TFeri.hu

Csillagok élete PDF Nyomtatás E-mail
  
Tartalomjegyzék
Csillagok élete
Állapotjelzők
Csillagok halála
Minden oldal

Csillagok élete és halála

„Valaha réges-régen egy messzi-messzi galaxisban.”

George Lucas: Csillagok háborúja

Mint minden tisztességes mese, ez is így kezdődik. Valaha volt egy Ősrobbanás (Big Bang), melyben minden anyag keletkezett. Ekkor jöttek létre a protogalaxisok, melyek akkoriban még csak kicsi anyagcsomók voltak – döntő részben hidrogénből és némi kis héliumból álltak. Ezek álltak össze szép lassan – alig pár milliárd év alatt – galaxisokká és itt egy pillanatra álljunk meg!

A protogalaxisok kezdetben hidrogén-hélium-elegyből álltak, mivel egyszerűen még nem keletkezett nagyobb rendszámú (értsd: bonyolultabb) anyag.

Csillag

 

Képen: az Univerzum keletkezése
Kép eredetije: http://oz.plymouth.edu/~sci_ed/Turski/Courses/Earth_Science/Intro.html

Ezek a protogalaxisok gigantikus mennyiségű – teljesen szabadon áramló - gázt tartalmaztak, melyekben ideiglenes anyagsűrűsödések jöttek létre. Ezek egészen kicsik voltak, alig pár millió molekulányi kis sűrűsödések voltak. Ezzel már lényegében beindult a gravitációs erő fokozatosan erősödő vonzereje. Félreértés ne essék: mindig is volt gravitációs erő, de amint létrejöttek ezek a kis anyagsűrűsödések, onnantól lényeges mértékű (gravitációs) vonzerő lépett fel.

Sombrero galaxis

Képen: M104 „Sombrero” protogalaxis
Kép eredetije: http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2003/28/images/a/formats/print.jpg

Ezek az ideiglenes kis csomósodások (globulák) szép lassan erősödtek és anyaggal megteltek. Sok ilyen kis anyagcsomósodás jött létre akár egy időben is, ráadásul nem mindegyik maradt meg, de amelyek megmaradtak, azok egyre jobban híztak. Sok ilyen anyagcsomó a gravitáció jóvoltából elkezdett egymás körül keringeni. Ebben semmi különös nincsen, mivel az univerzum ilyen korai időszakában még össze-vissza örvénylett minden.

Csillagok keletkezése

Képen: egy protocsillag formálódása
Kép eredetije: http://jupiter.plymouth.edu/~sci_ed/Turski/Courses/Earth_Science/Intro.html

A gravitáció nagy úr! Mindent irányít és átrendezi az anyagokat. Itt és ekkor is ez történt, mivel a gravitáció egyre jobban megerősítette a kezdeti kis csomókat és létrejöttek a kezdeti csillagrendszer-kezdemények. Ezek már határozott, de hatalmas kiterjedésű gázhalmazok voltak. Az Univerzum kezdeti állapotában a csillagrendszer-kezdemények még sokkal nagyobb kiterjedésűek voltak, mint mostanában egy-egy naprendszer, mivel még nem alakultak ki a csillagok, mint gravitációs központok. Az Univerzum mai állapotában az egyes naprendszerek közötti tér szinte teljesen üres, de akkoriban ez még nem volt így, mivel a csillagközi térben bőven volt még gáz. Tény, hogy ennek a kezdeti csillagközi gáznak nagy részét felszívták a későbbiekben formálódó csillagok, de a maradék mind a mai napig megmaradt a csillagközi térben eredeti állapotában.

Amint elkezdtek kialakulni az egyes naprendszerek, úgy az anyagsűrűsödés egyre jobban folytatódott. Legelőször kialakultak az úgynevezett protocsillagok. Ezen objektumok már elegendően nagy anyagmennyiséggel (tömeggel) rendelkeztek, hogy ne tudjon belőlük elszökni anyag, viszont még nem volt annyira tömör belsejük, hogy elkezdődhessen a nukleáris fúzió, azaz a csillag még nem fényesedett fel.

