Szupernóvák
Mielőtt belemerülnénk a szupernóvák világába, ismerkedjünk meg a csillagok fejlődési szakaszaival, hiszen a szupernóva stádium bizonyos csillagok életének a végét jelenti.
A csillagok is megszületnek, sokáig produktívan élnek, végül kihunynak. Azonban mindez számunkra igen lassan megy végbe, ugyanazon a csillagon nem figyelhető meg. A világűr sok csillaga különböző életkorú, és a tudomány feladata volt élettörténetüket összeállítani. A világűrben sok fényévnyi széles por- és gázfelhők voltak és vannak. Ezek a tömegvonzás következtében összetömörülnek, ami a csillagok keletkezéséhez vezet. A csillag későbbi sorsa attól függ, hogy mekkora tömeggel születik. Az m = 2 * 1030 kg-os tömegtől nagyon eltérő tömegű csillagok ritkák, a ritkán előforduló legnagyobb csillagtömeg kb. 25-100 naptömeg, a legkisebb 0,2 naptömeg. A főképpen hidrogénból összeálló csillag a tömegvonzás következtében összehúzódik, a gravitációs erő munkavégzése hőt termel, a csillag felmelegszik, eleinte infravörös, később látható fényben világit. Ez az időszak a csillag ifjúkora. Ha a központi tartomány hőmérséklete eléri a néhány millió K-t, akkor beindulnak a fúziós magreakciók. A fiatal csillagok legfőbb energiatermelő folyamata a H-He magátalakulás. Ez kétféle módon történhet. Alacsonyabb hőmérsékleten (5 millió K körül) a proton-proton ciklus, magasabb hőmérsékleten (25 millió K), ahol már nagyobb rendszámú elemek is létrejöhetnek, a C-N ciklus a fő energiatermelő folyamat. Mivel a kisebb tömegű csillagok alacsonyabb hőmérsékletűek is, ezért rájuk inkább a proton-proton ciklus jellemző, a nagyobb tömegű és nagyobb hőmérsékletű csillagoknál a C-N ciklus dominál. Mindkét folyamat lényege, hogy 4 protonból energiafelszabadulás mellett 1 He-atommag keletkezik. A felszabaduló energia egy He-atommag keletkezésekor kb. 4 * 10-12 J. Megjegyzés: egy ciklus lefutási ideje igen hosszú, több 10 millió év. A csillagok belsejében azonban óriási mennyiségű hidrogén vár az átalakulásra, így pl. a Nap esetében másodpercenként 4,2 millió t anyag sugárzódik ki energia formájában.
A csillagfejlődés kezdeti stádiuma akkor ér véget, amikor a csillag belsejéből kifelé tartó sugárzás nyomása (sugárnyomás) már egyensúlyt tart a gravitációval. Ettől kezdve a csillag már nem húzódik össze tovább. Ekkorra a csillag már elfoglalta a helyét a HR-diagram főágán, a tömegének megfelelő helyen. Itt tölti el "életének" legnagyobb részét, mérete, energiatermelése hosszú időn keresztül nem változik. A nagyobb tömegű csillagok azonban sokkal pazarlóbban bánnak az energiával, mint a kisebb tömegűek. Egy háromszoros naptömegű csillag nagyjából százszor akkora teljesítménnyel sugároz mint a Nap, ezért kb. harmincháromszor rövidebb idő alatt fogyasztja el hidrogénjét. Így az egyes csillagok nem azonos időt töltenek a főágon.
Az öregkorban a csillaggal a legkülönbözőbb dolgok történhetnek a kezdeti tömegüktől függően:
Ha a kezdeti csillagtömeg nem haladja meg a 0,08 naptömeget, az energiatermelés nem indul meg, a csillag "halva születik" (barna törpék kialakulása). Az ennél nagyobb tömegű csillagok esetében a kisebbeknél néhány százmillió, a nagyoknál néhány százezer év után kerül sor az energiatermelésre. Ennek megindulásakor jelenik meg a csillag adatait ábrázoló pont a főágon a HR-diagramban, s itt kezdődik a csillag felnőttkora. Ilyenkor a csillag állapota nagyjából állandó, stabilis. Ez az állapot a kisebb tömegű csillagoknál néhány milliárd évig, a nagyobbaknál néhány millió évig tart.
