A Csillagok Tipusai

Talán túlzás nélkül állíthatjuk, hogy a ma megfigyelheto Univerzumnak a legjellegzetesebb, legfontosabb alkotóelemei a csillagok. S itt nem is csak arra utalunk, hogy a csillagfény szállította információ teszi lehetové számunkra a Világegyetemben zajló fizikai folyamatok megismerését, hanem elsodlegesen arra emlékeztetünk, hogy a nukleoszintézis, mely a mai Univerzumot s benne e sorok olvasóját felépíto elemeket is felépítette szintén a csillagok élete és halála során zajlott le. A csillagok hosszú életük során számos fejlodési szakaszon mennek keresztül, melyek a csillagok minden különbözosége ellenére néhány alapveto pontban tárgyalható.

Protocsillagok

Protocsillagnak nevezzük a csillagfejlodés elso fázisát, amikor a csillag kialakulóban van. A csillagok az intersztelláris anyag összehúzódása során keletkeznek, bár korántsem olyan egyszeruen, mint azt korábban elképzelték. A csillagközi anyagban megjeleno véletlenszeru, kisebb surusödések maguktól, pusztán a gravitáció hatására növekedésnek indulva csak akkor képesek csillaggá fejlodni, ha igen nagy tömeg áll rendelkezésre a folyamathoz. Ezért valószínu, hogy a csillagközi anyag összecsomósodásánál egyéb tényezok is szerepet játszanak, mint pl. a tejútrendszerbeli suruséghullámok, vagy a szupernóvarobbanások keltette lökéshullámok. Mindenesetre annyi elég általánosan elfogadott, hogy a csillagok molekulafelhokben keletkeznek, ahol a csillagközi anyag összetömörülését a gravitáció okozza. A protocsillag valószínuleg több részletben esik össze. A folyamat eloször egy surubb mag kialakulásához vezet, amire aztán néhány millió év alatt kevésbé suru anyag hullik. Az objektum eleinte csak infravörös sugárzást bocsát ki, mivel vastag gáz- és porburok veszi körül.

Fosorozati csillag

A csillagnak az intersztelláris anyagból való összehúzódása során a középpontban olyan nagy homérséklet alakul ki, hogy beindulnak az elso magátalakulások. Amikor a protocsillag belsejében a homérséklet eléri a deutériumégéshez szükséges néhány millió fokot, fontos változások következnek be a csillag életében, ugyanis a deutériumégés beindulása következtében a csillag belsejében olyan eros plazmaáramlások lépnek fel, melyek igen eros mágneses teret keltenek. Az eros mágneses térnek köszönhetoen a csillagból gázáramlás, ún. csillagszél indul ki, melynek hatására a protocsillagot övezo vastag gáz- és porburkot a csillagszél lassan szétfújja, így a csillag optikai tartományban is láthatóvá válik. Eközben a csillag magjában elegendoen nagy lesz a homérséklet ahhoz, hogy a hidrogénégés beinduljon. A csillag fosorozati állapotában, a csillag magjában a hidrogén-hélium fúzió termeli az energiát. Ennek idotartama a különbözo tömegu csillagokra igen eltéro, de minden csillag teljes élettartamának zömét ez teszi ki. Ennek köszönheto, hogy az ún. foág a Hertzsprung-Russel-diagram legzsúfoltabb övezete.

Szubóriás csillag

A szubóriás állapot a csillag fejlodési állomásának fosorozati és vörös óriás állapota között található. Fosorozati állapotban a csillag magjában a hidrogén-hélium fúzió termeli az energiát. Amikor a csillag centrumában a hidrogén koncentrációja kb. 1% alá csökken, a magreakciók energiatermelése rohamosan gyengülni kezd, melynek következtében a csillag magja zsugorodni kezd. Az összehúzódás miatt a homérséklet emelkedni fog, így a mag külso rétegeiben is begyulladhat a hidrogén. Így az energiatermelés a centrum körüli gömbhéjba tevodik át. A magreakciók egy viszonylag vastag héjban játszódnak le, mely héj lassan mozog kifelé, míg a hidrogénben szegény mag egyre nagyobb területet foglal magában. Tehát a csillag szubóriás állapotában az energiatermelés egy héjforrásba tevodik át, azonban a csillag nincs egyensúlyban.