Csillag születik

Képen: protocsillag és bolygókezdemények formálódnak
Kép eredetije: http://www.cosmographica.com/

Sok gázcsomó alakult át szépen fokozatosan protocsillaggá, ám nem csak csillagok jöttek létre, hanem viszonylag kisebb tömegű csomók is összeálltak. Ezek a kezdeti protobolygók nem rendelkeztek akkor tömeggel, hogy valaha is beindulhasson a nukleáris fúzió; viszont a kezdeti gázelegy elegendő nagy tömegben sűrűsödött össze ahhoz, hogy összeálljon egy-egy gázóriássá, amely a formálódó csillag körül kering. A mi mai Naprendszerünkön belüli gázóriások (Jupiter, Szaturnusz, Uránusz, Neptunusz) még ekkor nem jött létre, mivel ekkor még csak a kezdeti csillagrendszerek alakultak ki. Sehol sem volt sem a mi Napunk, sem a mi Naprendszerünk!

Naprendszer születik

Képen: a formálódó Naprendszer
Kép eredetije: http://
www.our-earth.net/images/Early-Solar-System.jpg

A gravitáció segítségével a hidrogén-hélium-elegy egyre jobban sűrűsödött és lassan létrejöttek a fúzióhoz szükséges két feltétel: (nagy vonalakban)

  • minimum 10 millió K-es hőmérséklet,

  • 100 atm. nyomás,

  • elegendő anyagmennyiség.

Beindult a fúzió, melyben (nagy vonalakban) 4 darab hidrogénatomból lesz egy hélium, két pozitron és egy nagy adag energia.

Fúziós egyenletek

A korai Univerzum esetén a mi galaxisunkban is több millió csillag gyulladt ki változatos időpontokban. Ezek a kezdeti napok nem voltak változatosan, mivel túl korai keletkezésük miatt csak hidrogén-hélium-elegyből álltak és néha volt pár gázból álló bolygójuk.

Kicsit ugorjunk előre! A második generációs csillagoknál, mint például a mi Napunk is, már sokfajta anyag van jelen. Ezen újabb típusú napoknál már nagy mennyiségű nem-gáz anyag is rendelkezésre áll, így bőven keletkezhetnek kőbolygók, melyeket a gravitáció és a világűr hidege gyorsan megszilárdított és a kezdeti vulkanikus tevékenység rövid idő alatt közel gömb alakúvá formált.

Csillag kialakulása

Képen: a Naprendszer kialakulásának fázisai
Kép eredetije: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/csillagtipusok/fejlodes.html

Az immár ragyogó csillagok lassan égetik el hidrogénből álló üzemanyagukat. A csillagok a Föld felszínéről látható fehérrel ellentétben sok színben ragyognak. Sok-sok sárga csillag van, mint például a mi Napunk.

A Napnál 10-szer nehezebb csillagok esetén ez a szín lehet kék is. A Napnál kisebb csillagok esetén lehet vörös szín is. Mivel a csillagok nagy része nem egyedüli, mint a mi Napunk, hanem kettős vagy többes, ezért gyakori, hogy egy csillagrendszeren belül akár két különböző színű csillag is lehet. Egy filmtörténeti képet szeretnék itt előhívni, mégpedig az eredeti 1977-es Csillagok háborújából. A sivatagos Tatuin bolygónak kettős naprendszere volt!

Star Wars - Tatuin kettős napjai

Képen: Napfelkelte a Tatuin bolygón – részlet a Csillagok háborúja c. filmből
Kép eredetije: http://tokyotatooine.com/tatooine.jpg

Az első generációs csillagok kialakulása után az Univerzumban egy viszonylagos egyensúly alakult ki, mivel ezen korai csillagok elég gyorsan „égették” üzemanyagukat, míg a már meglévő gázbolygókon lényegében semmi nem történt. Kicsit érdekesebb, ami a második generációs csillagok körül alakult, ugyanis itt már a csillagmáglya kialakulásának korai időszakában is nagy mennyiségű por és egyéb anyag volt jelen, így a korai formálódó protocsillag kilökte magából a hidrogénnél és héliumnál nehezebb anyagok többségét. A formálódás késői korszakában ennek ellenére volt olyan héliumnál nehezebb anyag, ami bent maradt a csillagok anyagában. (Ezt a csillagok színképével sikerül kimutatni!)