0,08-0,8 naptömegnyi kezdeti tömeg esetében a hidrogén feltűnőbb jelenségek nélkül idővel kifogy, a csillag belsejében megáll az energiatermelés. Mivel hiányzik a középső rész forró anyagának a gáznyomása, a csillag összehúzódik, a gravitációs erő munkavégzése felizzítja, azután a csillag várja a lassú kihűlését. Fehér törpe lesz belőle. A fehér törpék lassan kihűlnek, és 1-10 milliárd év alatt belevesznek a Világegyetem sötétjébe (fekete törpe állapot).
0,8-1,2 naptömegnyi kezdeti tömeg között a hidrogén fogyásának megindulásakor a csillag belseje összehúzódik, a gravitációs munkától százmillió fokra is felmelegszik. (Ilyenkor néhány közepes rendszámú elem is képződik.) A H-He fúziós reakció kihúzódik egy magtól kifelé eső zónába. A csillag felfúvódik, vörös óriás lesz belőle. Végül teljesen elfogy a hidrogén, a vörös óriásból is fehér törpe lesz. A csillagot ábrázoló pont mozgását követni lehet a HR-diagramon. A Nap is ebbe a csoportba tartozik: sorsa az, hogy kb. 5 milliárd év múlva vörös óriássá lesz, és méretével ki fogja tölteni a bolygórendszer egy részét. A kihűlésre csak azután kerül sor.
A nagy tömegű csillagok (1,2-2 naptömeg) viszonylag gyorsan, néhány millió év alatt elhasználják a magjukban lévő hidrogént. Mivel ekkor a kifelé ható sugárnyomás kisebb lesz mint a befelé ható gravitációs erő, összehúzódás következik, ami felmelegíti a csillagot kb. 20 millió Kelvinre. Ekkor a hélium fúziója kerül sorra - miközben szén és oxigén keletkezik - és vörös óriássá, illetve vörös szuperóriássá fújja fel a csillagot. A hélium kifogytával olyan erős gravitációs összehúzódás következik, amelynek eredményeképpen a mag hőmérséklete eléri a 700 millió K-t. Ezelégséges ahhoz, hogy a magban lévő szén is "begyulladhasson", megállítva a további összeomlást. Eközben neon, magnézium, oxigén és hélium keletkezik. A szén teljes elégését ismét összehúzódás követi, amely a neon elégéséhez vezet kb. 1 milliárd fokon. A neon után az oxigén "begyulladása" kezdődik kb. 1,5 milliárd Kelvinen. Az oxigén "égésterméke" kén és szilícium. Végül a csillag magjában vas keletkezik, amelyből nem lehet több energiát kifacsarni, mivel a vas elektronkötése a legmagasabb az összes elem közül. A csillag magja a gravitáció miatt hirtelen összeroppan, anyaga szinte tisztán neutronokból álló anyaggá alakul át: egy nagyon sűrű, kis méretű neutroncsillag keletkezik. Az összeomlás óriási lökéshullámot kelt, amely valósággal szétfújja a külső burkokat: a csillag felrobban. Az ilyen csillagkatasztrófát szupernóva-robbanásnak nevezzük. A robbanás során újabb kémiai elemek keletkeznek, majd a csillag anyaga szétáramlik az űrbe: az egykori csillag helyén egy folyamatosan táguló szupernóva-maradvány látható. A neutroncsillag általában pulzárként azonosítható, de gyakran előfordul, hogy nem sikerül észlelni.
Az összeomló csillagmag fekete lyukként is végezheti, ha megfelelően nagy volt a kezdeti tömege (2,5-3 naptömeg vagy nagyobb). Ekkor olyan nagy mértékű az összehúzódás, hogy gravitációs kollapszus lép fel, és a csillag tömege tulajdonképpen egy ponttá esik össze, melynek végtelen a sűrűsége. Ez a szingularitás. A fekete lyukról semmi nem szökhet el, még a fotonok sem, így nem látható. Jelenlétüket az esetleges kísérőcsillagaik mozgása és anyagelszívásuk alapján feltételezzük.
Szupernóvák
A szupernóvák igen látványos jelenségek és az utóbbi időben több ok miatt is a figyelem középpontjába kerültek. Már az ókor emberének is feltűnt, hogy időnként új csillagok ragyognak fel az égbolton. Az ókori kínaiak vendégcsillagoknak nevezték őket. 1572-ben Tycho Brahe dán csillagász gondosan megfigyelte éppen soron lévő képviselőjüket és könyvet írt róla "De Nova Stella" címmel. Azóta az ilyen objektumokat nóváknak nevezzük (nova = új; latin). 1934-ben egy svácji csillagász a legfényesebb nóvákat szupernóváknak nevezte el. De mitől fényesednek ki ilyen drámai mértékben egyes csillagok? Ma már tudjuk, hogy a szupernóvajelenségek hátterében csillagrobbanások állnak. A robbanás során a fényerő növekedése az eredeti érték 10 milliárdszorosát is elérheti és a befogadó galaxis fényét is elhomályosíthatja. A szupernóváknak két alapvető típusa ismeretes.
