VÖRÖS ÓRIÁSOK

Ma úgy tűnik: a fehér törpék jelentik a kulcsot a nóvaképződés rejtélyéhez - csakhogy nem önmagukban. Egy másik, szintén nem fősorozatbeli csillagfajtával is foglalkoznunk kell.

Amikor Ejnar Hertzsprung (1873-1967) dán csillagász 1905-ben kitalálta a „fősorozatot”, észrevette, hogy kétféle vörös csillag létezik. Vannak közöttük nagyon halványak és vannak nagyon fényesek, közepes fényességű vörös csillag viszont nincs.

Egy vörös csillag azért vörös, mert a felülete hideg, vagy legalábbis a hőmérséklete nem haladja meg a vörösizzásét; a Nap-szerű csillagok viszont fehéren izzanak. A vörös csillagok felszíni hőmérséklete nem lehet több csekélyke 2000 °C-nál. Az ilyen csillagoktól azt várnánk, hogy felületegységenként viszonylag kevés fényt bocsátanak ki, és ha csak akkorák vagy kisebbek lennének, mint a Nap, akkor halványnak kellene lenniük. A halvány vörös csillagok ennélfogva nem keltenek meglepetést. De mivel magyarázzuk a nagyon fényes vörös csillagokat?

Ahhoz, hogy egy hideg csillag nagyon fényes legyen, az szükséges, hogy a felületegységenkénti nem túl nagy fénykibocsátást nagyon nagy felülettel pótolja ki - sokkalta nagyobbal, mint amekkora a mi Napunké. A fényes vörös csillagok átmérője talán százszorosa is kell hogy legyen a Napénak. Ezért az olyan csillagokat, mint a Betelgeuze vagy az Antaresz, vörös óriásoknak nevezik.

Amikor a fősorozatot kitalálták, nyilvánvaló volt, hogy a vörös óriások nem tartoznak bele. Ésszerűnek látszott az a föltételezés, hogy a vörös óriások születőfélben lévő csillagok, amelyek saját gravitációs terük hatására lassan sűrűsödnek, ilyenformán egyre kisebbek és forróbbak lesznek. Végül a vörös óriások normál méretűvé és hőmérsékletűvé sűrűsödnek össze, s ezzel belépnek a fősorozatba.

Ma már nem ez az elfogadott álláspont. A tudósok megvizsgáltak egyes olyan csillaghalmazokat, amelyekben minden csillag föltehetően azonos életkorú, mivel az egész halmaz nagy valószínűséggel egyszerre jött létre. A csillagászok kiderítették, hogy a halmaz minden csillaga fejlődik, és minél nagyobb tömegű egy csillag, a fejlődése annál gyorsabb. Ezért aztán meghatározták a különböző csillagok tömegét, és máris rendelkezésükre állt egy sorozatra való „pillanatfelvétel” a fejlődés egyes állomásairól. A legnagyobb tömegű csillagoknak a vörös óriások bizonyultak, ami arra mutatott, hogy, bár valóban nem tartoznak a fősorozatba, mégsem a csillagfejlődés korai állapotát, hanem egy későbbi állomását képviselik.

Hogyan keletkezik a vörös óriás?

A ma elfogadott válasz valahogy így hangzik: lassan, évmilliók-évmilliárdok alatt a csillag magjában levő hidrogén elhasználódik, a fúzióban keletkezett hélium pedig, lévén nagyobb sűrűségű a hidrogénnél, összegyűlik a csillag kellős közepében. A hidrogénfúzió a központi, egyre növekvő héliumgolyó peremén tovább folytatódik, de figyelmünket most már a héliumra kell összpontosítanunk.

Ahogy a középpontban a hélium a saját súlya alatt összetömörül, a héliumgolyó állandóan kisebb, forróbb és egyre nagyobb sűrűségű lesz. Végül elég magas hőmérséklet és nyomás alakul ki ahhoz, hogy beindulhasson a héliumfúzió. A héliummagok egymással egyesülve bonyolultabb szén-, nitrogén- és oxigénmagokat képeznek.

A folyamat hőt termel a csillag számára, azon fölül, amit a szokásos hidrogénfúzió szolgáltat a héliumból álló sűrű mag peremén. Ez a csillag külső rétegeinek túlfűtését és nagyfokú kitágulását eredményezi, sokkal nagyobb mértékben, mint egy tisztán hidrogénfúzióból élő normál csillag esetében. Úgy vehetjük, hogy a táguló csillag ezen a ponton hagyja el a fősorozatot.

