FEHÉR TÖRPÉK

Nem minden csillag tartozik azonban a fősorozatba. Ennek fölfedezése kezdetben semmiféle kapcsolatban sem látszott állni tárgyunkkal, végül mégis ez vezetett el a nóvák természetének magyarázatához. Lássuk hát, hogyan is történt!

A csillagokat mindig egyedi objektumoknak tekintették. Helyenként persze néhány csillag mintha csoportot alkotna, de az emberek vagy a fák is lehetnek szoros közelségben, mégis független, egyedi objektumok maradnak.

Amint a távcsövet föltalálták, látható lett, hogy a csillagok itt-ott szorosabban csoportosulnak, mint ahogy addig képzeltük. Egy-egy csillagpáros tagjai tényleg annyira közel vannak egymáshoz, hogy szabad szemmel egyetlen csillagnak látszanak. Korábban említettem, hogy például a 61 Cygni is és az Alfa Centauri is olyan „csillag”, amelyik valójában nagyon szorosan összekapcsolódó csillagpárnak bizonyult.

Amikor világos lett, hogy a csillagok az űr hatalmas térségeiben szóródnak szét, azzal lehetett érvelni, hogy két szorosan egymás melletti csillagból az egyik biztosan közelebb van hozzánk, a másik pedig sokkal, de sokkal távolabb. A két csillag tehát egyáltalán nincs egymás mellett, csak úgy látszanak, mivel nagyjából ugyanabba az irányba esnek.

Ha a csillagok véletlenszerűen oszlanak el az űrben, akkor van valamelyes esély arra, hogy egyesek többé-kevésbé közvetlenül mások mögött helyezkedjenek el, s így egymás mellett lássuk őket. John Michell (1724-1793) angol geológus azonban 1767-ben bebizonyította, hogy az egymás közvetlen közelében lévő csillagok száma jóval nagyobb, mint ahogy azt a véletlen eloszlás alapján várni lehetne. Ezért föltételezte, hogy bizonyos csillagok ténylegesen párokat alkotnak.

Goodricke 1782-ben, talán épp Michell érvelésétől bátorítva, azt állította, hogy az Algol igazából egy olyan csillagpár, amelynek tagjai egymás körül keringenek oly módon, hogy az egyik periodikusan elfödi a másikat - ez azonban csak egy logikus föltételezés volt, nem pedig tényleges megfigyelés.

William Herschel (1738-1822) (annak a John Herschelnek az apja, aki az Éta Carinae-t vizsgálta) az 1780-as években olyan csillagokat tanulmányozott, amelyek nagyon közel vannak egymáshoz. Azt remélte, hogy az egyik közelebb, a másik távolabb van a Földtől, és így a közelebbi parallaxisát meg lehet határozni a távolabbiéhoz viszonyítva, ebből pedig ki lehet számítani a közelebbi csillag távolságát.

A parallaxis meghatározása helyett azonban azt a fölfedezést tette, hogy sok esetben a két csillag nyilvánvalóan egymás közvetlen környezetében mozog. Közvetlenül meg tudta figyelni, hogy ezt teszik. Lehet, hogy a közönséges csillagpárok csak látszólag azok, de Herschel kettőscsillagokat látott, amelyek valóban közel voltak, olyannyira, hogy egymás gravitációs terében mozogtak. Mindkettőjük a közös tömegközéppont körül keringett.

Eleinte azt hitték, hogy a kettőscsillag ritka tünemény, de minél többen vizsgálták a csillagokat, annál több ilyen kettőst találtak. Ma úgy tudjuk, hogy a létező csillagok 70 százaléka valamely kettős vagy még összetettebb rendszer tagja, s a mi Napunkhoz hasonló „szimpla” csillagok vannak kisebbségben.

Különösen egy bizonyos kettőscsillag fölfedezése eredményezett jelentős előrelépést.

Bessel (ő volt az, aki elsőként határozta meg egy csillag távolságát) a Szíriusz mozgását vizsgálta, hogy megmérje a távolságát. Észrevette, hogy a Szíriusz helyváltoztatása nem olyan jellegű, mint amit egy parallaxistól várnánk, hanem hullámvonal mentén halad egy bizonyos irányba. A hullámjelleg arra mutatott, hogy valamely közeli objektum gravitációs vonzása elliptikus pályára kényszeríti a Szíriuszt. Ez a pálya eredményezi, az egyenes vonalú mozgással kombinálódva, a hullámokat.