I. típusú szupernóvákAz I. típusú szupernóvák a legfényesebb objektumok. A robbanás hátterében egy kettős csillagrendszer fehér törpéjének teljes megsemmisülése áll. Az ilyen rendszerek eredetileg egy elfejlődött vörös óriásból és egy fehér törpéből állnak. Az óriáscsillag nehezen tudja megtartani külső burkait, így a kompakt fehér törpe folyamatosan anyagot szív el tőle. Az elszívott anyag egy tömegbefogási korongot képez a törpecsillag körül. Amikor a korongban egy kritikus mennyiségű anyag gyűlik össze, spirális pályán a fehér törpe felé kezd áramlani, majd annak felszínére zuhan. Az ekkor elszabaduló termonukleáris láncreakciók robbanásszerű kitörést okoznak. A kitörés során a rendszer fényessége több ezerszeresére növekszik és az eredeti értékhez néhány hónap alatt tér vissza. Az itt leírt eseményeket nevezzük nóvakitörésnek. Amennyiben a társcsillag túl sok anyagot zúdít a fehér törpére, akkor az egész törpecsillag szétrepülhet: ilyenkor következik be az I. típusú szupernóva-robbanás.
II. típusú szupernóvákA II. típusú szupernóvák fiatal, nagy tömegű csillagok felrobbanásához kapcsolódnak. Igen fontos szerepük van a Világegyetem anyagfejlődésében. A nagy tömegű csillagok viszonylag gyorsan, néhány millió év alatt elhasználják a magjukban lévő hidrogént. Ezután a hélium fúziója kerül sorra és vörös óriássá, illetve vörös szuperóriássá fújja fel a csillagot. A hélium kifogytával olyan erős összehúzódás következik, amelynek eredményeképpen a mag hőmérséklete eléri a 750 millió K-t. Ez elégséges ahhoz, hogy a magban lévő szén is "begyulladhasson", megállítva a további összeomlást. A szén teljes elégését ismét összehúzódás követi, amely új, még nehezebb fűtőanyagok elégéséhez vezet. Végül a csillag magjában vas keletkezik, amelyből nem lehet több energiát kifacsarni. A csillag magja a gravitáció miatt hirtelen összeroppan, anyaga tisztán neutronokból álló anyaggá alakul át: egy nagyon sűrű, kis méretű neutroncsillag keletkezik. Az összeomlás óriási lökéshullámot kelt, amely valósággal szétfújja a külső burkokat: a csillag felrobban. Az ilyen csillagkatasztrófát szupernóva-robbanásnak nevezzük. A robbanás során újabb kémiai elemek keletkeznek, majd a csillag anyaga szétáramlik az űrbe: az egykori csillag helyén egy folyamatosan táguló szupernóva-maradvány látható. A neutroncsillag általában pulzárként azonosítható, de gyakran előfordul, hogy nem sikerül észlelni. Az összeomló csillagmag ugyanis fekete lyukként is végezheti, ha megfelelően nagy volt a kezdeti tömeg.
A szupernóvák nemcsak látványos jelenségek, hanem a mi szempontunkból is rendkívül fontosak. Az oxigén, amit belélegzünk, a csontjainkban lévő kalcium, a vérünkben megtalálható vas mind-mind egykori csillagok belsejében, illetve ezek felrobbanása során keletkezett. E három kiragadott példa mellett - a hidrogén és a hélium egy részének kivételével - ez az összes többi elemre is igaz. Amikor aztán ezek a csillagok felrobbantak, anyaguk szétszóródott a térben. Ebből a szétszóródott anyagfelhőből később új csillagok tömörültek össze, például a mi Napunk is (Napunkat ezért a második generációs csillagok közé soroljuk). A csillagok e második nemzedékének tagjai körül talán sok helyen ugyanúgy bolygórendszerek születtek a felhő egy részéből, ahogyan a mi esetünkben.
Kijelenthetjük tehát, hogy a kémiai elemek zöme "csillagkohókban" született. Saját bolygónk, a Föld összes atomja is ősi csillagok halálának köszönheti létét, eltekintve a hidrogén- és a héliumkészletének egy részétől. A bolygónkat benépesítő élőlényekre ugyanez érvényes. Csillaganyagból vagyunk.