Ahogy a külső rétegek tágulnak, lehűlnek a vörösizzás hőmérsékletére; a felületnövekedés viszont még nagyobb is, mint ami ennek az ellensúlyozásához szükséges. Ha ugyanis a csillag átmérője 100-szorosára növekszik, akkora a felülete 100 x 100 = 10 000-szerese lesz; így a teljes kisugárzott hőmennyiség - a hidegebb felület ellenére - sokkal nagyobb, mint a normál csillagok legtöbbjénél.

A héliumfúzió jóval kevesebb energiát szolgáltat, mint a hidrogénfúzió, így a héliumkészletek lényegesen rövidebb idő alatt fogynak ki, mint a hidrogénkészletek. A héliumfúzió termékei tovább fuzionálhatnak, de a héliumfúzióból nyerhető összes energia még így sem több a hidrogénfúzióból nyerhető mennyiség egyhuszad részénél - márpedig a vörös óriás félelmetes gyorsasággal folytatja az energia-kibocsátást.

Ez azt jelenti, hogy a vörös óriás állapot nem állhat fenn valami hosszú ideig - mármint a csillag szempontjából. Emberi szempontból persze igen, mert egy-két millió évig azért fennmaradhat. Ezért látható viszonylag kevés vörös óriás. A Galaktika csillagainak csupán egy százaléka ilyen, vagyis mindössze kb. 2,5 milliárd van belőlük az egész Galaktikában. Ennek természetesen csak a Galaktika hozzánk közeli részébe eső töredékét láthatjuk, még akkor is, ha egyébként messzire ellátszanak, és nem esnek valamely porfelhő irányába. A csillagok többsége vagy nem érte még el, vagy már maga mögött hagyta a vörös óriás állapotot.

A vörös óriás közepében a magfúzió addig halad tovább, amíg csak a hőmérsékletnövekedés elegendő az újabb fúziókhoz. A legnagyobb tömegű csillagokban a hőmérséklet tényleg nagyon megemelkedhet, de a fúzió még így is csak a vas keletkezéséig folytatódhat. A vas-atommagok jelzik a halálos véget. Ezek aztán akár kisebb darabokra törnek szét (ez az ún. maghasadás), akár nagyobbakká egyesülnek, energia semmiképp sem termelődik. Sőt, mindkét esetben energiapótlásra van szükség. A vas-atommagokat úgy tekinthetjük, mint a csillag belsejében végbemenő fúziós reakciók végső „hamuját”.

Akár az következik be, hogy a vörös óriás magja elér egy maximális hőmérsékletet, amelyet a tömege miatt nem léphet túl, akár az, hogy végül vas-atommagokat termel, a végeredmény ugyanaz. A nukleáris tűz kialszik, és nincs semmi, ami a csillagot saját gravitációja ellenében megtartaná kiterjedt állapotában - így hát összeroppan. Méghozzá nagyon gyorsan.

Amikor a csillag összeroppan, akkor fölmelegszik, így a külső részében még megmaradt valamennyi hidrogén elérheti a fúzióhoz szükséges hőmérséklet- és nyomásértéket. Ezért következik be a robbanás, amely a csillag anyagának egy részét kihajítja az űrbe, s ebből az összeroppanó csillag körül egy táguló gáz- és porgömb képződhet.

Néhány látható csillag ebben az állapotban van. A csillag megvilágítja a táguló gázgömböt, mi pedig a peremén látjuk a legvilágosabbnak, ahol a szemünk irányában a legvastagabb. Az összeroppant csillag úgy néz ki, mintha füstgyűrű venné körül.

A csillagközi térben levő por- vagy gázfelhőket ködöknek hívják, és ha egy köd bolygópályára emlékeztető csillag körüli gyűrűnek látszik, akkor bolygószerű (görögösen: planetáris) köd a neve.

Körülbelül 1000 planetáris ködöt ismerünk, amelyek közül a Lant (latin nevén: Lyra) csillagképben levő Gyűrű-köd a leghíresebb.

Minden planetáris köd középpontjában egy nagyon forró kékesfehér csillag található (ilyennek kell lennie egy újonnan létrejött fehér törpének), amelynek sugárzása folyton kifelé tolja a gázhéjat. A héj egyre nagyobbá, vékonyabbá és halványabbá válik, míg csak bele nem olvad a csillagközi térben szétszóródott gázba és porba. Ami úgy 100 000 év után visszamarad, az egy észrevehető köd nélküli fehér törpe - ebben az állapotban van jelenleg a Szíriusz B.

A fehér törpében többé már nem folyik magfúzió, így a továbbiakban nem rendelkezik hőforrással. Ezért aztán nagyon lassan, hosszúhosszú idő alatt kihűl. Végül már túl kevés fényt sugároz ki ahhoz, hogy látható legyen, s fekete törpe lesz belőle. A világegyetem még nem elég öreg ahhoz, hogy akár csak egyetlen fekete törpe is kialakulhatott volna.