Érdemes módon a mi Naprendszerünkben a Nap formálódásakor a nehezebb sűrűségű anyagok alkották meg a négy belső kőbolygót, míg a külső gázóriások anyagának többségét hidrogén és hélium alkotja. Viszont a Naprendszerben minden gázbolygónak tucatnyi kisebb-nagyobb holdja van, melyeket túlnyomórészt vízjég és kő alkot. Mivel 1995 óta számos Naprendszeren kívüli bolygót is sikerült felfedezni a viszonylag közeli (20-10 ezer fényév) csillagrendszerekben, ezért bátran kijelenthetjük, hogy csillagászati környezetünkben számos csillagnak vannak bolygó-kísérői. Ezek között egyaránt található Földnél alig nagyobb „SzuperFöld” is, valamint Jupitert többszörösen meghaladó gigász. Érdekes módon van olyan is, amely rendkívül közel kering a napjához, de van olyan is, amelyik elég messze ...

16 Cygnus B

Képen: 16 Cygnus B csillag és a körülötte keringő gázóriás (számítógépes rajz)
Kép eredetije: http://channel.nationalgeographic.com/episode/alien-earths-3637/Overview03#tab-Photos/1

16 Cygnus B

Képen: A 16 Cygnus B körül keringő gázóriás Föld-szerű holdja (számítógépes rajz)
Kép eredetije: http://channel.nationalgeographic.com/episode/alien-earths-3637/Overview03#tab-Photos/15

Némi kiegészítés: a Földhöz csillagászati értelemben egész közel, mindössze 40 fényévnyire talált a Spitzer űrtávcső egy 7 Föld-méretű bolygóval rendelkező (törpe)csillagot, a Trappist-1 nevűt, ráadásul a bolygók közül három is a lakhatósági zónán belül kering, tehát elképzelhető a felszínén folyékony állapotú víz.

Trappist-1

Kép forrása: http://hvg.hu/tudomany/20170222_nasa_trappist1_exobolygok_lakhatosagi_zona

Trappist-1

Kép forrása: http://hvg.hu/tudomany/20170222_nasa_trappist1_exobolygok_lakhatosagi_zona

Persze ezzel még koránt sincs vége a Föld-típusú bolygók kutatásának, mivel az újonnan felbocsájtott űrtávcsövek várhatólag még igen sok jelöltet fognak azonosítani. 2017. febr. 22-i adat szerint az exobolygók száma 3583 volt..


Állapotjelzők

 

A csillagokat 8 különféle állapotjelző szerint osztályozzuk, melyek a következők:

  1. (abszolút) fényesség

  2. szín(képtípus)

  3. kémiai összetétel (fémtartalom)

  4. sugár

  5. tömeg

  6. forgási periódus

  7. felületi hőmérséklet

  8. (felszíni átlagos) mágneses tér(erősség)

Ezen kívül számtalan sok apróbb tulajdonság is lehet, de ezek a lényegesek. Az egyik legegyszerűbb a szín szerinti osztályozás.

Osztály

Hőmérséklet (K)

Minta

O

33 ezer vagy több

Zeta Ophiuchi

B

10 500 – 31 ezer

Rigel

A

7 500 – 10 ezer

Altair

F

6 000 – 7 200

Procyon A

G

5 500 – 6 000

Nap

K

4 000 – 5 250

Epsilon Indi

M

2 600 – 3 850

Proxima Centauri

Csillagok színképe

Képen: a csillagok színképei
Kép eredetije: https://supernovacondensate.net/2013/10/15/counting-the-stars/

Kezdetben 21 osztály volt, de ezeket később a fenti típusokba sorolták és minden típusban több alosztályt is létrehoztak, melyeket arab számokkal jelöltek meg. Így a mi Napunk G2-es osztályba tartozik.

