Hungary

Habár a csillagok élettelen égitestek, hajlamosak vagyunk arra, hogy fejlődésük stádiumait úgy tárgyaljuk, mintha élőlények lennének, azaz hozzánk hasonlóan megszületnének, élnének és meghalnának. Természetesen élettartamuk a miénknél jóval hosszabb, akár milliárd években mérhető. Életük során a csillagok elképesztő mennyiségű energiát termelnek a belsejükben magfizikai folyamatok során, és ragyogó fényt bocsátanak ki. Kezdjük az elején. Honnan származnak a csillagok?

Az anyag nem egyenletesen oszlik el a térben. Az űr végtelen ürességét olyan tartományok szakítják meg, ahol gáz és por található, amelyet csillagközi anyagnak nevezünk. Ezeken a helyeken a sűrűség nagyobb, mint a környezetükben. Rendszerint ezekben a felhőkben lévő részecskék mozgási energiája egyensúlyt tart fenn a felhő gravitációs hatásával. Azonban ha a felhőt megzavarja valami, például egy közeli szupernóva, akkor az egyensúly felborul, és a felhő egyes részei sűrűbbé válnak.

Amikor a felhő elér egy kritikus tömeget, a sűrűbb részek az önmaguk által kifejtett gravitációs vonzás hatására összehúzódnak, így a felhő kisebb részekre esik és a sűrűség növekszik. Ez a folyamat évmilliókig tart. Az összehúzódás alatt a hőmérséklet és a sűrűség egyre növekszik. Egy idő után az új objektum gömbalakot vesz fel, és létrejön egy úgynevezett protocsillag. Ennek a protocsillagnak a gravitációja egyre több anyagot gyűjt össze a felhőből, a hőmérsékletet és a sűrűséget tovább emelve mindaddig, amíg a magreakciók beindulnak hidrogént héliummá alakítva. Ezzel egy új csillag született.

Ennek, az Omega-ködnek vagy Messier 17-nek nevezett gáz- és porfelhőnek a közepén folyamatosan új csillagok keletkeznek. Forrás: NASA

A legtöbb csillag a spirálgalaxisok karjaiban keletkezik, ahol több a gáz és a por. Néha több csillag is keletkezhet ugyanabban a molekuláris felhőben, így egy csillaghalmazt kapunk. A halmazoknak két típusa van, az egyik a nyílt halmaz, amelyben néhány száz viszonylag fiatal, forró, egymástól meglehetősen távol elhelyezkedő csillag található. A másik típus a gömbhalmaz, amely ezernyi, sokkal öregebb csillagot foglal magába, és a csillagsűrűség is viszonylag nagy.

A Nap kivételével a csillagok irtózatosan messze vannak tőlünk. A legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 4,24 fényévre található. Ez azt jelenti, hogy a csillagok megfigyelése során a jelenségek értelmezése rendkívül nehéz. A csillagászok többnyire a csillag luminozitását (fényességét) és színét észlelik.

Amikor a csillagászok egy csillag luminozitásáról beszélnek, akkor az abszolút fényességet értik alatta, azaz a csillag tényleges fényességét, nem pedig a látszólagost, amely attól függ, hogy milyen messziről figyeljük meg. A luminozitást a Naphoz viszonyított logaritmikus skálán mérik. Például egy 1-es luminozitású csillag fényessége a Napéval egyezik meg. Egy csillag színe a felületi hőmérsékletével függ össze: a "forróbb" csillagok az idősebbeknél (melyek vörösnek tűnnek) kékebbnek látszanak.

A csillagok felszíni hőmérsékletének és luminozitásának segítségével egy kétdimenziós ábra készíthető, amelyhez hasonló a jobboldalon láthatóhoz.

Talán ez a csillagászok legfontosabb ábrája, amelyet Hertzsprung-Russell diagramnak nevezünk a két csillagász után, akik először készítettek ilyet. A vízszintes tengelyen a felszíni hőmérsékletet láthatjuk jobból balra növekvően, míg a függőleges tengely a csillag energiakibocsátását, avagy luminozitását mutatja.

