Csillagok fajtái

Egy csillag kialakulása során a saját gravitációs terében összehúzódik a felhő. Az összehúzódás miatt felszabaduló gravitációs energia felmelegíti a csillagot, mígnem láthatóvá válik.

Protocsillagnak nevezzük a csillagfejlődés első fázisát, amikor a csillag kialakulóban van. A csillagok az intersztelláris anyag összehúzódása során keletkeznek, bár korántsem olyan egyszerűen, mint azt korábban elképzelték. A csillagközi anyagban megjelenő véletlenszerű, kisebb sűrűsödések maguktól, pusztán a gravitáció hatására növekedésnek indulva csak akkor képesek csillaggá fejlődni, ha igen nagy tömeg áll rendelkezésre a folyamathoz. Ezért valószínű, hogy a csillagközi anyag összecsomósodásánál egyéb tényezők is szerepet játszanak, mint pl. a tejútrendszerbeli sűrűséghullámok, vagy a szupernóvarobbanások keltette lökéshullámok. Mindenesetre annyi elég általánosan elfogadott, hogy a csillagok molekulafelhőkben keletkeznek, ahol a csillagközi anyag összetömörülését a gravitáció okozza. A protocsillag valószínűleg több részletben esik össze. A folyamat először egy sűrűbb mag kialakulásához vezet, amire aztán néhány millió év alatt kevésbé sűrű anyag hullik. Az objektum eleinte csak infravörös sugárzást bocsát ki, mivel vastag gáz- és porburok veszi körül. 

A csillagközi felhőben csomósodások jelennek meg, melyek összezsugorodnak és megszületik a csillag. A fiatal protocsillag körül kialakuló korongfelhő síkjára merőlegesen anyagkilökődések jöhetnek létre.

A csillagnak az intersztelláris anyagból való összehúzódása során a középpontban olyan nagy hőmérséklet alakul ki, hogy beindulnak az első magátalakulások. Amikor a protocsillag belsejében a hőmérséklet eléri a deutériumégéshez szükséges néhány millió fokot, fontos változások következnek be a csillag életében, ugyanis a deutériumégés beindulása következtében a csillag belsejében olyan erős plazmaáramlások lépnek fel, melyek igen erős mágneses teret keltenek. Az erős mágneses térnek köszönhetően a csillagból gázáramlás, ún. csillagszél indul ki, melynek hatására a protocsillagot övező vastag gáz- és porburkot a csillagszél lassan szétfújja, így a csillag optikai tartományban is láthatóvá válik. Eközben a csillag magjában elegendően nagy lesz a hőmérséklet ahhoz, hogy a hidrogénégés beinduljon. A csillag fősorozati állapotában, a csillag magjában a hidrogén-hélium fúzió termeli az energiát. Ennek időtartama a különböző tömegű csillagokra igen eltérő, de minden csillag teljes élettartamának zömét ez teszi ki. Ennek köszönhető, hogy az ún. főág a Hertzsprung-Russel-diagram legzsúfoltabb övezete. 

Egy fősorozati csillag szerkezete.	A csillag magjában zajlik az energiatermelés, amiben anyagának csupán 12%-a vesz részt. A magot körülvevő óriási köpeny hőmérséklete jóval kisebb, mint a centrumé, ott energiatermelés nem folyik.

A szubóriás állapot a csillag fejlődési állomásának fősorozati és vörös óriás állapota között található. Fősorozati 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 hőmérséklet emelkedni fog, így a mag külső rétegeiben is begyulladhat a hidrogén. Így az energiatermelés a centrum körüli gömbhéjba tevődik 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 tevődik át, azonban a csillag nincs egyensúlyban.

A képen látható, hogy mekkora a Nap és egy vörös óriáscsillag. A Nap átmérője közel 1,4 millió kilométer, míg a vörös óriásoké néhány 100 millió kilométer is lehet.

Vörös óriás állapotba a fősorozati, majd az azt követő szubóriás állapot után kerül a csillag. A fősorozati 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 tevődik át. Ekkor kerül a csillag az ún. szubóriás állapotba. Szubóriás állapotban a csillag belső egyensúlya még nem alakult ki. A nagy hidrosztatikai nyomás miatt a csillag magja gyorsan összehúzódik, és ezáltal felmelegszik, ugyanakkor az energiát termelő héj vastagsága csökken. Az energiatermelő héj csökkenése miatt a csillag fényessége is csökkeni fog, megindul a csillag külső részeinek tágulása. A csillag anyagában uralkodó fizikai állapotok olyanok lesznek, hogy a csillag burkának jelentős részében az energiatranszport konvektív formája fog dominálni. A konvekció megjelenése lehetővé teszi, hogy a csillag belsejében tárolt energia gyorsabban eltávozzék, így a csillag sugara jelentősen megnövekedik, valamint a csillag ismét kifényesedik. Szemléletesen fogalmazva a csillag felfúvódik és vörös színű lesz. A vörös óriáscsillagok a felfúvódási fázis után átmenetileg ismét egyensúlyi állapotba kerülnek. Ez azonban korántsem olyan stabil, mint amilyen a fősorozati állapot volt. Emiatt nagyon sok vörös óriáscsillagnál megfigyelhető periodikus, esetleg szabálytalan változás, többnyire a fényességben, vagy a színképben. Fejlődése során Napunk is óriáscsillaggá fog válni, melynek során átmérője 200-szorosára fog nőni.

