SZÖKÉS KATASZTRÓFÁVAL

Ha a nehéz magok nem a csillagszél mechanizmusa révén jutnak a csillagok belsejéből a külső térbe, akkor olyan, hevesebb események után kell néznünk, amelyek azt követően játszódnak le, hogy a csillag elhagyta a fősorozatot.

A csillagok többségét egyből kizárhatjuk, 75-80 százalékuk ugyanis lényegesen kisebb, mint a Nap. Úgy 20-tól 200 milliárd évig terjedő időt töltenek a fősorozaton attól függően, hogy mennyire kicsik. Ez azt jelenti: a létező kis csillagok közül még egy sem hagyta el a fősorozatot. Az eltelt idő még a legöregebbek számára (azok számára, amelyek a világegyetem legkorábbi időszakában, a „big bang” utáni első milliárd évben keletkeztek) sem volt elég hidrogén-üzemanyaguk olyan mérvű elfogyasztásához, hogy el kelljen hagyniuk a fősorozatot.

Sőt, ha egy kisméretű csillag hagyja el a fősorozatot, az minden különösebb hűhó nélkül megy végbe. Amennyire ez megállapítható: minél kisebb a csillag, annál kisebb hévvel játszódnak le a fősorozat elhagyása utáni események. A kis csillagok is (ahogy végtére minden egyes csillagnak muszáj) vörös óriássá tágulnak, de az ő esetükben a tágulás viszonylag kisméretű vörös óriást eredményez. Az efféle vörös óriás valószínűleg sokkal tovább marad fenn, mint a látványosabb fajta, végül pedig többé-kevésbé nyugodtan roppan össze fehér törpévé, ez pedig kisebb sűrűségű lesz, mint a Szíriusz B és a hozzá hasonlók.

Azok a nehéz elemek (többnyire szén, nitrogén és oxigén), amelyek egy kisebb csillag belsejében keletkeznek, a csillag fősorozatbeli tartózkodása alatt a belső övezetben foglalnak helyet, s az összeroppanás után továbbra is a fehér törpe belsejében maradnak. Sohasem jutnak ki (legföljebb nyomokban) a csillagközi gázba. Nagyon különleges eseteket kivéve az összes nehéz elem, amely egy kisméretű csillagban keletkezett, korlátlan ideig ott is marad ebben a csillagban.

A csillagok 10-20 százalékát teszik ki a Naphoz hasonló tömegűek. Ezek csak öt-tízmilliárd évet töltenek a fősorozaton, mielőtt fehér törpévé roppannának össze. A mi Napunk, amely körülbelül tízmilliárd évig marad a fősorozaton, még most is ott van, hiszen csak mintegy ötmilliárd éve keletkezett. A Naphoz hasonló, de annál öregebb csillagok mostanáig már elhagyhatták a fősorozatot, és a világegyetem csecsemőkorában születettek bizonyára mind meg is tették ezt.

A Nap nagyságrendjébe tartozó csillagokból nagyobb méretű vörös óriások jönnek létre, mint a kisebbekből, s ezek aztán, amikor elérkezik az ideje, jóval nagyobb hévvel roppannak össze fehér törpévé, mint a kisebbek. Az összeroppanás energiája a csillag legkülső rétegeit valószínűleg kirobbantja az űrbe, és egy planetáris ködöt hoz létre - olyat, amilyenekről könyvünkben korábban már említést tettünk.

Az a táguló gázhéj, amely egy Nap-szerű csillag összeroppanása révén jött létre, a csillag eredeti tömegének 10-20 százalékát is tartalmazhatja. Ez az anyag azonban a csillag külső részéből származik, s ez a külső rész egy efféle csillag esetében még az összeroppanás pillanatában is lényegében hidrogén-hélium keverékből áll.

Bár a csillag összeroppanásakor föllépő forrongás valamennyi nehéz magot a felszínre, majd a gázhéjjal az űrbe juttat, ez a mennyiség csupán a csillagközi gázfelhőkben levő nehéz magok mennyiségének kis hányadára ad magyarázatot.

De ha már a fehér törpék keletkezésénél tartunk: mi a helyzet azokban a különleges esetekben, amikor a fehér törpe sem jelent végállomást; s hol szolgálhatnak mégis eszközül ahhoz, hogy anyag szóródjon szét az űrben?

Korábban már beszéltem azokról a fehér törpékről, amelyek egy-egy szoros kettős rendszerbe tartoznak, és így anyaghoz juthatnak vörös óriássá váló társcsillaguktól. Az anyag egy része ilyenkor mindig fúzióba lép a fehér törpe felszínén. A rengeteg fölszabaduló energia a fúzió termékeit kirobbantja az űrbe, s úgy fölfényesíti a csillagot, hogy a Földről nóvának fog látszani.

