2012. december: A csillagok élete | MCSE

2012. december: A csillagok élete

Ejnar Hertzsprung dán kémikus és csillagász az 1900-as években rájött, hogy ugyanolyan spektráltípushoz különböző abszolút fényességű csillagok tartozhatnak: törpe- és óriáscsillagok. Henry Norris Russell 1913-ban olyan diagramot készített, melynek a vízszintes tengelyén a csillagok spektráltípusa, függőleges tengelyén pedig a csillagok abszolút magnitúdóját tüntette fel. A látvány elképesztő volt: a csillagok nem össze-vissza, hanem különböző ágakon szabályosan helyezkednek el a grafikonon. Ezt hívjuk Hertzsprung-Russell-diagramnak (továbbiakban: HRD). 

 A fényesebb csillagok Hertzsprung-Russell-diagramja

Az ábrán észrevehető egy, a bal felső sarokból a jobb alsó sarokba tartó ág, ezt főágnak, a jobb felső sarokban lévő csoportosulást óriáságnak hívjuk. A főágbeli csillagokat fősorozati csillagoknak, az óriáság csillagait óriáscsillagoknak nevezzük. Ez utóbbi elnevezés azért indokolt, mert ugyanolyan színképtípushoz csak úgy tartozhat nagyobb fénykibocsátás, ha a csillag sugara lényegesen nagyobb. A csillagok jellemzői ugyanis nem függetlenek egymástól: a csillag tömege, fénykibocsátása (luminozitása) és sugara közül elegendő egyet megadni, ezzel a csillag fizikai felépítését is egyértelműen meghatároztuk. Tehát ha egy csillag nagyobb tömegű, mint a Nap, akkor az több fényt bocsát ki. Ha nagyobb a sugara a Napnál, akkor több fényt bocsát ki. Ezekből látszik, ha mind a két esetben több fényt bocsát ki, akkor a tömege és a sugara is nagyobb az adott csillagnak, mint a Napnak. Ez az összefüggés természetesen fordítva is igaz.

A bal alsó sarokban is találhatók csillagok. Ezek abszolút fényessége (mely megegyezik a vele fizikai és kémiai állapotában tökéletesen megegyező csillagnak a látszó fényességével 10 parszek – kb. 3,3 fényév – távolságból mérve) jóval nagyobb, mint az ugyanolyan spektráltípusú fősorozati csillagoké (a Nap is fősorozati csillag). Ez mintegy 100-szor kisebb sugarat jelent, ezeket hívjuk fehér törpéknek. A fehér jellemzőt színükről kapták, hiszen nagy a felületi hőmérsékletük, emiatt kékesfehér színűek. 

De miért fontos, hogy a Hertzsprung-Russell-diagramot bemutassam? Ugyanis a csillagok fejlődése nagyon jól nyomon követhető a diagramon, a továbbiakban erről beszélünk részletesen.

A jelenlegi elképzelések szerint a csillagok a csillagközi anyag kondenzációja által keletkeznek. Az ilyen helyeket, ahol a csillagok keletkeznek, a Tejútrendszer spirálkarjainak környezetében kell keresnünk, pontosabban ott, ahol találhatunk O, B és T Tauri típusú csillagokat. Mivel a spirálkarokban csillagközi gáz és por erős koncentrációban van jelen, egy ott bekövetkező esemény, mondjuk egy szupernóva-robbanás lökéshulláma összenyomhatja ezt az anyagot, és olyan sűrű gócok keletkezhetnek, hogy a saját gravitációs terük hatására csillagokká préselődnek össze. Ez a folyamat mintegy 10 millió évig tart. Eközben a körülötte lévő porburok kezdi elnyelni a csillag sugárzását, melegedni kezd. A hőmérséklet növekedésével a gázburok kilökődig a csillag környezetéből, és a csillag egyre gyorsabban kezd összehúzódni, és egyre inkább melegszik. Egy kritikus hőmérsékletnél a csillagban áramlások indulnak meg, majd kifényesedik. A csillag fejlődése innentől kezdve felgyorsul, és eléri a Hertzsprung-Russell-diagram főágát. Az, hogy hol éri el a főágat, függ a csillag tömegétől. A különböző tömegű csillagok különböző hosszúságú időt töltenek a főágon, a kisebb tömegűek hosszabb, a nagyobb tömegűek rövidebb időt töltenek ott. 