A képen a csillagokban zajló termonukleáris reakciók helyszíne szerinti csillagfejlődést látjuk.

A csillagok fejlődésük első szakaszában, elsősorban a fősorozati állapotban a hidrogén-hélium fúzió által nyerik energiájuk jelentős részét. Ez azonban oda vezet, hogy a centrális tartományokban a hidrogén százalékos aránya jelentősen lecsökken. Ekkor az energiatermelés a centrum körüli gömbhéjba tevődik át. Ez az ún. vörös óriás állapot. Miközben az energiatermelés egy héjforrásba tevődik át, a csillag magja zsugorodni kezd. Ennek következtében a csillag magjában a hőmérséklet eléri a hélium begyulladásához szükséges értéket. A csillagban ettől kezdve két energiaforrás van jelen: egy héliumégető mag, és e körül egy hidrogénégető héj. Az energiatermelés zömét azonban továbbra is a hidrogénégető héj szolgáltatja. A csillag e fázisban ismét összehúzódik valamelyest, sárga vagy fehér óriás lesz belőle. Ezt az állapotot horizontális óriás állapotnak nevezzük. 

A különböző állapotú csillagok méretei összehsonlításképpen.

A csillagok életében elkövetkezik az az időszak, amikor magjukban a hidrogén százalékos aránya jelentősen lecsökken. Ekkor a hidrogén égése a magot körülölelő héjba tevődik át, míg a megfelelő hőmérséklet elérése után a magban a hélium is begyullad. A csillag fejlődésében ezek az alábbi állapotoknak felelnek meg: fősorozati 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 héliumégető mag, és e körül egy hidrogénégető héj. Viszont elkövetkezik az az időpont is, amikor a magban kimerül a hélium. Ekkor a fősorozatot követő szakaszhoz hasonlóan az összehúzódó szénmag körül egy héjban folytatódik a héliumégés. Ekkor tehát a csillagban két héjforrás termeli az energiát: kijjebb a hidrogénégető héj, beljebb egy héliumégető héj. Ekkor jut el a csillag az ún. aszimptotikus óriás állapotba.

Az NGC 2440 jelű planetáris ködben talált fehér törpe.

A csillagfejlődés héliumégés utáni szakaszára, azaz az aszimptotikus óriás állapot után éles különbség van a Nap-tömeggel közel megegyező tömegű csillagok és a nagyobb tömegű csillagok fejlődési útja között. A Nap-tömegnyi csillagok héliumégés után visszamaradt szénmagjában az összehúzódás nem képes arra, hogy olyan magas hőmérsékletre fűtse fel, amely elegendő lenne a szénmagok fúziójának megindulásához. A csillag magja tovább húzódik össze, de a további összehúzódást egy idő után megakadályozza az elektrongáz elfajulása. A mag degenerálttá válásával egy időben a táguló burok elhagyja a csillagot, és ilyenkor planetáris köd keletkezik, melynek közepén igen sűrű, ún. fehér törpe marad vissza. A 30-40 százaléknyi Nap-tömegnél kisebb csillagok esetén a csillag sugárzása nem elegendő 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 jellemző érték. Miután a csillag zsugorodása megállt, a nukleáris égés, azaz a fúzió gyakorlatilag megszűnik.

A Nap-tömeggel közel megegyező tömegű csillagok fejlődésének utolsó stádiuma. Amikor a csillag fehér törpecsillaggá válik - azaz a csillag mérete a Földéhez hasonló, míg tömege és fényessége a csillagokra jellemző érték -, gyakorlatilag megszűnik benne a nukleáris fúzió. Miután a fehér törpecsillag zsugorodása megáll, csak a hűlés folytatódik, végül saját fényét elveszítve kihűlt fekete törpe lesz majd belőle.

A csillag magja felé haladva az egyre nehezebb elemek koncentrációja megnő, és hagymahéjszerű belsőszerkezet alakul ki.

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

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

A gammakitörések okának illusztrációja.	A kép egy lehetséges hipernóva robbanást illusztrál.

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

forrás:astro.elte.hu/icsip/csill_elete/csillagtipusok/fejlodes_in.html