köszönhetően tömeges veszteség, majd írja le a, a legalább 8 msun (és talán még több) kezdő tömegű csillagok valószínűleg fehér törpékként fejezik be életüket. De tudjuk, hogy a csillagok tömege akár 150 (vagy több) MSun is lehet. Másfajta halál vár rájuk. Mint látni fogjuk, ezek a csillagok durranással halnak meg.

nehéz elemek Magfúziója

miután a magjában lévő hélium kimerült (lásd a masszívabb Csillagok evolúcióját), egy hatalmas csillag evolúciója jelentősen eltér az alacsonyabb tömegű csillagokétól. Egy hatalmas csillagban a külső rétegek súlya elegendő ahhoz, hogy a szénmagot összehúzódásra kényszerítse, amíg elég forróvá nem válik ahhoz, hogy a szén oxigénné, neonná és magnéziummá olvadjon. Ez a ciklus összehúzódás, fűtés, valamint a gyújtás egy másik nukleáris üzemanyag ismétlődik még többször. Miután minden lehetséges nukleáris üzemanyag kimerült, a mag újra összehúzódik, amíg el nem éri az új hőmérsékletet, amely elég magas ahhoz, hogy a még nehezebb magokat összeolvassza. A szénfúzió termékei tovább alakíthatók szilíciummá, kénné, kalciummá és argonná. Ezek az elemek még magasabb hőmérsékletre melegítve kombinálhatók vas előállítására. A hatalmas csillagok nagyon-nagyon gyorsan átmennek ezeken a szakaszokon. Az igazán hatalmas csillagokban néhány fúziós szakasz a legvége felé csak hónapokat vagy akár napokat is igénybe vehet! Ez messze van attól a millió évtől, amelyet a fő szekvencia szakaszában töltenek.

evolúciójának ebben a szakaszában egy hatalmas csillag hasonlít egy vasmaggal rendelkező hagymára. Ahogy egyre távolabb kerülünk a központtól, csökkenő hőmérsékletű héjakat találunk, amelyekben a nukleáris reakciók fokozatosan alacsonyabb tömegű magokat tartalmaznak-szilícium és kén, oxigén, neon, szén, hélium és végül hidrogén (1.ábra).

de van egy határ, hogy meddig folytatódhat az elemek fúzióval történő felépítésének folyamata. A Szilícium vasba történő fúziója az utolsó lépés a nem robbanásveszélyes elemek előállításának sorrendjében. Eddig a pontig minden fúziós reakció energiát termelt, mert az egyes fúziós termékek magja egy kicsit stabilabb volt, mint az azt alkotó magok. Amint azt a nap tárgyalja: Egy atomerőmű, a könnyű magok feladják kötési energiájuk egy részét, miközben szorosabban megkötött, nehezebb magokká olvadnak össze. Ez a felszabadult energia fenntartja a külső nyomást a magban, hogy a csillag ne essen össze. De az összes ismert mag közül a vas a legszorosabban kötött, tehát a legstabilabb.

gondolhatnánk a következő helyzetre: minden kisebb atommag “fel akar nőni”, hogy olyan legyen, mint a vas, és hajlandó fizetni (energiát termelni) azért, hogy e cél felé haladjon. De a vas érett mag, jó önértékeléssel, tökéletesen tartalom vas; fizetésre van szükség (energiát kell felszívnia), hogy megváltoztassa stabil nukleáris szerkezetét. Ez pontosan ellentétes azzal, ami eddig minden nukleáris reakcióban történt: ahelyett, hogy energiát szolgáltatna a gravitáció befelé húzásának kiegyensúlyozására, a vasat érintő nukleáris reakciók eltávolítanának némi energiát a csillag magjából.

mivel nem képes energiát termelni, a csillag most katasztrófával néz szembe.

Neutrongolyóvá összeomlás

amikor a nukleáris reakciók leállnak, egy hatalmas csillag magját degenerált elektronok támogatják, csakúgy, mint egy fehér törpe. Azoknál a csillagoknál, amelyek evolúciójukat legalább 10 MSun tömeggel kezdik, ez a mag valószínűleg főleg vasból készül. (A 8-10 MSun kezdeti tömegű csillagok esetében a mag valószínűleg oxigénből, neonból és magnéziumból áll, mert a csillag soha nem lesz elég forró ahhoz, hogy olyan nehéz elemeket képezzen, mint a vas. A csillagok magjainak pontos összetételét ebben a tömegtartományban nagyon nehéz meghatározni a magok összetett fizikai jellemzői miatt, különösen a nagyon magas sűrűség és hőmérséklet esetén.) Megbeszélésünk során a masszívabb vasmagokra fogunk összpontosítani.