Érdekes módon a csillagok nem egyenletesen oszlanak el a Hertzsprung-Russell diagramon, hanem egy nagyon meghatározott mintát követnek. A legtöbb csillag egy sávon belül található, amely a bal fölső saroktól (nagy, fényes, forró csillagok) a jobb alsó sarokig (kicsi, halvány, hideg csillagok) terjed. Ezt a sávot fősorozatnak nevezik. A jobb felső sarokban a nagy, fényes, de hideg csillagok, az úgynevezett vörös óriások vannak, míg a bal alsó sarokban a fehér törpék helyezkednek el, amelyek kicsi, halvány, nagyon forró csillagok.

A csillagok életidejük 90 százalékában viszonylag stabilak, luminozitásuk, felszíni hőmérsékletük és méretük nem nagyon változik. Ilyenkor a csillag hidrosztatikus egyensúlyban van, ezért helye a Hertzsprung-Russell diagramon nem változik, a fősorozathoz tartozik. A Napunk jelenleg ilyen állapotban van. A fősorozat csillagai a Hertzsprung-Russell diagram bal felső sarkában lévő, forró, fényesektől a jobb alsóban található, hideg, halványakig terjednek. Ezt az állapotot nagyon hosszú ideig megtartják. Azonban az egyes csillagok időskálája nem azonos. A nagyobb csillagok gyorsabban felhasználják üzemanyagukat, és hamarabb kiégnek. A kisebbeknek nincs szükségük annyi energiára, hogy a gravitációt ellensúlyozzák, ezért élettartamuk hosszabb.

Egy csillag életének fejlődési szakaszait az határozza meg, hogy mennyi és milyen üzemanyag áll a rendelkezésére. A fősorozatban a csillagok hidrogént égetnek. Amikor a hidrogén kimerülőben van, a csillag kevesebb energiát termel, így a súlyát nem tudja ellensúlyozni, magja elkezd összehúzódni. Ez megnöveli a hőmérsékletet és a sűrűséget a magban, aminek a hatására a csillag luminozitása újra nőni kezd. A megnövekedett hő miatt a csillag sugara az eredeti 100-1000-szeresére növekszik, azonban a termelődő energia sokkal nagyobb felületen oszlik el, így a felszíni hőmérséklet akár 50%-kal is eshet, és a csillag vörösebbé válik. Ezeket a csillagokat vörös óriásnak nevezzük, és a Hertzsprung-Russell diagramon a jobb felső sarokban helyezkednek el.

A kis csillagok (amelyek tömege a Nap tömegének 8-szorosánál kisebb) a vörös óriás fázis végén már nem tudnak tovább összehúzódni, hogy megfelelő hőmérsékletet biztosítsanak a további fúziós reakciók számára. A magreakciók energiatermelése nélkül a külső rétegek instabillá válnak, és a csillag által termelt szél elfújja őket. A Földről a csillag magjától gyorsan távolodó, nagy, színes felhőkként jelennek meg ezek a rétegek, amelyet planetáris ködnek nevezünk.

A Hélix-köd (Csiga-köd) is ilyen planetáris köd, amelyet egy, a kép közepén még látható fehér törpe dobott le magáról (Forrás: NASA). A planetáris köd neve (planet=bolygó) nincs összefüggésben a bolygókkal. Azért hívják így, mert korábban a csillagászok nem tudták elég pontosan megfigyelni, és csak egy elmosódott gömböt láttak, hasonlót egy bolygóhoz.

A visszamaradt mag kicsi, de nagyon sűrű és forró. A méretük és fehéren izzó felületük miatt fehér törpéknek nevezzük őket. Olyan sűrűek, hogy anyagukból egy teáskanálnyi egy elefánt súlyával ér fel a Földön. A fehér törpék a Hertzsprung-Russell diagram bal alsó sarkában találhatók. A Napunkhoz hasonló kis csillagok esetén a visszamaradt mag szénből (és egy kicsi oxigénből), míg a nagyobbaknál neonból áll.

Ezekben a csillagokban már nem folyik az atommagok fúziója, tehát idővel egyre több hőt veszítenek, míg teljesen elhalványulnak és barna törpékké válnak.