Másik állapotjelző a fényesség. Az ókori görög csillagász Hipparkhosz (i.e.127-ben) olyan skálát vezetett be, melyen a legfényesebb csillagokat az első a szabad szemmel még alig láthatókat a hatodik osztályba sorolta. Ennek pontosítására a XIX. században vezették be a magnitúdó-skálát, melyben azt adják meg, hogy a csillag milyen fényesnek látszana 10 parszek távolságból. (1 parszek = kb. 3.26 fényév) Ezt abszolút magnitúdónak nevezzük és ezzel már jól jellemezhetjük a csillagok valódi fényességét. Ám ezt csak úgy tudjuk helyesen megadni, ha ismerjük a csillag távolságát. Fényességből két fajta is létezik: a látszólagos (pl.: a Napé -26,8 magnitúdó mivel közel van), valamint az abszolút (pl.: a Napé 4,87 lenne 10 parszek távolságból).

A Nap halványabbnak látszana, mint a Nagy Göncöl csillagkép rúdjának középső csillaga (Mizar) melletti halvány csillag, az Alcor. A legfényesebb óriás csillagok elérhetik a -9 magnitúdós fényességet, míg a leghalványabbak csupán 17 magnitúdósak.

Csillagok színképei

Képen: a látszólagos magnitúdóskála
Kép eredetije: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/allapothatarozok/fenyesseg.html

Másik állapotjelző a csillag kémiai összetétele. Ennek vizsgálata leginkább színképük segítségével történik. Az Univerzumban keletkezett legelső csillagok természetesen csak hidrogén-hélium-elegyet tartalmaztak, de a csillagászati körforgás miatt az azóta keletkezettek sok minden mást is tartalmaznak. Mivel a közvetlen környékünkön is már robbantak fel (régebbi) csillagok, így kozmikus szemetükkel teleszórták a környezetüket és viszonylag egyenletesen elterültek a nehezebb elemek is. Így beszélhetünk egy általános elemgyakoriságról, s ezért van , hogy a csillagok összetétele nagyjából megegyezik. Ennek ellenére is előfordul, hogy az egyes csillagok színképe nagymértékben eltér a megszokottól (pl.: gyakoriak bennük a ritka földfémek), így ezeket anomális színképű csillagoknak hívjuk.

Relatív elemgyakoriság

Képen: az általánosan tapasztalt relatív elemgyakoriság
Kép forrása: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/allapothatarozok/kemiai_osszetetel.html

A következő állapotjelző az egyes csillagok sugara. Sajnos ennek közvetlen észlelése cseppet sem egyszerű, mivel a legjobb felbontású távcsővel is csupán pontszerűnek látszanak a csillagok. Ellenben a kettős csillagoknál ezt egész jól meg lehet állapítani a csillagok fényességének változásából, mivel a két csillag időnként elhalad egymás előtt. Természetesen vannak más módszerek is, de ez, valamint a Doppler-effektus a legegyszerűbb. A csillagok sugara széles skálán mozog. Az Orion csillagkép legfényesebb csillaga, a Betelgeuze a Nap sugarának kétezerszerese, azaz a Naprendszerben a Szaturnusz pályájáig nyúlna. De például a Bika csillagkép legfényesebb csillaga, az Aldebaran "csupán" 45-ször nagyobb a Napnál.

Méretek

Képen: csillagok összehasonlítása
Kép eredetije: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/allapothatarozok/sugar.html

A csillagok mérete is különböző, például ezt mutatja be az alábbi grafika:

Csillagok mérete

Kép eredetije: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cc/Star-sizes.jpg

  1. képen: Merkúr, Mars, Vénusz, Föld

  2. képen: Föld, Neptunusz, Uránusz, Szaturnusz, Jupiter

  3. képen: Jupiter, Wolf 359, Nap, Sziriusz

  4. képen: Sziriusz, Pollux, Arcturus, Aldebaran

  5. képen: Aldebaran, Rigel, Antares, Betelgeuse

  6. képen: Betelgeuse, Mu Cephei, VV Cephei A, VY Canis Majoris

Hogy a méretről kapjunk némi összehasonlítást, jöjjön egy kiváló animáció:

https://www.youtube.com/watch?v=HEheh1BH34Q

Mivel a csillagok jelentős része kettős rendszerben egymás körül kering, ezért tömegük meghatározása a gravitációs egymásra hatásuk alapján lehetséges. Lényeg: a két csillag egy közös tömegközéppont körül kering! Érdekesség továbbá, hogy a csillagok fényessége a tömegük harmadik hatványával arányos...