Vörös óriáscsillag

Vörös óriás állapotba a fosorozati, majd az azt követo szubóriás állapot után kerül a csillag. A fosorozati állapotban a csillag magjában a hidrogén-hélium fúzió termeli az energiát, majd mikor a centrális tartományokban a hidrogén százalékos aránya már lényegesen lecsökken, az energiatermelés a centrum körüli gömbhéjba tevodik át. Ekkor kerül a csillag az ún. szubóriás állapotba. Szubóriás állapotban a csillag belso egyensúlya még nem alakult ki. A nagy hidrosztatikai nyomás miatt a csillag magja gyorsan összehúzódik, és ezáltal felmelegszik, ugyanakkor az energiát termelo héj vastagsága csökken. Az energiatermelo héj csökkenése miatt a csillag fényessége is csökkeni fog, megindul a csillag külso részeinek tágulása. A csillag anyagában uralkodó fizikai állapotok olyanok lesznek, hogy a csillag burkának jelentos részében az energiatranszport konvektív formája fog dominálni. A konvekció megjelenése lehetové teszi, hogy a csillag belsejében tárolt energia gyorsabban eltávozzék, így a csillag sugara jelentosen megnövekedik, valamint a csillag ismét kifényesedik. Szemléletesen fogalmazva a csillag felfúvódik és vörös színu lesz. A vörös óriáscsillagok a felfúvódási fázis után átmenetileg ismét egyensúlyi állapotba kerülnek. Ez azonban korántsem olyan stabil, mint amilyen a fosorozati állapot volt. Emiatt nagyon sok vörös óriáscsillagnál megfigyelheto periodikus, esetleg szabálytalan változás, többnyire a fényességben, vagy a színképben. Fejlodése során Napunk is óriáscsillaggá fog válni, melynek során átméroje 200-szorosára fog noni.

Horizontális óriás állapot

A csillagok fejlodésük elso szakaszában, elsosorban a fosorozati állapotban a hidrogén-hélium fúzió által nyerik energiájuk jelentos részét. Ez azonban oda vezet, hogy a centrális tartományokban a hidrogén százalékos aránya jelentosen lecsökken. Ekkor az energiatermelés a centrum körüli gömbhéjba tevodik át. Ez az ún. vörös óriás állapot. Miközben az energiatermelés egy héjforrásba tevodik át, a csillag magja zsugorodni kezd. Ennek következtében a csillag magjában a homérséklet eléri a hélium begyulladásához szükséges értéket. A csillagban ettol kezdve két energiaforrás van jelen: egy héliumégeto mag, és e körül egy hidrogénégeto héj. Az energiatermelés zömét azonban továbbra is a hidrogénégeto héj szolgáltatja. A csillag e fázisban ismét összehúzódik valamelyest, sárga vagy fehér óriás lesz belole. Ezt az állapotot horizontális óriás állapotnak nevezzük.

Aszimptotikus óriás állapot

A csillagok életében elkövetkezik az az idoszak, amikor magjukban a hidrogén százalékos aránya jelentosen lecsökken. Ekkor a hidrogén égése a magot körülölelo héjba tevodik át, míg a megfelelo homérséklet elérése után a magban a hélium is begyullad. A csillag fejlodésében ezek az alábbi állapotoknak felelnek meg: fosorozati állapot, melyet a szubóriás, majd a vörös óriás állapot követ. Ezután a csillag a horizontális óriás állapotba kerül, amikoris a csillagban két energiaforrás van jelen: egy héliumégeto mag, és e körül egy hidrogénégeto héj. Viszont elkövetkezik az az idopont is, amikor a magban kimerül a hélium. Ekkor a fosorozatot követo szakaszhoz hasonlóan az összehúzódó szénmag körül egy héjban folytatódik a héliumégés. Ekkor tehát a csillagban két héjforrás termeli az energiát: kijjebb a hidrogénégeto héj, beljebb egy héliumégeto héj. Ekkor jut el a csillag az ún. aszimptotikus óriás állapotba.