Ahogyan láthattuk a csillagoknak rengeteg típusa van, és ezek nagyon eltérőek. A legszembetűnőbb különbség talán a méretükben rejlik. A képen a galaxisunk néhány csillagát figyelhetjük meg. A három vörös óriást: az Antareszt, a Betelgeuse-t és az Aldebarant. A Rigel egy kék szuperóriás. A Szíriusz egy fősorozatbeli, a Napunknál nagyobb csillag, amelyet, a többiekhez képest apró pontként láthatunk a bal alsó sarokban. A fehér törpék olyan kicsik, hogy ezen a képen nem is tudjuk őket megjeleníteni. Forrás: NASA

A Nap tömegénél 8-szor nagyobb tömegű csillagok halálát gigantikus robbanás fémjelzi: az első néhány másodpercben olyan fényesek lehetnek, mint a galaxis összes, százmilliárdnyi csillagának együttes fényessége. Az ilyen robbanásokat II. típusú szupernóvának nevezzük.

A robbanás után, a csillag tömegétől függően, két dolog történhet a csillag magjával. A kisebbeknél a mag neutroncsillaggá válik, míg a Nap tömegénél 2,5-szer nagyobb tömegű magok pedig fekete lyukká alakulnak.

Ezen a képen a fényes folt nem más, mint az 1987-ben észlelt, a tőlünk 156000 fényvére lévő Nagy Magellán-felhőben történt szupernóvarobbanás.

Habár a csillagrobbanás i.e. 166000 környékén történt, mi csak 1987. február 23-án észleltük. Ez, az SN 1987A névvel ellátott esemény volt a legfényesebb csillagrobbanás mióta 400 évvel ezelőtt feltaláltuk a távcsövet. Forrás: NASA/HUBBLE

A szupernóvarobbanás idején az összes anyag a csillag magjába húzódik. Ez azt jelenti, hogy a protonok és az elektronok olyannyira összenyomódnak, hogy neutronokká válnak. Van egy határ, ameddig a neutronok összepréselhetők. Ekkor a mag összehúzódása megáll, és kialakul a neutroncsillag.

A neutroncsillagok kizárólag neutronokat tartalmaznak, és sugaruk mindössze 10 km. Sűrűségük olyan nagy, hogy anyaguk egy teáskanálnyi mennyisége körülbelül a gízai nagy piramis tömegének 20-szorosával egyenlő. Ismereteink szerint a neutroncsillagok a legsűrűbb égitestek a Világegyetemben.
Sok neutroncsillag nagyon gyorsan forog, körülfordulási idejük néhány millimásodperc (1/1000 másodperc) és néhány másodperc közötti. Ez a forgás rádióhullámokat kelt, amelyet a rádiócsillagászok éles és rendszeres impulzusokként észlelnek. Ezért az ilyen neutroncsillagokat pulzárnak nevezzük. 1967 óta, amikor az első neutroncsillagot megtalálták, már 400 ilyen pulzárt fedeztek fel.

A legismertebb pulzár a Rák-köd közepén található. A Rák-köd az 1054-ben, kínai csillagászok által észlelt szupernóvarobbanásban keletkezett. A Rák-köd azóta is tágul. A köd közepén egy pulzár, azaz egy másodpercenként 30-szor körülforduló neutroncsillag helyezkedik el. Forrás: NASA

Egy fekete lyuk létrejöttéhez a csillagmag tömegének a Nap tömegénél 2,5-szer nagyobbnak kell lennie. Ilyen nagy tömeg esetén a mag által kifejtett gravitációs hatás olyan erős, hogy a csillag anyagának összehúzódásakor a neutronok közötti taszítás nem képes ennek ellenállni. Az anyag folytatja az összehúzódást egyre sűrűbb objektumot kialakítva, míg végül létrejön a fekete lyuk.

A fekete lyuk a térnek olyan része, amely olyan nagy tömeget (gravitációt) tartalmaz, hogy azt semmi, még a fény sem, képes elhagyni. Ez másképpen szingularitásnak is nevezik, mivel az anyag egy pontban koncentrálódik. Mivel még a fény sem tud kijutni, a fekete lyukak ... feketének látszanak, vagyis a csillagászok nem látják őket. Azonban úgy észrevehetjük a jelenlétüket, hogy a környező, fekete lyukba hulló anyag hőmérsékletemelkedését észleljük. Ezek a fekete lyukak a Nap tömegénél 4-10-szer nagyobb tömeggel rendelkeznek.