Bináris csillagok Kép eredetije: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/allapothatarozok/tomeg.html

Pár csillag tömege a Nap tömegét 1-nek véve (a távolság csak hozzávetőleges)

Név

Tömeg

Távolság

Peony Nebula Star

175

25 600 fényév

HD 269810

150

170 000 fényév

Eta Carinae

150-300

8 000 fényév

HD 93129A

125

7 500 fényév

HD 93250

118

8 000 fényév

Cygnus OB2-12

92

5 000 fényév

P Cygni

30

5 500 fényév

VV Cephei

25-40

2 400 fényév

Alpha Orionis (Betelgeuse)

20

640 fényév


A csillagok halála

Amikor a csillag elhasználta belsejében lévő hidrogén legnagyobb részét elkezd összehúzódni és egyre forróbb lesz.

Csillagok fejlődése

Kép eredetije: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/csillagok_elete/index.html

Ha a csillag tömege viszonylag kicsi, azaz maximum a mi Napunk tömegének 8-szorosa, akkor a csillag aránylag lassan – csak több milliárd év alatt - égeti el hidrogénkészletét a belsejében lévő 5-10 millió fokos hőmérsékleten. A csillag magjában lévő hidrogén nagy része átalakul héliummá, mialatt hőmérséklete fokozatosan növekszik. A csillag magja fokozatosan átalakul, mialatt a héj körül kezd összegyűlni a maradék hidrogén; így az energiatermelés a magban átmenetileg megszűnik, tehát a csillag magja lehűlés miatt összezsugorodik. Ám ezzel rengeteg gravitációs energia szabadul fel, ami a héjban lévő hidrogént annyira felmelegíti, hogy immáron a csillag külső részén is hidrogén-hélium-reakció indul be. Ezzel az új reakcióval viszont olyan áramlatok indulnak el, melyekben az eddig csak a magban megtalálható hélium feláramlik a héjba és a konvekciós áramlás felfújja a csillagot, melynek felszíne és hőmérséklete (sokszor a színe is) egyaránt növekszik. Tehát a csillagból vörös óriás lesz! Ám a felfúvódásnak van egy újabb következménye: a csillag felszíni hőmérséklete alaposan lecsökken, miáltal hidrogén-atomok alakulnak ki; ám ez energiafelszabadítással jár. A burokban így a megnövekedett nyomás hatására a burok egy része látványosan lerobbanhat a csillagról, így nagyon látványos csillagköd keletkezhet. A felfúvódási fázisban több száz millió év alatt a csillag fényereje az eredetinek akár 1000-szerese is lehet.

Mivel a csillag gravitációs nyomása nem túl nagy, ezért nem zsugorodik össze a mag végzetesen, bár ahhoz mégis elég sűrű lesz, hogy az anyag átalakulása részben megálljon: a besűrűsödött csillagmag nyomása meggátolja a további zsugorodást. A belső, viszonylag nyugodt rész körüli vékony héjban hidrogénfúzió folyik. Ez a fúzió nem csupán a burkot képező hidrogént égeti el, hanem tovább növeli a mag sűrűségét is. A magban lévő amúgy is túl sűrű anyag a folyamatosan hevítés hatására a hőmérséklet hirtelen felszökik és a hélium-fúzió robbanásszerűen beindul: ezt nevezik a hélium felvillanásának. Egy-egy ilyen felvillanás után a mag hőmérséklete megint lecsökken és újra elindul a hélium-felvillanáshoz vezető köpenybéli fúzió. Ezt a gyakorlatban úgy észlelhetjük, hogy a csillag periodikusan változtatja fényességét. Ráadásul egy-egy ilyen pulzáló felvillanáskor a csillag anyagának egy része ledobódhat, miáltal planetáris köd keletkezik.

