uabooks.top

1. A „színkép-fényesség" diagram. A csillagok fizikai jellemzői között összefüggések vannak. A megfigyelések alapján meghatározhatóak a csillagok színképosztályai, az ismert távolságuk alapján pedig az abszolút fényességük és luminozitásuk.

A XX. sz. elején egymástól függetlenül két tudós, a dán csillagász Ejnar Hertz-sprung (1873-1967) és valamivel később az amerikai asztrofizikus Henry Russell (1877-1957) felállították a fizikai jellemzők közötti összefüggést.

Az összefüggés diagramként ábrázolható, amelynek vízszintes tengelyén a csillagok színképosztályát (esetenként hőmérsékletét vagy színindexét) tüntetik fel, a függőleges tengelyén az abszolút fényességet magnitúdóban vagy pedig a csillag lu-minozitását (fényerejét) nap-fényerő egységekben. A diagramon minden csillagnak

megfelel egy pont. A csillagok fizikai jellemzői közötti összefüggést ábrázoló diagramot Hertzsprung-Russell-dia-gramnak vagy „színkép-fényesség” diagramnak nevezzük (5.6. ábra).

A csillagok a diagram teljes területén nem véletlenszerűen oszlanak el, hanem csoportokat alkotnak, amelyeket sorozatoknak nevezünk. Többségük egy élesen elkülönülő, a bal felső saroktól a jobb alsó sarokig húzódó sáv — a fősorozat — mentén helyezkedik el.

A fősorozat bal felső részén a nagy tömegű O színképosztályú csillagok találhatók, amelyek fényereje több ezerszerese a Nap fényerejének. Ezeket a csillagokat forró szuperóriásoknak nevezik. A hőmérséklet csökkenésével csökken a csillagok luminozitása is. Ezután a fősorozat sávja áthalad azon a területen, ahol a Naphoz hasonló G színképtípusú csillagok helyezkednek el. Végül a fősorozat eléri a diagram jobb alsó részét. Itt találhatók a kis tömegű, viszonylag alacsony hőmérsékletű m és L színképosztályú csillagok, amelyek a vörös törpe nevet kapták.

A fősorozat csillagaihoz sorolhatók olyan ismert csillagok, mint a Szíriusz (a Nagy Kutya), Vega (a Lant) és a mi Napunk. A viszonylag alacsony hőmérsékletű fotoszférával (3—5 • 10³ K) és a Napénál 100-1000-szer nagyobb fényességgel rendelkező csillagok alkotják a vörös óriások sorozatát. Ide tartoznak például az Arcturus (a Ökörhajcsár) és az Aldebaran (a Bika). A „színkép-fényesség” diagram felső részén található a szuperóriások sorozata. Ezek nagy fényerejű, kis sűrűségű, a Napénál több tízszer vagy százszor nagyobb átmérővel rendelkező csillagok. Hozzájuk sorolható a Betelgeuze (a Orion).

A diagram bal alsó részében kis luminozitású, forró csillagok - a fehér törpék - sorozata található. Méreteik hasonlóak a Föld méretéhez, tömegük a Nap tömegéhez. Ezért a fehér törpék átlagsűrűsége 100 000-szer nagyobb, mint a földi kőzeteké. Ellenben a szuperóriások átlagsűrűsége nagyon kicsi - néhány ezerszer kisebb a földi légkör sűrűségénél. Ezért tapasztalható, hogy a vörös törpék színképvonalai vastagabbak az óriás- és szuperóriás csillagok esetében megfigyelhető vonalaknál. A színképvonalak jellegéből megállapítható, melyik sorozathoz tartozik a csillag (fősorozat, törpecsillagok, óriások). A sorozat alapján megbecsülhető az abszolút fényesség M= m + 5 - 51gr, majd a távolság is. Ezt a távolság-meghatározási módszert spektroszkópiai parallaxis módszernek nevezzük.

A csillagok között legnagyobb létszámban a vörös törpék vannak jelen: 10 millió vörös törpére jut közel 1 millió fehér törpe, 1000 óriás és mindössze 1 szuperóriás.

A Yerkes Obszervatóriumban kidolgozták a csillagok kétdimenziós spekt-rál-klasszifikációját, mivel kiderült, hogy azonos színképosztályú csillagokhoz többféle tömeg- és luminozitásérték is tartozhat, és így szükségessé vált, hogy az osztályozásban a felületi hőmérsékleten kívül a csillagfejlődésben elfoglalt állapotukat is hozzárendeljék a csillagokhoz. Ez a besorolás több osztályba sorolja a csillagokat a fényerejük alapján (I-tól VII-ig, 5.1. táblázat).

