Az elemek keletkezése I.^*

A Föld 90 elemből épül fel. A geológusok már régóta tudják, hogy az elemek nem egyformán gyakoriak a Föld felszínének anyagában. Magnéziumból, szilíciumból pl. ezerszer, tízezerszer annyi van a kőzetekben, mint ezüstből vagy wolframból. Ahogy a kísérleti lehetőségek bővültek, egyre pontosabban meghatározták a Föld összetételét.

Az érdeklődés nem állt meg bolygónk határainál. A spektoszkópia segítségével a csillagok, elsősorban a Nap összetételét is vizsgálni tudták. A meteorok pedig közvetlenül hoztak hírt a Földünkön kívüli világ összetételéről.

Ma már közismert, hogy a Világegyetem távoli részei ugyanazokból az anyagokból épülnek fel, mint a Föld, sőt, a részletes vizsgálatok azt is bebizonyították, hogy az elemek aránya is megegyezik a Földön ós a távoli csillagokon. Beszélhetünk tehát az elemek "kozmikus gyakoriságáról". Ennek meghatározását először GOLDSZHMIDT kísérelte meg 1938-ban. Vállalkozása olyan sikerrel járt, hogy ma is az ő táblázata az ilyenfajta vizsgálódások alapja.

Az elemek gyakoriságának a vizsgálata rengeteg problémát vetett fel. A legfőbb és legérdekesebb probléma kezdettől az volt, hogy vajon mikor és hogyan alakult ki a most tapasztalható eloszlás, vagyis hogyan keletkeztek az elemek.

F. W. CLARKE 1889-ben még azt kutatta, van-e az elemek gyakoriságának valami kapcsolata az akkor húsz éves periódusos rendszerrel. Ma már tudjuk, hogy ilyen kapcsolatot hiába keresnénk. Hiszen a periódusos rendszer kockáiba kémiai, elektronhéjuk által meghatározott tulajdonságaik sorolják be az elemeket. Egyik elem másikká alakítása viszont magreakciók útján megy végbe. Ahhoz pedig, hogy egy anyag-darabban magreakciók induljanak meg, nagy nyomás és nagy hőmérséklet szükséges. A világmindenség anyaga ezért - UREY szavai szerint - óriási, atommagokat átalakító, kozmikus tűzvész hamujának tekinthető. A hamuból kell a tűzvész lefolyására következtetni. Ki kell deríteni, hogy mikor és hol égett ez a kozmikus tűz, és mi volt a tüzelőanyag, amiből az elemek létrejöttek.

Nagyon valószínűnek látszik, hogy a Világegyetem ősanyaga hidrogén volt. Minden atommag protonokból és neutronokból áll. A protonok az atommagok belsejében pozitron-bomlással neutronná alakulhatnak. Tehát elvileg lehetséges, hogy hidrogén-magokból, protonokból bármilyen atommag felépüljön.

A világ általunk ismert része ma is csaknem kizárólag hidrogénből áll (I. táblázat). Ezer atom között mindössze 71 hélium, és csak egyetlen egy másfajta, héliumnál nehezebb atom akad. A többi mind hidrogén.

Ez már magában is arra utal, hogy feltevésünk helyes. Nehéz elképzelni, hogy ha valamilyen nehéz elem bomlott volna szét hidrogénné, ilyen nagyon kevés nehéz atom maradt volna. A feltevés mellett szól egy asztrofizikai tapasztalat is: az öregebb csillagok anyagában sokkal kevesebb a nehéz elem, mint a fiatalabbakéban. Ez arra vall, hogy amikor az öregebb csillagok keletkeztek, akkor még csak hidrogén áll rendelkezésükre. Amikor a fiatalabbak anyaga összeállt csillagok közti gázból, már volt a gázban valamennyi a nehezebb elemekből is.

Meg kell azonban jegyeznünk, hogy vannak olyan csillagok, amelyekben a hidrogén/nehéz elem arány más, mint amit ezen elgondolás szerint, koruk alapján várni lehetne. Remélhető, hogy ez a néhány kivétel megmagyarázható a csillagok környezetében uralkodó különleges viszonyokkal.

A következő probléma az, hogy a kezdeti hidrogén hol "égett el" nehezebb elemekké. Az ezzel kapcsolatos elméletek két nagy csoportba oszthatók. Az első csoportba azok tartoznak, amelyek szerint a Világmindenségnek vagy egy részének az anyaga egy kezdeti időpontban egyetlen óriási gömbbé zsúfolódott össze. Ez az igen nagy sűrűségű, protonokból, esetleg neutronokból álló gömb felrobbant. A szerterepülő részecskék nagy energiával ütköztek össze egymással. Az ütközések egy része magreakcióra vezetett. A már elkészült magokba egyre újabb és újabb részecskék fogódtak be, sorra kialakultak a nehezebb magok.

Ez az elmélet, amely elsősorban G. GAMOW nevéhez kapcsolódik, elég speciális feltevésekre épül. Kimutatták, hogy az összes elem csak akkor alakulhatott ki kezdeti robbanásban, ha a robbanás alatt a nyomás és a hőmérséklet bizonyos, nagyon szűk határok között volt. A túl speciális feltételek nagyon lecsökkentik annak a valószínűségét, hogy valóban így történt az elem-szintézis.

A Világegyetem állandó tágulása azonban - ha a távoli csillagok fényének vöröseltolódását valóban tágulásként kell értelmeznünk -, talán egy ilyen kezdeti robbanásnak a következménye. Ha a tágulás sebességéből kiszámítjuk, hogy mennyi idővel ezelőtt volt a Világegyetem egész anyaga egy helyre zsúfolva, éppen akkorának találjuk a Világegyetem "életkorát", amennyi a világot alkotó anyagnak az "életkora". Ez az egyezés a robbanásban való elem-keletkezés mellett szól.