Nóva-robbanás

(A kép CorelDraw 12-vel készült.)
A hélium-fúziós folyamat szenet hoz létre, ám mivel a csillag tömege aránylag kicsi, ezért a folyamatos hélium-égés, valamint a csillagköpeny többszöri ledobódása fogyasztja a csillag (hélium-) alapanyagát. Egy idő után elfogy a reakcióképes hélium és a maradék kis anyagból egyszerű fehér törpe lesz.

Akkréciós korong

Kép eredetije: http://www.physics.uiowa.edu/~ghowes/research/images/Accretion_disk.jpg

Egy kiegészítés az előbbiekhez. A csillagok jelentős része nem egyedi, mint a mi Napunk, hanem kettős vagy többes rendszer egy tagja. Ilyen esetben a már fehér törpévé vált kisebb csillag anyagot kaphat a nagyobb testvértől. (Ezt nevezik akkréciós korongnak – lásd a képet.) A fehér törpe felszínén ez a friss anyag megfelelő mennyiségben összegyűjtve felgyülemlik és fuzionál, amivel komoly felvillanások jönnek létre, ezek az I. típusú szupernóvák.

Nagy tömegű csillagok

Ha a csillagok kezdeti tömege nagyobb, mint a 8-szoros Naptömeg, akkor lényegesen más véget ér a csillag pályafutása. A nagy csillagok fényessége nagyságrendekkel nagyobb, mint a mi Napunké, ám alapanyagukat is jóval gyorsabban égetik el. Az alapvető hidrogén-hélium fúzió mellett a sokkal nagyobb központi hőmérséklet miatt nagyobb rendszámú anyagok is keletkezhetnek.(pl.: szén, oxigén, nitrogén) Amikor már komolyan megcsappan az elsődleges hidrogén-alapanyag mennyisége, akkor a csillag magja zsugorodni kezd, ám ez rengeteg gravitációs energiát szabadít fel, amitől a héjban még bőven lévő hidrogén fuzionálni kezd. Ettől viszont az eddig is nagy csillag hirtelen felfúvódik: szuper-óriássá lesz. A magban a hatalmas gravitációs energia a héliumokat fúzióra készteti: szénmagok keletkeznek.

Ám ez még korántsem a folyamat vége: a hatalmas tömeg miatt a szénatomok tovább fuzionálhatnak, melyben oxigén és neon, illetve szilícium keletkezhet. Ha a hőmérséklet kellőképpen magas, akkor a fúzió végtermékeként vasatomok (pontosabban vas-magok) is keletkezhetnek, mivel ezen magnak a lehető legkisebb az egy atommagi részecskére (nukleonra) jutó energiája. A felfúvódás mértékére jellemző, hogy amíg az ilyen hatalmas csillagokban a hidrogén 10 millió évig él, addig a szilíciumégés alig pár napig tart. Z energiatermelés megszűntekor a csillag teljesen összeomlik, ám a hatalmas tömege miatt fehér törpe nem lehet belőle. A csillag összezsugorodása robbanásszerű és (II. típusú) szupernóva-robbanást okoz. Ekkor a csillag anyaga és energiájának jelentős része másodpercek (esetleg percek) alatt felszabadulhat és akár egy egész galaxist meghaladó fényessé teszi a csillagot. Az ilyen hatalmas csillagokból neutroncsillag vagy fekete lyuk lehet.

Hatalmas napok összeomlásakor a gravitáció teljesen elszabadul: az anyag olyan szinten összezsugorodik, hogy eléri az atommag sűrűségét a 2.7*10^14 g/cm^3-öt. Ebben a hihetetlenül erős térben a vasmagok maguk is elbomlanak és tömény maganyag keletkezik. Magyarul a csillag olyan lesz, mint egy hatalmas (kb. 10-50 km átmérőjű méretű) atommag. A hátramaradt kis maradvány egy neutroncsillag, ami ráadásul az eredeti csillag forgási energiáját örökli, tehát szédítő sebességgel forog és erős mágneses tere van. Az eredetileg forró csillag fokozatosan lehűl és energiáját veszti. A hátramaradt neutroncsillag még évezredekig is energiát táplál a körülötte lévő levetett ködbe, például ilyen volt az 1054-es kínai csillagászok által feljegyzett szupernóva, amit később Rák-köd néven azonosítottak. (Más elnevezésekkel: M1, NGC 1952)