A fehér törpének átadott anyag azonban legnagyobbrészt a táguló vörös óriás legkülső rétegeiből származó hidrogén és hélium. A fúzióban a hidrogén héliummá alakul át, s ami végül is kizúdul az űrbe, az nem egyéb egy héliumfelhőnél. Ebben az esetben is ha a fehér törpe kapott egyáltalán valamennyi, a héliumnál nehezebb magot a társcsillagtól, vagy ha a fúziós folyamatban jön létre ilyen, ez akkor is elenyésző a csillagközi gázfelhőkben levő nehéz magok mennyiségéhez képest.

Mi van még ezeken kívül? A nehéz magok számára egyetlen lehetséges forrás marad: a szupernóva.

Az I-es típusú szupernóva - mint korábban vázoltam - a közönséges nóvákhoz hasonlóan alakul ki. Egy fehér törpe anyagot vesz át közeli társától, amely éppen vörös óriássá van tágulóban. A különbség az, hogy itt a fehér törpe tömege közel jár a Chandrasekhar-határhoz, így aztán a kapott anyagmennyiség végül is túllendíti ezen a határon: a fehér törpének össze kell roppannia. Ezenközben igen erős fúzió indul be a belsejében, és fölrobban.

A csillag teljes, mintegy 1,4 naptömegnyi szerkezete szanaszét szaggatódik, és egy táguló gázfelhővé alakul át. Egy ideig szupernóvaként látjuk fényleni, de a sugárzás (bár egy darabig nagyon erős) végül is kihuny. A gázfelhő megmarad, évmilliókon át tágul, míg-csak bele nem olvad a mindenütt jelenlevő csillagközi gázba.

A fehér törpe robbanása óriási mennyiségű szenet, nitrogént, oxigént és neont (ezek a leggyakoribb nehéz elemek) szór ki az űrbe. A robbanás folyamán bizonyos fokú további fúzió megy végbe, így aztán kis mennyiségben olyan magok is keletkeznek, amelyek még a neonnál is nehezebbek.

Természetesen nagyon kevés fehér törpének van olyan nagy tömege és olyan közeli, nagyméretű társcsillaga, ami egy I-es típusú szupernóva létrejöttéhez szükséges, de a Galaktika tizennégymilliárd évet átívelő élettartama alatt elegendő ilyen robbanás volt ahhoz, hogy a csillagközi gázban található nehéz magok tekintélyes hányadát ennek tulajdoníthassuk.

A csillagközi gázban levő többi nehéz mag a II-es típusú szupernóvák számlájára írható. Ezek - mint már említettem - a Napnál tízszer-hússzor, vagy akár hatvanszor is nagyobb tömegű csillagok.

Mialatt vörös óriás állapotban vannak, ezeknek a roppant csillagoknak a belsejében a fúzió egészen odáig folytatódik, hogy jelentős mennyiségű vas-atommag jön létre. Ez az a végállomás, amelyen az energiatermelő fúzió nem mehet túl. Ezért a csillag a vastermelés meghatározott pillanatában összeroppan.

Még ha egy ilyen csillag belsejében, az egyre mélyebben fekvő rétegekben találhatók is nehéz magok, egészen a vasig, a külső rétegek óriási mennyiségű, egyelőre érintetlen hidrogént tartalmaznak, amelynek hőmérséklete és nyomása sohasem ért el olyan magas értéket, hogy fúzióra kényszerült volna.

Az óriáscsillagok összeroppanása olyan hirtelen következik be, hogy eközben mind a hőmérséklet, mind a nyomás katasztrofális gyorsasággal nő. Az összes hidrogén (nemkülönben a hélium), amely addig aránylag eseménytelen életet élt, most fuzionál - méghozzá egy csapásra az egész. Az eredmény egy iszonyatos nukleáris robbanás, amelyet mi mint II-es típusú szupernóvát észlelünk.

A felszabaduló energia részben olyan magreakciókra fordítódik, amelyek a vasnál is nehezebb magokat termelnek. Ezek a folyamatok energiaigényesek, de a szupernóva tombolásának tetőfokán a szükséges energia minden további nélkül rendelkezésre áll. És valóban, egészen az uránig, sőt még azon túl is keletkeznek magok. Ez az energia elég ahhoz, hogy radioaktív (tehát nem stabilis) magok keletkezzenek, amelyek aztán majd el fognak bomlani. Valójában a világegyetemben ma létező valamennyi nehéz mag II-es típusú szupernóva-robbanások révén jött létre.