Ha egy olyan csillag, mint a Szíriusz, észrevehető hullámmozgásra kényszerül, az azt jelenti, hogy a másik objektumnak óriási a gravitációs vonzása. Ez a másik objektum csakis egy csillag lehet; ekkora hatást semmilyen kisebb test sem válthat ki. Bessel viszont semmi olyasmit nem látott a közelben, ami csillag lehetett volna, és 1844-ben arra a következtetésre jutott, hogy a Szíriusz egy „sötét kísérőjű” kettőscsillag. Kísérője, gondolta, olyan csillag, amely láthatatlan, mert már kiégett, és így egykori önmaga megfeketedett salakjaként halad az űrben.

1862-ben Alvan Graham Clark (1832-1897) amerikai távcsőkészítő egy új távcsövet épített, és a Szíriuszon próbálta ki, hogy éles képet ad-e. Azt adott, csakhogy a Szíriusz közelében egy fényfoltot mutatott. Clark, azt gondolva, hogy a műszerével van baj, gondosan megvizsgálta a lencsét, de hibátlannak találta.

A fényfoltot vizsgálva Clark megállapította, hogy az éppen ott van, ahol Bessel „sötét kísérőjének” kellene lennie, ha tényleg az volna a felelős a Szíriusz hullámmozgásáért. A következtetés nyilvánvaló volt: ez az a kísérő.

A kísérő 8,4 magnitúdójú, tehát nem „sötét”, de csöppnyi módosítással nyugodtan hívhatjuk a Szíriusz „halvány kísérőjének”. Manapság a Szíriuszt magát Szíriusz A-nak, sötét vagy halvány kísérőjét pedig Szíriusz B-nek nevezik.

1893-ban Wilhelm Wien (1864-1928) német fizikus kimutatta, hogy egy csillag felületi hőmérsékletét meg lehet határozni színképének finomszerkezetéből. 1915-ben egy amerikai csillagász, Walter Sydney Adams (1876-1956) tanulmányozni kezdte a Szíriusz B gyenge színképét, és felületi hőmérsékletét meglepően magasnak találta. A Szíriusz B forróbb a mi Napunknál, bár nem annyira forró, mint a Szíriusz A.

Ha a Szíriusz B ilyen forró (márpedig a felülete 10 000 °C-os hőmérsékletű), akkor felszíne minden egyes darabkájának fényesebben, méghozzá sokkalta fényesebben kell izzania, mint a napfelület azonos nagyságú részének. Ebben az esetben viszont miért olyan halvány a Szíriusz B? Ez csak úgy lehetséges, ha a felülete rendkívül kicsi. A csillag ugyan fényesen izzik, de ez az izzó anyagtömeg kicsiny, így aztán az összfényesség is kicsiny lesz.

Ma úgy hisszük, hogy a Szíriusz B átmérője mindössze 11 100 kilométer. Valamivel kisebb tehát a Földnél, amelynek 12 756 kilométer az átmérője.

De csak hosszméreteit tekintve kicsi. Bessel anélkül is tudomást szerzett a jelenlétéről, hogy ténylegesen látta volna, mégpedig az óriási Szíriusz A-ra gyakorolt gravitációs hatása révén. Ez a gravitációs hatás nem lett kisebb attól, hogy a csillagászok egyszerűen fölfedezték, a Szíriusz B nem nagyobb egy kis bolygónál. Gravitációs vonzásából kiszámították, hogy tömege körülbelül a naptömeg 1,05-szorosa - s mindez a tömeg egy ilyen kicsiny, Földnél is kisebb méretbe van bezsúfolva.

A Föld átlagos sűrűsége (ha az egész bolygót homogén tömegeloszlásúnak tekintjük) körülbelül 5500 kilogramm/köbméter. A Szíriusz B sűrűsége viszont 530 000-szer ekkora.