bár a csillag fehér törpemagjában nem keletkezik energia, a magot körülvevő héjakban még mindig fúzió történik. Amint a héjak befejezik fúziós reakcióikat és leállítják az energiatermelést, az utolsó reakció hamvai a fehér törpe magra hullanak, növelve annak tömegét. Amint azt az alacsony tömegű csillagok halála mutatja, a nagyobb tömeg kisebb magot jelent. A mag összehúzódhat, mert még egy degenerált gáz is többnyire üres hely. Az elektronok és az atommagok végül is rendkívül kicsik. A csillagmagban lévő elektronok és magok zsúfoltak lehetnek a szobád levegőjéhez képest, de még mindig sok hely van közöttük.

az elektronok először ellenállnak annak, hogy közelebb kerüljenek egymáshoz, ezért a mag csak kis mértékben zsugorodik. Végül azonban a vasmag olyan nagy tömeget ér el, hogy még a degenerált elektronok sem tudják tovább támogatni. Amikor a sűrűség eléri a 4 1011 g/cm3-t (a víz sűrűségének 400 milliárdszorosa), egyes elektronok valójában az atommagokba szorulnak, ahol protonokkal kombinálva neutronokat és neutrinókat képeznek. Ez az átalakulás nem olyan, ami a mindennapi életből ismerős, de nagyon fontossá válik, mivel egy ilyen hatalmas csillagmag összeomlik.

néhány elektron már eltűnt, így a mag már nem tud ellenállni a csillag fedő rétegeinek zúzó tömegének. A mag gyorsan zsugorodik. Egyre több elektront tolnak be az atommagokba, amelyek végül annyira telítődnek neutronokkal, hogy nem tudják megtartani őket.

Ezen a ponton a neutronok kiszorulnak a magokból, és új erőt fejthetnek ki. Ahogy az elektronokra is igaz, kiderül, hogy a neutronok erősen ellenállnak annak, hogy ugyanazon a helyen legyenek, és ugyanúgy mozogjanak. Az ilyen degenerált neutronok által kifejtett erő sokkal nagyobb, mint a degenerált elektronok által termelt erő, tehát hacsak a mag nem túl masszív, végül megállíthatják az összeomlást.

Ez azt jelenti, hogy az összeomló mag stabil állapotot érhet el, mint főleg neutronokból álló zúzott golyó, amelyet a csillagászok neutroncsillagnak neveznek. Nincs pontos számunk (“Chandrasekhar-határ”) a neutroncsillag maximális tömegére, de a számítások szerint a neutronokból álló test felső tömeghatára csak körülbelül 3 MSun lehet. Tehát ha a mag tömege ennél nagyobb lenne, akkor még a neutron degeneráció sem lenne képes megakadályozni a mag további összeomlását. A haldokló csillagnak valami még szélsőségesebben összenyomottnak kell lennie, amelyről egészen a közelmúltig azt hitték, hogy csak egy lehetséges objektumtípus—a végső tömörítés állapota, amelyet fekete lyuknak neveznek (amely a következő fejezetünk tárgya). Ennek oka az, hogy nem hitték, hogy létezik olyan erő, amely megállíthatná az összeomlást a neutroncsillag színpadán túl.

összeomlás és robbanás

amikor egy nagy tömegű csillag magjának összeomlását degenerált neutronok állítják meg, a magot megmentik a további pusztulástól, de kiderül, hogy a csillag többi része szó szerint szétrobbant. Itt van, hogyan történik.

az összeomlás, amely akkor következik be, amikor az elektronok felszívódnak a magokba, nagyon gyors. Kevesebb, mint egy másodperc alatt egy körülbelül 1 MSun tömegű mag, amely eredetileg körülbelül a Föld mérete volt, 20 kilométernél kisebb átmérőre omlik össze. Az a sebesség, amellyel az anyag befelé esik, eléri a fénysebesség egynegyedét. Az összeomlás csak akkor áll meg, ha a mag sűrűsége meghaladja az atommag sűrűségét (ami az általunk ismert anyag legsűrűbb formája). Egy tipikus neutroncsillag annyira összenyomódott, hogy sűrűségének megkettőzéséhez a világ összes emberét egyetlen kockacukorba kell szorítanunk! Ez adna nekünk egy cukor kocka értékű (egy köbcentiméter értékű) neutroncsillag.

a neutron degenerált mag erősen ellenáll a további tömörítésnek, hirtelen megállítva az összeomlást. A hirtelen rázkódás sokkja lökéshullámot indít el, amely kifelé terjed. Ez a sokk azonban önmagában nem elegendő egy csillagrobbanás létrehozásához. A kiáramló anyag által termelt energiát az atommagok gyorsan felszívják a sűrű, átfedő gázrétegekben, ahol az atommagokat egyedi neutronokra és protonokra bontja.