2. A csillagok születése. A csillagképződés a Galaktikában már a kialakulása pillanatától folyamatosan megfigyelhető folyamat. A csillagok napjainkban is végbemenő születésének bizonyítéka az O és В színképosztályú, nagy tömegű csillagok létezése, amelyek életkora nem haladja meg a 10 millió évet. A csillagok életkora néhány millió évtől akár több tízmilliárd évig terjedhet. Ez az idő túl hosszú ahhoz, hogy teljes egészében nyomon követhessük egy csillag életútját, fejlődését. Ezért a csillagok fejlődési folyamatának legfőbb tanulmányozási módszere a csillagok belső szerkezetének modellezésén alapul. A modell megalkotásánál megadják a gáz kezdeti fizikai állapothatározóit: kémiai összetételét, nyomását (sűrűségét), hőmérsékletét, tömegét. Ezt követően a fizika törvényeinek alkalmazásával (gáztörvények, gravitációs törvények) kiszámítják a paraméterek időbeni változását.

A ma ismert adatok alapján a csillagok a csillagközi anyag tömörülése (gravitációs összeomlása) következtében keletkeznek (5.7. 1 ábra). A csillagcsoportok gigantikus méretű, akár 100 pc kiterjedésű és több tíz vagy időnként százezer naptömeggel rendelkező gáz- és porfelhőkből keletkeznek. Ezeket a felhőket közel 10 K hőmérsékletű, molekuláris állapotban lévő gáz alkotja.

A gravitációs erők hatására a felhő összeomlik, sűrűsége növekedésnek indul, és különálló képződmények, úgynevezett gubók (globulák) jönnek létre (5.7. 2 ábra). Ezek a képződmények a gáz- és porfelhők véletlenszerűen vagy külső tényezők hatására kialakuló, gravitációsan instabil területei, amelyek tovább tömörülnek. A csillagképződést elősegítő külső tényezők lehetnek a molekulafelhők ütközései, a fiatal és forró csillagszele, a szupernóvák kitörései által keltett lökéshullámok. Ha egy sűrűsödés tömege elég nagy, megfigyelhető a szétesése kisebb globulákra (5.7. 3 ábra).

A saját gravitációjuk hatására összehúzódó globulákat protocsillagoknak nevezzük. A gravitációs összehúzódás következtében a protocsillag középpontja közelében levő gáz felforrósodik, és elkezd sugározni a színkép infravörös tartományában. A protocsillag magját körülvevő anyag a gravitáció hatására rázuhan a magra, növelve annak tömegét és hőmérsékletét. Amikor a protocsillag sugárzása következtében elég nagy belső nyomás alakul ki, az anyag tömörülése megáll. A sugárzás által létrehozott nyomás néhányszor tíz naptömegnyiben határolja be a majdani csillag tömegét. A születő csillagok további összehúzódásának időtartamát a protocsillag tömege határozza meg: ha a tömege kisebb a Napénál - néhány százmillió év, ha nagyobb — néhány százezer év.

A protocsillag forgása fontos szerepet játszik a későbbi fejlődésében. A nagy sebességgel forgó középső sűrűsödésből alakul ki maga a csillag, a környező, kiterjedt

gáz- és porfelhő kisebb csomóiból pedig a bolygók. A kialakulóban levő csillag az összehúzódás végén még jelentős méretekkel és viszonylag alacsony felszíni hőmérséklettel rendelkezik. A protocsillag összehúzódása akkor ér véget, amikor a hőmérséklet a centrális magban eléri a több millió fokot, és beindul a termonukleáris energiatermelés, azaz a proton-proton reakciók. A termonukleáris reakciók beindulásának pillanata egyúttal a csillag születésének pillanata is. Ebben az időszakban a belső rétegek olyan hőmérsékletre és sűrűségre tesznek szert, amellyel már egyensúlyt tudnak tartani a külső rétegek súlyával. A hidrogénreakciók beindulása és a gravitációs egyensúly beállása után a csillag a „színkép—fényesség” diagram fősorozatára kerül. Az újonnan született csillagok a fősorozat teljes hosszán megjelenhetnek (a tömegüktől függően).