Különböző tömegű csillagok  fejlődési útvonala a Hertzsprung-Russell-diagramon

A továbbiakban egy 5 Nap-tömegű csillag fejlődését követjük nyomon. A csillag hosszabb ideig tartózkodik a főágon, ekkor hidrogénből magfúzióval héliumot termel, melyből energia szabadul fel. Amikor már jelentősen csökken a hidrogéntartalom a csillag magjában, a mag lehűl és elkezd összezsugorodni. Ez az egész csillag összehúzódását eredményezi. A csillag ekkor balra tolódik a HRD-n, tehát felületi hőmérséklete nőni fog. Ekkor még folytatódik a hidrogénfúzió, de százalékosan már sokkal kevesebb hidrogént tartalmaz a mag, mint héliumot, az energiatermelés a centrum körüli vastagabb gömbhéjban folytatódik. Egy bizonyos ponton a csillag tömege a kezdeti tömegének 10%-át teszi ki, a csillag magja gyors összehúzódásba kezd, és ezáltal felmelegszik, ugyanakkor az energiát termelő héj vastagsága csökken. Emiatt a csillag luminozitása csökken, majd megindul külső részeinek tágulása. A külső héjakban az energiatranszport konvektív formája fog dominálni, ezáltal a csillag belsejében tárolt energia gyorsabban eltávozik. A csillag sugara jelentősen megnő. 

Ekkorra a csillag magja már annyira összezsugorodott, hogy a belsejében elegendő magas lesz a hőmérséklet ahhoz, hogy beinduljon a hélium fúziója, melyből szén lesz. Ezt a folyamatot „hélium-flash”-nak nevezzük. Egy külső héjban továbbra is zajlani fog a hidrogén héliummá alakítása. Ekkor éri el a legnagyobb méretét a csillag, és mivel a magban termelt energia nagyobb felületen oszlik el, a csillag vörös színű lesz: vörös óriássá válik. 

Ez a fejlődési útvonal különböző Nap-tömegekre más és más lesz. 0,4 és 1 Nap-tömeg közötti tömegű csillagok belsejében is hidrogénfúzió zajlik a főágban. Ezeknél a csillagoknál a változás nem olyan markáns, mint a fentebb bemutatott 5 Nap-tömegű csillag esetében. Az 1 és 2 Nap-tömeg között lévő csillagoknál már megfigyelhető a főágról való eltolódás a korai szakaszban, a csillag felületi hőmérséklete növekszik. Később aztán balra tolódik, és vörössé válik. A fejlődés 12 Nap-tömegnél válik érdekessé, ugyanis ott már nem olyan bonyolult a dolog, mint 5 Nap-tömeg esetén. Ezek a csillagok viszonylag egyenes úton, rövid idő alatt eljutnak az óriáságra. A 10 Nap-tömeg körüli csillagok viszont többször átvonulnak a HRD azon tartományán, ahol a különböző típusú pulzáló változócsillagok találhatók. A csillag itt instabillá válik, és pulzálni kezd. Ilyen csillagok lehetnek például az RR Lyrae vagy a δ Cephei típusú változócsillagok.

 

Az M27 jeű planetáris köd – ehhez hasonló állapotban végezheti életét a Nap 5 milliárd év múlva (Pável Zoltán felvétele)

A fejlődés további szakaszai már igen eltérőek a különböző csillagtömegekre. Egy Nap-tömegű csillag esetében a hélium-égés után szénből álló mag már nem képes további fúzióra, mivel a csillag összehúzódása nem alakítana ki olyan magas hőmérsékletet, ami elég lenne a szén begyújtásához. A csillag külső burkai ledobódnak, mely a tágulás során egyre csak hűl. Ilyenkor planetáris köd keletkezik, melynek középpontján egy fehér törpe marad vissza. A fehér törpék a jelenlegi modellek alapján mintegy 15 milliárd év alatt kihűlnek, fekete törpe válik belőlük. Ilyen égitestet azonban még nem tudunk megfigyelni, hiszen az Ősrobbanás óta „csak” 13,7 milliárd év telt el.