A nukleáris folyamatok megértése azt jelzi (amint azt fentebb említettük), hogy minden alkalommal, amikor egy elektron és egy proton a csillag magjában egyesül, hogy neutronot hozzon létre, az egyesülés neutrínót bocsát ki. Ezek a kísérteties szubatomi részecskék, amelyeket a napba vezettek be: egy atomerőmű, elviszik az atomenergia egy részét. A jelenlétük elindítja a csillag végső katasztrofális robbanását. A neutrínókban lévő teljes energia hatalmas. A csillag robbanásának kezdeti másodpercében a neutrínók által szállított teljesítmény (1046 watt) nagyobb, mint az összes csillag által több mint egymilliárd galaxisban kibocsátott teljesítmény.

míg a neutrínók általában nem nagyon lépnek kölcsönhatásba a közönséges anyaggal (korábban azzal vádoltuk őket, hogy egyenesen antiszociálisak), az összeomló csillag közepe közelében lévő anyag olyan sűrű, hogy a neutrínók bizonyos mértékben kölcsönhatásba lépnek vele. Ennek az energiának egy részét a csillag rétegeiben helyezik el, közvetlenül a magon kívül. Ez a hatalmas, hirtelen energiabevitel megfordítja ezeknek a rétegeknek a beszivárgását, és robbanásszerűen kifelé hajtja őket. A csillag tömegének nagy része (kivéve azt, amely a magban lévő neutroncsillagba került) ezután kifelé kerül az űrbe. Mint korábban láttuk, egy ilyen robbanáshoz legalább 8 MSun csillag szükséges, a neutroncsillag tömege pedig legfeljebb 3 MSun lehet. Következésképpen a Napunk tömegének legalább ötszöröse kerül az űrbe minden ilyen robbanásveszélyes esemény során!

az ebből eredő robbanást szupernóvának nevezzük (2.ábra). Amikor ezek a robbanások a közelben történnek, a leglátványosabb égi események közé tartozhatnak, amint azt a következő részben tárgyaljuk. (Valójában legalább két különböző típusú szupernóva-robbanás létezik: az általunk leírt fajtát, amely egy hatalmas csillag összeomlása, történelmi okokból II-es típusú szupernóvának hívják. Ebben a fejezetben később leírjuk, hogy a típusok hogyan különböznek egymástól).

az 1.táblázat összefoglalja az eddigi vitát arról, hogy mi történik a különböző kezdeti tömegű csillagokkal és szubsztelláris objektumokkal életük végén. Mint oly sok tudományos megértésünk, ez a lista egy előrehaladási jelentést képvisel: ez a legjobb, amit a jelenlegi modelljeinkkel és megfigyeléseinkkel tehetünk. A különböző eredményeknek megfelelő tömeghatárok némileg változhatnak a modellek javításával. Sok mindent még nem értünk annak részleteiről, hogy mi történik, amikor a csillagok meghalnak.

>40

1.táblázat: a különböző tömegű csillagok és Szubsztelláris objektumok végső sorsa
kezdeti tömeg (a Nap tömege = 1)	végső állapot élete végén
< 0,01	bolygó
0,01-0,08	barna törpe
0,08-0.25	fehér törpe többnyire héliumból készült
0.25-8	fehér törpe többnyire szénből és oxigénből
8-10	fehér törpe oxigénből, neonból és magnéziumból
10-40	szupernóva robbanás, amely neutroncsillagot hagy maga után
szupernóva robbanás, hogy elhagyja a fekete lyuk

a szupernóva giveth és a szupernóva taketh el

miután a szupernóva robbanás, az élet egy hatalmas a csillag véget ér. De minden hatalmas csillag halála fontos esemény a galaxis történetében. A csillag élete során a fúzió által felépített elemeket a robbanás “újrahasznosítja” az űrbe, elérhetővé téve őket az új csillagokat és bolygókat alkotó gáz és por gazdagításához. Mivel ezek a szupernóvák által kibocsátott nehéz elemek kritikus fontosságúak a bolygók kialakulása és az élet eredete szempontjából, mondhatjuk, hogy a szupernóvák és bolygóködök tömegvesztesége nélkül sem a szerzők, sem a könyv olvasói nem léteznének.