Biztos, hogy a II-es típusú szupernóva-robbanásra alkalmas nagytömegű csillagok nem túl gyakoriak. Talán milliónál is több csillag között fordul elő egyetlen olyan, amelynek elég nagy a tömege ehhez. A helyzet mégsem olyan reménytelen, mint amilyennek tűnik. Ez ugyanis még mindig annyit jelent, hogy Galaktikánkban tízezrével vannak potenciális II-es típusú szupernóvák.

Mivel az ilyen óriáscsillagok legföljebb néhány millió évig maradhatnak a fősorozaton, csodálkoznunk kellene, hogy miért nem ért az út végére, s miért nem robbant föl mindegyikük már réges-régen. A válasz erre az, hogy állandóan újabb csillagok keletkeznek, és ezek némelyike nagyon nagy tömegű. A mostanában látható II-es típusú szupernóvák a mindössze pár millió évvel ezelőtt keletkezett csillagok robbanásai. Azok a II-es típusú szupernóvák pedig, amelyek majd a távoli jövőben lesznek láthatók, ma még nem is létező nagyméretű csillagok robbanásai lesznek.

Ennél drámaibb szupernóvák is lehetségesek. Nem is olyan régen a csillagászok még szinte biztosra vették: olyan csillagok létezésének, amelyek tömege nagyobb a Nap hatvanszorosánál, egyáltalán nincs valószínűsége. Úgy gondolták, az ennél nagyobb tömegű csillagok belsejében annyi hő fejlődne, ami dacára a hatalmas gravitációnak azonnal fölrobbantaná őket. Ez azt jelentette, hogy ilyenek egyáltalán létre sem jöhetnek.

Az 1980-as években azonban kiderült, hogy ez az okfejtés nem vette figyelembe Einstein általános relativitáselméletének bizonyos vonatkozásait. Amint ezeket a vonatkozásokat is bevezették a csillagászati számításokba, kiderült, hogy a csillagok a Nap átmérőjének százszorosáig, illetve tömegének kétezerszereséig is meglehetősen stabilak maradnak. Mi több, egyes csillagászati megfigyelések azt mutatják, hogy ilyen szuper-nagytömegű csillagok valóban léteznek is.

Természetesen végül a szuper-nagytömegű csillagoknak is össze kell roppanniuk és olyan szupernóvaként kell fölrobbanniuk, amely a közönséges szupernóvákhoz képest sokkal hosszabb időn át sokkal több energiát termel. Ezek a szuper-robbanások lehetnének a III-as típusú szupernóvák.

V. P. Urtrobin szovjet csillagász visszamenőleg megnézte, vajon található-e a csillagászati följegyzésekben olyan szupernóva, amely jellegét tekintve III-as típusúnak látszik. Úgy vélte, hogy egy, a Perzeusz csillagkép egyik galaxisában 1961-ben észlelt szupernóva pontosan ilyen. Nem napok vagy hetek alatt érte el a csúcsfényességét, hanem egy teljes évig tartott, amíg elérkezett a tetőpontra, azután pedig nagyon lassan halványult el, még kilenc évvel később is látható volt. Összesen tízszer annyi energiát termelt, mint egy közönséges szupernóva. A csillagászokat már akkoriban is zavarba ejtette szokatlan voltával.

Az ilyen szuper-nagytömegű csillagok rendkívül ritkák, viszont jó ezerszer vagy még többször akkora mennyiségben termelnek nehéz magokat, mint a közönséges szupernóvák. Ez azt jelenti, hogy komoly mértékben kell hozzájárulniuk a csillagközi gázfelhők nehézmag-készletéhez.

Létrejötte óta mintegy 300 millió különböző fajta szupernóva robbanhatott föl a Galaktikában (és hasonló mennyiségű - a méretbeli különbségekből adódó eltérésekkel, persze - az összes többi galaxisban is), márpedig ez elegendő ahhoz, hogy magyarázattal szolgáljon a nehéz magok mennyiségére mind a csillagközi gázban, mind a közönséges csillagok legkülső rétegeiben, mind a különféle bolygókban (a Naprendszerünkön kívül esetleg létezőket is beleszámítva).

Láthatjuk tehát: jóformán az egész Föld és mi magunk is csaknem teljes egészében olyan atomokból állunk, amelyek nem saját Napunkban, hanem más csillagokban keletkeztek, és korábbi szupernóva-robbanások révén szóródtak szét az egész világűrben. Az egyes atomokról nem lehet megmondani, hogy melyik csillagból származnak, vagy hogy pontosan mikor robbantak ki az űrbe, de annyit tudunk, hogy valamelyik távoli csillagban keletkeztek, és valamikor a távoli múltban végbement robbanás révén jutottak el hozzánk.

Világunkat és bennünket magunkat tehát nem egyszerűen a csillagok, hanem kifejezetten a robbanó csillagok hoztak a világra. A szupernóvák szülöttei vagyunk.