Fehér törpe

A csillagfejlodés héliumégés utáni szakaszára, azaz az aszimptotikus óriás állapot után éles különbség van a Nap-tömeggel közel megegyezo tömegu csillagok és a nagyobb tömegu csillagok fejlodési útja között. A Nap-tömegnyi csillagok héliumégés után visszamaradt szénmagjában az összehúzódás nem képes arra, hogy olyan magas homérsékletre futse fel, amely elegendo lenne a szénmagok fúziójának megindulásához. A csillag magja tovább húzódik össze, de a további összehúzódást egy ido után megakadályozza az elektrongáz elfajulása. A mag degenerálttá válásával egy idoben a táguló burok elhagyja a csillagot, és ilyenkor planetáris köd keletkezik, melynek közepén igen suru, ún. fehér törpe marad vissza. A 30-40 százaléknyi Nap-tömegnél kisebb csillagok esetén a csillag sugárzása nem elegendo ahhoz, hogy héjat dobjon le magáról, ilyenkor az egész csillag fehér törpecsillaggá válik. A fehér törpe mérete a Földéhez hasonló, míg tömege és fényessége a csillagokra jellemzo érték. Miután a csillag zsugorodása megállt, a nukleáris égés, azaz a fúzió gyakorlatilag megszunik.

Fekete törpe

A Nap-tömeggel közel megegyezo tömegu csillagok fejlodésének utolsó stádiuma. Amikor a csillag fehér törpecsillaggá válik - azaz a csillag mérete a Földéhez hasonló, míg tömege és fényessége a csillagokra jellemzo érték -, gyakorlatilag megszunik benne a nukleáris fúzió. Miután a fehér törpecsillag zsugorodása megáll, csak a hulés folytatódik, végül saját fényét elveszítve kihult fekete törpe lesz majd belole.

Preszupernóva

A csillagfejlodés héliumégés utáni szakaszában, azaz az aszimptotikus óriás állapot után éles különbség van a Nap-tömeggel közel megegyezo tömegu csillagok és a nagyobb tömegu csillagok fejlodési útja között. A nagyobb tömegu csillagok esetében a kettos héjégés végén a visszamaradt szénmagban is beindul a szénégés, majd további reakciók. Az energiatermelés azonban ebben az esetben sem tarthat örökké, ugyanis amikor a különbözo elemek fúziója után a leggyakoribb elemmé a vas válik, a vas és az annál nehezebb elemek égése már nem termel energiát, sot ez energiafogyasztó reakció. Ezért a csillagban korábban uralkodó egyensúly nem tartható fenn többé. Ekkor a csillag dinamikailag instabillá válik, melyet preszupernóva állapotnak nevezünk.

Gammakitörés

A gammakitöréseknek két fajtáját különböztetjük meg, melyek mind a sugárzás spektrumában, mind a kitörés hosszában eltérnek. A lágyabb spektrumú, esetenként ugyanabból a forrásból ismétlodo gammakitörések forrásai valószínuleg tejútrendszerbeli objektumok. A sokkal gyakoribb, keményebb spektrumú kitörések azonban az Univerzum legtávolabbi vidékeirol, kozmológiai távolságokból erednek. E kitörések alkalmával hatalmas energiák szabadulnak fel, és eddig minden ilyen forrásból csak egy kitörés volt észlelheto. A kitörések eredetére nézve nincsenek általánosan elfogadott modellek, de két fo elmélet létezik. Az egyik szerint e kitörések két igen kompakt objektumból, pl. fekete lyukból és neutroncsillagból álló kettos rendszerben, a két objektum összeolvadásából keletkeznek. A másik elmélet szerint hatalmas, igen nagy tömegu csillagok, úgynevezett hipernovák felrobbanásából.

A gamma kitörések egyik lehetséges magyarázatánál vetették fel a hipernóva létét. Ezen elmélet szerint léteznek hihetetlen nagy tömegu, igen masszív csillagok, melyek szupernóvarobbanáshoz hasonló robbanáson mennek keresztül, de a felszabaduló energia többszöröse a szupernovarobbanás során felszabadulónak. Ezek az ún. hipernóvák.