3. Evolúciós elmozdulások. A csillag magjának hőmérséklete a gravitációs egyensúly beálltakor elsősorban a tömegétől függ. Minél nagyobb az összetömörülő gáz- és porfelhő tömege, majd a protocsillag és végül a csillag tömege, annál nagyobb lesz a külső rétegek által a magra gyakorolt nyomás. Ahhoz, hogy a belső gáznyomás ellensúlyozza a felső rétegek gravitációs hatását, magasabb hőmérsékletre van szükség. A megfigyelések azt mutatják, hogy a csillag fényereje egyenesen arányos tömegének negyedik hatványával.

Az első, legnagyobb tömegű (30-50 naptömeg) csillagok hozzák létre a legforróbb, O színképosztályú csillagokat. Az ilyen csillagok központi területeinek hőmérséklete 30-35 millió fokos.

Az élete nagy része során a csillag a fősorozaton helyezkedik el. Mivel azonban a hidrogénkészletek a tömeggel arányosak, és az energiaveszteség (fényerő) a tömeg negyedik hatványával arányos, a masszív csillagokban a hidrogén gyorsabban ég ki.

A csillag által a fősorozaton eltöltött időtartam meghatározható a

összefüggéssel, ahol M— a csillag naptömegekben kifejezett tömege. A fenti kifejezés alapján kiszámítható, hogy a Nap 10 milliárd év alatt használja el a hidrogén-készleteit (azaz a Nap, melynek életkorát közel 5 milliárd év körülire becsülik, a fősorozaton eddig az élete felét töltötte el). A 10 naptömeggel megegyező tömegű csillagok hidrogén-üzemanyagkészletüket mindössze 10 millió év alatt, míg a gyengén sugárzó, 0,5 naptömeggel bíró vörös törpék 80 milliárd év alatt használják fel. Rövid élettartamuk következtében kevesebb forró fiatal óriáscsillag figyelhető meg. Ezért a legnagyobb sűrűségben a „színkép—fényesség” diagram jobb alsó részét népesítik be a csillagok.

A hidrogénkészletek kimerülésével a csillagok a magjukban az addigi életük során termelt héliumot kezdik égetni. A csillag későbbi fejlődése ennek a héliummagnak a tömegétől függ. Ha a tömege kisebb, mint 1,4 naptömeg, a gravitációs összehúzódás következtében a héliummag újra felmelegszik (hőmérséklete 100 millió fokig emelkedik). A külső rétegek ennek következtében kitágulnak és lehűlnek. A csillag szinte felfúvódik. A fényereje megnövekszik, a hőmérséklete csökken. A csillag lekerül a fősorozatról, és tömegétől függően vörös óriássá (5.8. ábra) vagy szuperóriássá alakul.

A felfúvódó csillag légköre fokozatosan távolodik a magtól, úgynevezett plane-táris ködöt alkotva. Ebben az esetben a csillagok fejlődésük utolsó stádiumaiban fehér törpékké alakulnak.

A fehér törpe - tömör, a Nap tömegével közel megegyező tömeggel, de a Nap sugaránál közel százszor kisebb sugárral rendelkező csillag. Az ilyen csillagok sűrűsége több mint 100 000-szerese a víz sűrűségének.

A többi csillaghoz hasonlóan a Nap is végigmegy a maga fejlődési stádiumain. 5-8 milliárd év múlva előbb vörös óriássá, majd külső rétegeit ledobva fehér törpévé alakul. A Napnál jelentősen nagyobb tömegű csillagok idővel neutroncsillaggá (1,4 - 2,5 naptömeg esetén) vagy fekete lyukká (2,5 naptömegnél nagyobb tömeg esetén) alakulnak.

KÉRDÉSEK A TANULTAKHOZ

1. Milyen elvek szerint épül fel a „színkép-fényesség" diagram (Hertzsprung-Russell-diagram)?

2. Hogyan helyezkednek a különböző tömegű csillagok a „színkép-fényesség” diagramon?

3. Jellemezzétek röviden a következő csillagokat: szuperóriások, vörös óriások, fehér törpék, vörös törpék!

4. Mit értünk a csillag fejlődésén?

5. Magyarázzátok meg a csillagok kialakulásának folyamatát!

6. Mit értünk a színképosztály kifejezés alatt?

7. Melyek a legforróbb csillagok? A leghidegebbek?

8. Mely csillagok rendelkeznek a Földhöz hasonló mérettel?

Ez a csillagászat tankönyve 11. évfolyamának anyaga Szirotyuk, Mirosnicsenko