A következő nagy csillagrobbanást Johannes Kepler írta le 1604. okt. 9-én, amely akkor túlragyogott minden más éjszakai csillagot és a fénye csak kb. 1 évvel a felrobbanása után tűnt el az éjszakai égboltról. Ez volt az SN 1604-es szupernóva, ami kb. 13ezer fényévre van tőlünk. (Link: http://www.space.com/412-supernova-400-year-explosion-imaged.html) Azóta a galaxisunkban nem észleltünk ekkora csillagrobbanást.

Jogosan felvetődhet a kérdés, hogy milyen gyakori egy ekkor robbanás? Nos, a galaxisunk méretéből és korából adódóan nagyjából 1200 évente kellene bekövetkeznie egy ilyen kataklizmának, de Kepler óta, tehát nagyjából 400 éve nem volt itt, helyben. A viszonylag közeli Nagy Magellán Ködben volt egy 1987-ben, de ez is kb. 158ezer fényévre van. Hogy miért nincs, arra nincsen ésszerű magyarázat.

M1

Képen: Rák-köd; kép eredetije: http://tudasbazis.csillagaszat.hu/

Vannak azonban speciálisan nagy tömegű csillagok, amelyek összeomlásakor elszabadul a gravitáció és teljesen magába omlik. Annyira tömör lesz a tartomány, hogy semmiféle sugárzás sem lesz képes kijutni, maga a fény sem; mivel a szökési sebesség a fénysebesség felé nő.

Subrahmanyan Chandrasekhar szerint indiai csillagász 1931-ben a fehér törpecsillagok vizsgálata közben megállapította, hogy a egy adott tömeg felett a csillaganyag már nem marad stabil, hanem összeomlik. Ezt I. típusú szupernóva-robbanásként észleljük. Ha a csillag nagyobb, mint 8 Naptömeg, akkor II. típusú szupernóvaként fejezi be életét és kb. 1-2 Naptömegnyi neutroncsillag marad. Ám Eddington 1935-ös elmélete szerint az ennél nagyobb (kb. 3 Naptömegnyi) csillag nem képes ezt az állapotot megtartani és fekete lyuk lesz belőle. Probléma mindössze az, hogy ezt az 1990-es évekig nem igazán sikerült megfigyelni. Később sikerült már egyes kettős rendszerekben megfigyelni 3-10 Naptömegnyi fekete lyukakat, illetve több millió Naptömegnyi óriási fekete lyukakat. Ezt főleg az ún. akkréciós korong teszi lehetővé, ilyen például a Cygnus X-1 rendszerben lévő fényes csillag, amely egy megközelítőleg 8 Naptömegnyi fekete lyuk körül kering.

Cygnus X-1

Grafika eredetije: http://astropt.org/blog/wp-content/uploads/2009/09/binary_starsystems_cygnus_x-1.jpg

 

Felhasznált irodalom:

A csillagok élete: http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/

Chandrasekhar: http://en.wikipedia.org/wiki/Subrahmanyan_Chandrasekhar

Fekete lyukak: http://en.wikipedia.org/wiki/Black_holes

Neutroncsillagok: http://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_star

NASA JPL: http://jpl.nasa.gov/

Bináris csillagok: http://en.wikipedia.org/wiki/Binary_stars

Hubble Űrtávcső: http://www.hubblesite.org/

Space Art: http://cosmographica.com/

Naprendszerünk: http://www.our-earth.net/

Supernova: https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova#Observation_history

Space.com Supernova: http://www.space.com/412-supernova-400-year-explosion-imaged.html

 

Tamás Ferenc, © TFeri.hu, 2010.

Frissítve: 2012, 2013, 2014, 2015 és 2017.

 
Ulti Clocks content

Hirdetés