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 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.
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.
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 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.
A kimenetel a csillag tömegétől függ.