Így aztán a Szíriusz B átlagos sűrűsége úgy 3 milliárd kilogramm/köbméter körül van. Ha a Szíriusz B anyagából egy szokásos méretű pénzérmét készítenénk, az 1900 kilogrammot nyomna.

Viszont a Szíriusz B sűrűsége nem mindenütt egyforma. A felszín közelében a legkisebb, és amint befelé haladunk, egyre növekszik, s a magban válik a legnagyobbá. (Ez minden égitestre igaz, beleértve a Földet és a Napot is.) A Szíriusz B sűrűsége a középpontjában valószínűleg eléri a 33 milliárd kilogramm/köbmétert.

Amint rájöttek, hogy a Szíriusz B milyen kicsi, azonnal nyilvánvaló volt az is, hogy a sűrűsége sokkal nagyobb, mint akár a legnagyobb sűrűségű földi tárgyaké. Ez pár évvel azelőtt nevetségesnek tűnt volna, de Adamsnak a Szíriusz B hőmérsékletével kapcsolatos kulcsfontosságú fölfedezése idején már ismert volt, hogy az atom egy rendkívüli sűrűségű piciny magból és a körülötte levő, szinte tömeg nélküli elektronokból áll. Így aztán 1924-ben Eddington föltételezte, hogy az olyan objektumokban, mint a Szíriusz B, az atomok szétzúzódtak, a magok pedig sokkal közelebb kényszerültek egymáshoz, mint az ép atomokból álló anyagban.

Az ilyen összeroncsolt atomokat és egymáshoz préselt magokat tartalmazó anyagot elfajultnak nevezik. A Nap legbelsejében a hőmérséklet és a nyomás annyira nagy, hogy a közepe elfajult anyagból áll. Egy Szíriusz B-szerű csillag pedig szinte teljes egészében elfajult anyagból épül föl.

Valamely objektum felszínén a gravitáció nagysága az objektum tömegétől és felületének a középpontjától mért távolságától (vagyis a sugarától) függ. Például a Nap tömege a Földének 333 500-szorosa, sugara pedig 109,1-szerese a Föld sugarának, így a Nap felszíne a középpontjától 109,1-szer messzebb van, mint a Föld esetében. A középponttól való nagyobb távolság gyengíti a gravitációs vonzást, ahogy azt a Nap felszínén is tapasztalhatnánk.

Ha a Nap felszíni gravitációját akarjuk kiszámítani, a tömegét el kell osztanunk sugarának a négyzetével. Tehát 333 500 per 109,1², ami körülbelül egyenlő 28-cal. Más szóval a Nap felszíni gravitációja mintegy huszonnyolcszorosa a földinek.

Ha viszont a Szíriusz B-t vesszük, nem feledkezhetünk meg arról, hogy bár tömege 1,05-ször nagyobb, a sugara viszont sokkal kisebb, mint a Napé. A Szíriusz B felszínének távolsága a középpontjától csak 0,008-ed része a Nap sugarának. A Szíriusz B felszíni gravitációja ezért  l,05 per 0,008²    -szer 28-szorosa, tehát 470 000-szerese a Földének.

Mivel a Szíriusz B hőmérsékletét illetően fehéren izzó, ugyanakkor ennyire kicsi, a fehér törpék közé soroljuk. És mivel a sűrűsége ilyen nagy, a mérete pedig ilyen kicsi, az összeroppant csillagok sorába tartozik.

A Szíriusz B és a többi fehér törpe már nem fősorozatbeli csillag. A fősorozatbelieknél a legbelsejükben végbemenő fúziós reakciók termelik a csillag méretét fenntartó hőt. Ha egyszer ezek a fúziós reakciók leállnak, a csillag nem őrizheti meg kiterjedését: saját gravitációs terének erői fehér törpévé roppantják össze.

Galaktika csillagainak mintegy 15 százaléka fehér törpe. Eszerint talán úgy negyvenöt milliárd fehér törpe lehet a Galaktikában. Kis méretük miatt annyira halványak, hogy csak a viszonylag közeliek láthatók közülük. Még a Szíriusz B is, amely a hozzánk legközelebb eső fehér törpe, távcső nélkül láthatatlan maradna, akkor is, ha nem lenne ott szomszédságában a vakítóan fényes Szíriusz A.