851–1908) brit (ír) csillagász kiszámította, hogy ha a Nap anyagában köbméterenként 3,6 g rádium van, ennek radioaktív hőtermelése biztosíthatja a napsugárzás jelenlegi szintjét — Wilson azonban egyrészt még nem ismerte a radioaktív bomlás felezési idejét (amit Ernest Rutherford 1900-ban mutatott ki), másrészt a Nap színképéből érdemleges mennyiségű rádiumot vagy uránt nem sikerült kimutatni.

1904. december 20-án alapította meg George Ellery Hale a Wilson-hegyi Obszervatóriumot, amely a 20. század első felében a világ legjelentősebb csillagvizsgálója volt. Többek között itt ismerte fel Edwin Hubble, hogy a világ az Ősrobbanással kezdődött és tágul.

1905: Albert Einstein az Annalen der Physik kiadványban publikálta cikkét a speciális relativitáselméletről, majd a tömeg és az energia kölcsönös egymásba alakíthatóságáról.

1915: Albert Einstein kidolgozta az általános relativitáselméletet.

1919 Arthur Eddington az Afrikához közeli Príncipe szigetén az 1919. május 29-ei napfogyatkozásról készített fényképeivel kísérletileg igazolta Einstein általános relativitáselméletét.

Ugyancsak 1919-ben Francis William Aston az általa kifejlesztett tömegspektrométerrel kimutatta, hogy a héliumatom tömege 0,8 százalékkal kisebb négy hidrogénatom együttes tömegénél.

1920-ban Arthur Stanley Eddington felismerte, hogy a csillagok energiájukat hidrogén fúziójából nyerik, aminek terméke a hélium. A tudósok apránként elfogadták, hogy a többi elem alapvetően a hidrogénből épül fel, ennek mikéntje azonban sokáig tisztázatlan maradt. A fő probléma az volt, hogy a protonok (hidrogén atommagok) elektromos taszításának leküzdéséhez a csillagok (így a Nap) belsejében több tucat millió foknak kellene lennie.

1925: Cecilia Payne spektroszkópiai módszerekkel kimutatta, hogy a Fraunhofer-vonalak a különböző mértékben ionizált atomok elnyelési vonalai. Azonosította a Fraunhofer-vonalakat az egyes ionokkal. Az egyes csillagok színképének különbözőségét nem anyagi összetételük különbözősége okozza, hanem az, hogy eltérő hőmérsékletű légkörükben különböző az egyes elemek eltérő ionizációs állapotainak megoszlása. Egyúttal kimutatta, hogy (az addigi elképzelésektől alapvetően eltérően) a csillagok légkörének nagy többsége hidrogén. Eredményeit az övétől részlegesen eltérő módszerekkel Albrecht Unsöld (1928), William McCrea (1929) és Henry Norris Russell (1929) is megerősítette.

1926: Arthur Eddington a tömeg és a luminozitás összefüggéséből rájött, hogy a hőmérséklet minden csillag belsejében azonos. Erre a hőmérsékletre azonban túlságosan nagy számot (40 millió kelvint) kapott, mivel még nem ismerte (Cecilia Payne eredményeit a csillagok összetételéről.

1928-ban publikálta George Gamow (abban az időben még Georgij Gamov) az alagútjelenség elméletét, amivel meg tudta magyarázni a természetes alfa-bomlást. Ugyanez a jelenség egy másik következményeként lehetővé tette, hogy (nagyon ritkán) az addig feltételezettnél jóval kisebb energiájú protonok is beépülhessenek az atommagba, tehát a magfúzió az 1920-ban Eddington által számoltnál kisebb hőmérsékleten is végbemehet.

1929-ben (Gamow munkáját folytatva) Robert Atkinson és Fritz Houtermans az alagútjelenség alapján olyan modellt konstruált, amelyben egy nehéz elem atomja képes befogni egymás után négy protont, majd (az atommag eredeti állapát helyreállítva) kibocsátani egy alfa-részecskét. (Ezidőben Cecilia Payne azon eredménye, hogy a Nap zömmel hidrogénből áll, még nem volt közismert.) Számításaik eredményeként lehetővé vált annak meghatározása, hogy hány magreakció biztosíthatja a Nap sugárzását. A meglepően kis szám alapján a Nap (és más csillagok) föltételezhető élettartama több milliárd évre nőtt.

1929: Edwin Hubble 1929-ben mutatta ki a Világegyetem tágulását a galaxisok színképében megfigyelt vöröseltolódásból (Doppler-effektus). A tágulásból visszaszámolható a Világegyetem kora.

Az 1930-as évek elején Robert Atkinson (akinek egykori szerzőtársa, Fritz Houtermans addigra már más témákkal foglalkozott), kimutatta, hogy a csillagokban a héliumszintézis

1948-ban George Gamow és Ralph Alpher kiszámította, hogyan, illetve mennyi hidrogén és hélium keletkezhetett a világ ősrobbanás utáni, forró és sűrű állapotában. Gamow sajátos humorával Alphert tette meg első szerzőnek és másodiknak beszúrta barátja, a szintén kozmológus Hans Albrecht Bethe nevét, hogy a mindenek kezdetét tárgyaló Alpher-Bethe-Gamow elmélet a görög ábécé első három betűjére utaljon — valóban, többnyire alfa-béta-gamma elméletnek nevezik. (A nehezebb elemek kialakulását később Fred Hoyle számította ki).

1948: Ralph Alpher és Robert Hermann (George Gamow ötletét felhasználva) kiszámította először azt, hogy a héliumot létrehozó magfúzióhoz egymilliárd fok feletti hőmérsékletre volt szükség, majd ezután azt, hogy a ősrobbanásból kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak kellett visszamaradnia, és ennek hőmérséklete 10 K-nél kisebb kell legyen, körülbelül 5 K. Ezt az eredményt a közvélemény helytelenül Gamownak tulajdonítja.

1964: Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson a Crawford Hillen felállított kürtantennával véletlenül megmérte a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást. Felfedezésük jelentőségét Robert Henry Dicke ismerte fel; ő szorgalmazta, hogy a fiatal fizikusok publikálják eredményüket. Penzias és Wilson eredetileg egyáltalán nem kívánta az általuk kevéssé fontosnak tartott eredményt közölni. Később megelégedtek volna azzal, ha Dicke és szerzőtársai (Jim Peebles, Peter Roll és David Wilkinson) saját közleményükben megemlítik, hogy van egy ilyen mérés, őket pedig feltüntetik, ötödik, illetve hatodik szerzőként. Dicke nyomására végül megírták saját cikküket, amiben mindössze egy, azóta elhíresült mondat utalt arra, hogy a mérésnek lehet kozmológiai jelentése: „A megfigyelt többletzaj-hőmérséklet egy lehetséges magyarázata az, amiről a folyóirat ugyanezen számában Dicke, Pebbles, Roll és Wilkinson cikke szól.” A történet sajátos csavaraként a felfedezésért odaítélt fizikai Nobel-díjat 1978-ban Penzias és Wilson kapta meg (Gribbin, 2015).

Források

• Gribbin, 2015: John Gribbin: 13,8. A Világegyetem valódi kora és a mindenség elmélete nyomában. Icon Books, London, 2015. Magyarul: Akkord Kiadó, 2016. Talentum Könyvek, 267 old. ISBN 978 963 252 093 3; ISSN 1586-8419