de a szupernóva-robbanásnak van még egy kreatív hozzájárulása, amire utaltunk a csillagokban a serdülőkortól az idős korig, amikor megkérdeztük, honnan származnak az ékszerek atomjai. A szupernóva-robbanás energetikai neutronáradatot hoz létre, amely a táguló anyagon keresztül hordódik. Ezeket a neutronokat elnyelheti a vas és más atommagok, ahol protonokká válhatnak. Így olyan elemeket építenek fel, amelyek masszívabbak, mint a vas, beleértve az olyan földi kedvenceket, mint az arany és az ezüst. Ez az egyetlen hely, ahol olyan nehezebb atomokat tudunk előállítani, mint az ólom vagy az urán. Legközelebb, amikor arany ékszereket visel (vagy ad néhányat kedvesének), ne feledje, hogy ezek az arany atomok egykor egy felrobbanó csillag részei voltak!

amikor a szupernóvák felrobbannak, ezek az elemek (valamint azok, amelyeket a csillag stabilabb időkben készített) a csillagok között meglévő gázba kerülnek, és összekeverednek vele. Így a szupernóvák döntő szerepet játszanak galaxisuk nehezebb elemekkel történő gazdagításában, lehetővé téve többek között a földszerű bolygókat alkotó kémiai elemek és az élet építőkövei egyre gyakoribbá válnak az idő múlásával (3.ábra).

a Szupernóvákról azt is gondolják, hogy a kozmikus sugarakban tárgyalt nagy energiájú kozmikus sugárrészecskék forrása. A galaxis mágneses mezője által csapdába esett, a felrobbant csillagok részecskéi továbbra is keringenek a Tejút hatalmas spirálja körül. A tudósok feltételezik, hogy a Föld organizmusainak genetikai anyagát évmilliárdok alatt eltaláló nagy sebességű kozmikus sugarak hozzájárulhattak az állandó mutációkhoz-a genetikai kód finom változásaihoz—, amelyek a bolygónk életének fejlődését vezérlik. Az általunk említett módon a szupernóvák szerepet játszottak a csillagok, bolygók és élet új generációinak fejlődésében.

de a szupernóváknak van egy sötét oldala is. Tegyük fel, hogy egy életformának szerencsétlensége van egy csillag körül kialakulni, amely történetesen egy hatalmas csillag közelében fekszik, amelynek célja a szupernóva. Az ilyen életformák eltűnhetnek, amikor a szomszédos csillag robbanásából származó erős sugárzás és nagy energiájú részecskék elérik a világukat. Ha-ahogy egyes csillagászok feltételezik-az élet sok bolygón kialakulhat a hosszú életű (kisebb tömegű) csillagok körül, akkor az élet saját csillagának és bolygójának alkalmassága nem biztos, hogy csak a hosszú távú evolúció és túlélés szempontjából fontos. Lehet, hogy az élet számos kellemesen stabil csillag körül alakult ki, csak azért, hogy megsemmisüljön, mert egy hatalmas közeli csillag hirtelen szupernóva lett. Csakúgy, mint a háborús övezetben született gyermekek erőszakos szomszédságuk igazságtalan áldozatainak találhatják magukat, a szupernóvává váló csillaghoz túl közel álló élet áldozatul eshet annak, hogy rossz helyen, rossz időben született.

mekkora a biztonságos távolság a szupernóva-robbanástól? Sok függ az adott robbanás erőszakosságától, attól, hogy milyen típusú szupernóva (lásd a bináris csillagrendszerek evolúcióját), és milyen szintű pusztítást vagyunk hajlandók elfogadni. A számítások azt sugallják, hogy egy tőlünk kevesebb, mint 50 fényévre lévő szupernóva minden bizonnyal véget vetne a Föld életének, és akár egy 100 fényévnyire is drasztikus következményekkel járna az itteni sugárzási szintre. A tengeri lények egy kisebb kihalását körülbelül 2 millió évvel ezelőtt a Földön valójában egy szupernóva okozhatta körülbelül 120 fényév távolságban.

a jó hír az, hogy jelenleg nincs olyan hatalmas csillag, amely a naptól számított 50 fényéven belül szupernóvává válna. (Ez részben azért van, mert a szupernóvává váló hatalmas csillagok általában meglehetősen ritkák.) A hozzánk legközelebb eső hatalmas csillag, a Spica (a Szűz csillagképben) körülbelül 260 fényévnyire van, valószínűleg biztonságos távolság, még akkor is, ha a közeljövőben szupernóvaként robbanna fel.

szószedet

neutroncsillag: rendkívül nagy sűrűségű kompakt objektum, amely szinte teljes egészében neutronokból áll

II. típusú szupernóva: a csillagok evolúciójának végpontján keletkező csillagrobbanás, amelynek tömege meghaladja a Nap tömegének nagyjából 10–szeresét