Azonban vannak más típusú fekete lyukak is. A csillagászok felfedeztek szupernehéz fekete lyukakat is, amelyek tömege a Napénál milliószor nagyobb. Ezek a galaxisok közepén találhatók. Egy a mi galaxisunk közepén is van, Sagittarius A*-nak hívják, és tömege 4 milliószor nagyobb a Napénál. Néhány szupernehéz fekete lyuk közeléből nagy energiájú anyagsugárzás figyelhető meg. Ezeket az objektumokat kvazároknak hívják.

A korai Világegyetem egyik távoli kvazárjának művészi ábrázolása. A kvazár fényességét a szupernehéz fekete lyuk körül lévő, és abba hulló sűrű gáz és por hozza létre. Forrás: NASA

A kvazárok galaxisok százainak energiáját bocsátják ki egy akkora térrészből, amely nem sokkal nagyobb, mint a Naprendszerünk. Csak nagyon távoliakat találunk, amelyek még akkor keletkeztek, amikor a Világegyetem fiatalabb volt, és a szupernehéz fekete lyukak körüli anyag sűrűsége nagyobb volt. A galaxisok közepén lévő fekete lyukak már a körülöttük lévő anyag jó részét magukba olvasztották, ezért kevesebb energiát termelnek.

Megkökkentő módon a történet itt nem ér véget. A csillagászok a fekete lyukaknak egy további típusát is megtalálták, a köztes tömegűekét, amelyek a Napénál néhány százszor nagyobb tömmeggel rendelkeznek. Ez egy meglehetősen új felfedezés, és a csillagászok még nem biztosak abban, hogyan jöhettek létre, mivel jóval nagyobbak, mintha csillagok lennének a szülőik. Talán több fekete lyuk egybeolvadásával keletkeztek.
A legtöbb csillag nem egyedül éli életét, hanem úgynevezett kettős rendszerben, amelyek két csillagot foglalnak magukba. Megtörténhet, hogy a csillagok egyike már fehér törpe, míg a másik még vörös óriás. Ebben az esetben az anyag a vörös óriástól folyamatosan a fehér törpe felé áramlik, ott egyre gyűlik. A folyamatnak az anyagnak a fehér törpe felszínén történő felgyülemlésének sebességétől függően két kimenete lehet.

A fehér törpe felszínén összegyűlt anyag felrobban. Az ilyen robbanást nóvának (a latin nova=új szóból) nevezzük, mivel úgy látszik, mintha az égen feltűnt volna egy új csillag. Évente körülbelül 10 nóvát lehet megfigyelni csak a Tejútrendszerben. A csillag felfénylik néhány napra vagy hétre, majd elhalványul újra. Ismétlődő nóvákat is megfigyeltek már éves vagy tízéves periódussal.

Egy csillag I. típusú szupernóvaként robbant fel, amely a képen egy fényes foltként látszik a bal alsó sarokban, a galaxis külterületén. Forrás: NASA. Ez a fenti, kettős rendszerben zajló, anyagáramlással járó folyamat másik kimenetele: a fehér törpe megsemmisül egy gigantikus robbanásban, amelyet I. típusú szupernóvának nevezünk. Ezeknek a szupernóváknak a gyakorisága és fényessége a II. típusúakéhoz nagyon hasonló.


Tesztelje magát!
1. Párosítsa a csillagjellemzőket és a csillagfejlődési fázisokat egymással!
  1. Nagy sugár, viszonylag hideg
  2. Mérete és luminozitása a Napéhoz hasonló
  3. Fényes, de nagyon kicsi és sűrű
  4. Nagyon sűrű, gyorsan forgó, nagyon alacsony luminozitású
  1. Neutroncsillag
  2. Vörös óriás
  3. Fehér törpe
  4. Fősorozatbeli csillag
2. Helyezze el a csillagot a Hertzsprung-Russell diagramon a jellemzőinek megfelelően!
  1. Bal alul
  2. Bal alul, a diagram skáláján túl
  3. Központi sávban
  4. Jobb felül
  1. Újonnan létrejött neutroncsillag
  2. Vörös óriás
  3. Fehér törpe
  4. Fősorozatbeli csillag
3. Mi maradhat egy csillag halála után?
  1. egy törpe
  2. egy csillag
  3. egy lyuk
4. Mi határozza meg, hogy melyik valósul meg a három fenti kimenetel közül?

  A kimenetel a csillag függ.

Kérem a válaszokat ...
1) a.ii b.iv c.iii d.i 2) a.iii b.i c.iv d.ii 3) and 4) see bold text