Az összehúzódó csillag fejlődése csak akkor állhat meg a fehér törpe állapotban, ha a tömegveszteség után visszamaradt tömeg nem haladja meg az 1,4 Nap-tömeget, vagyis a Chandrasekhar-határt. E fölötti tömeg esetén a csillag gyorsan húzódik össze, megindul a szén, a nitrogén, az oxigén és a neon fúziója egészen a vasig. A vas és annál nagyobb elemek fúziójához energiát kell befektetni, így a csillagoknak „nem éri meg” a vasnál nehezebb elemek előállítása. A csillag magjában az elektronok és a protonok neutronokká egyesülnek. Ezt a gravitációs erő további összehúzódásra kényszeríti, majd egy kritikus sűrűségnél (1014 g/cm3) megáll a folyamat, és egy kifelé irányuló lökéshullám indul útnak. Egy robbanásszerű nukleáris égés kezdődik a burokban, a vasnál nehezebb elemek kezdenek kialakulni (például arany és urán). Újabb lökéshullám alakul ki, ami leszakítja a burkot a magról, és a hatalmas termikus energiák olyan intenzitású sugárzást produkálnak, hogy a robbanó csillag luminozitása egy egész galaxiséval vetekedhet. Ezt hívjuk szupernóva-robbanásnak.

Ezen drasztikus esemény következtében egy pulzáló neutroncsillag és egy nagy sebességgel táguló gázfelhőt hagy maga után. Hasonló esemény történt a Nagy Magellán Felhőben 1987-ben, mely nagyrészt igazolta az elméleteket, vagy az 1054-ben fellobbant szupernóva-maradvány, a Rák-köd. A neutroncsillagok elmélete szerint ezek lehetséges tömegének is van felső határa. Ha ezt túllépik, feltartóztathatatlan gravitációs kollapszus következik be. A hatalmas tömeg, mely a neutroncsillagban tömörült, most még kisebb helyre zsugorodik. Ez a tér olyan erős görbültségét okozza, amelynek következtében még a fény sem tudja többé elhagyni az objektumot. Fekete lyuk alakul ki. 

{mosimage}

A Rák-köd Kereszty Zsolt felvételén 

A Nap fejlődési útvonala az 1-2 Nap-tömegű csillagokéhoz hasonló. A jelenlegi energiakibocsátásából meg lehet állapítani, hogy mintegy 5 milliárd éve sugároz. Ekkora kezdeti tömeget figyelembe véve, még 5 milliárd év hátravan, hogy "elfogyjon" a hidrogén a magjából. Ezután felgyorsul a folyamat. Az összehúzódást követően beindul a hélium fúziója, miközben a Nap felfúvódik. Vörös óriássá válik. Miután a hélium fúziója is megszűnt, a Nap külső burkai ledobódnak, planetáris ködöt hagyva maga után, középpontjában egy fehér törpével. Ez a fehér törpe energiát nem fog tovább termelni, fekete törpévé válik. 

Mint láthattuk, a Hertzsprung-Russell-diagram óriási jelentősége van a csillagászatban. Ha megmérjük egy csillag hőmérsékletét és luminozitását, meg tudjuk mondani, hogy az milyen csillagfejlődési fázisban van és meg tudjuk mondani, hogy merre fog továbbhaladni a diagramon.  Ezzel a diagrammal meg lehet határozni egy gömbhalmaz vagy nyílthalmaz korát is, ha a halmazt alkotó csillagokat felrajzoljuk a HRD-re. A csillagászok előszeretettel használják a HRD-t, például hogy azonosítsanak egy-egy újonnan felfedezett változócsillagot.