Csillagok halála

3. oldal / 3

A csillagok halála

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

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 egyaránt növekszik, valamint sokszor a színe is megváltozik. 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 több ezerszerese 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.

(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.

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.

Képen: a Hidrogén-> Hélium fúzió.
Kép eredetije: http://butane.chem.uiuc.edu/pshapley/GenChem1/L1/3.html

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.

Csak viszonyításképpen az átalakulások és idejük: (25 naptömeg felett)

H -> He	7.000.000 év
He -> C	700.000 év
C -> O	600 év
O -> Si	6 hónap
Si -> Fe	1 nap
csillag összeomlása	¼ másodperc

(Adatok forrása: http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Core-collapse)

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.

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 az 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