Hosszú ideig ez volt az egyetlen komolyan számításba veendő hipotézis. Az utóbbi időben azonban bebizonyosodott, hogy a csillagok belsejében is lehetőség van az elemek kialakulására.

Az asztrofizikusok már régen sejtették, H. A. BETHE és C. F. v. WEIZSÄCKER pedig 1938-ban kétséget kizáróan kimutatták, hogy a csillagok óriási energiája magreakciókból származik. Az energia-termelő magreakciók során a csillagok hidrogén-készlete héliummá alakul át. Hélium tehát biztosan keletkezik csillagokban. Az átlagos csillagok viszonyai más, nehezebb magok kialakulását nem teszik lehetővé. Kérdés, vannak-e olyan csillagok, amelyek belsejében a közepes és nehéz magok is felépülhetnek. Úgy látszik, vannak. Egyes "különlegesebb" csillagok színképében ugyanis technéciumot mutattak ki.

A 43-as rendszámú technécium a Földön, a természetben nem fordul elő. Ennek az az oka, hogy radióaktív, és néhány millió év alatt elbomlik. Ha volt is belőle a Föld keletkezésekor, az azóta eltelt 4,5 milliárd év alatt régen elfogyott. Általában a csillagok spektrumában sem található meg.

Az, hogy technéciumot felezési idejéhez képest öreg csillagokban ki lehetett mutatni, arra vall, hogy most is keletkezik. Ezért azt kell mondanunk, hogy egyes csillagokban keletkezhetnek közepes atomsúlyú elemek.

Még fontosabb a transzurán kalifornium-254 előfordulása a szupernovákban. Ez az izotóp 55 napos felezési idővel bomlik. Vagyis a szupernovákban szinte a szemünk láttára keletkeznek a legnehezebb elemek.

Ezek a tények, valamint egy sor új magfizikai eredmény vezetett az elemek keletkezése újabb elméletének a kidolgozásához.¹ Úgy látszik, a csillagok belseje az a kohó, amelyikben az anyag legegyszerűbb formájából, a hidrogénből, kialakulnak az egyre összetettebb, nehezebb elemek.

Meg kell vizsgálnunk, hogy az elemek gyakorisága milyen magfizikai eredetű sajátosságokat tükröz. Rajzoljuk fel mindenek előtt a gyakoriságokat az atomsúly függvényében (1. ábra).

Azért célszerű az atomsúly és nem a rendszám függvényében rajzolni a gyakoriságot, mert az így egy helyre kerülő izobárok (vagyis azonos atomsúlyú, de különböző rendszámú magok) hasonlóbbak magfizikai szempontból, mint egy elem különböző izotópjai.

Az 1. ábrát az ¹ lábjegyzetben idézett cikkből vettük, de a rajta szereplő adatok SUESS és UREY-tól származnak.² Ők összefoglalták és részletesen megvizsgálták a legutóbbi években a Föld, a Nap és egyéb csillagok és a meteorok összetételével kapcsolatban végzett munkákat. Ezek közül csak a meteor-adatok tekinthetők közvetlen adatnak. (Még ezeknél is szükségesek korrekciók, hiszen a meteoritek elvesztik eredeti hélium, stb. tartalmukat, amikor a bolygóközi térben vándorolnak és végül a Föld légkörében felizzanak.) A Földnek csak a felszínéről és legfeljebb néhány ezer méteres kérgéből vehetünk mintákat. A csillagok fénye is felszínükről származik, és nem tudjuk, hogy a csillagok anyaga mennyire keveredik. Ráadásul a spektroszkópiai adatok kiértékelését nehezíti, hogy a spektrumvonalak intenzitásából nem lehet egyértelműen következtetni az elemek arányára. Ehhez még más adatokat is ismerni kell, a csillag felületének hőmérsékletét, légkörének sűrűségét, stb. A nehézségek ellenére SUESS és UREY nagyon gondos feldolgozás után annyira egységesnek találták a különböző eredetű adatokat, hogy eredményeik valóban kozmikus gyakoriságnak tekinthetők.

Már régen, 1917-ben felismerték, hogy a páros tömegszámú magok gyakorisága mindig nagyobb egy kicsit, mint a mellettük levő páratlanoké (HARKINS-szabály).

A páros-páratlan magok gyakorisága közti különbség az 1. rajzon nem látszik, mert az, az áttekinthetőség kedvéért, egy kissé ki van simítva. De a II. táblázatban hasonló szabályosságot láthatunk a rendszámmal, vagyis a protonok párosságával kapcsolatban.

Alacsony gyakoriságával tűnik ki a lítium, berillium és a bór. Viszont sokkal gyakoribbak a szomszédaiknál az olyan magok, amelyek alfarészecskékből összetetteknek gondolhatók. Ezek a kiugró gyakoriságú magok az ₈O¹⁶, ₁₀Ne²⁰, ₁₂Mg²⁴, stb. egészen a ₂₀Ca⁴⁰-ig. Tudjuk a magfizikából, hogy ezek is, a fentebb említett páros protonszámúak is olyan magok, amelyek kötési energiája nagyobb a szomszédaikénál.

Alfa-részecskékből összetett mag lenne a ₄Be⁵ is, de, mint tudjuk, ez nem stabil. A ₆C¹² pedig azért hiányzik a kiugró gyakoriságúak közül, mert sok reakció fogyasztja.

A következő megfigyelni való a görbe éles kiugrása az 56-os atomsúlynál ("vas-csúcs"). Az atommagok cseppmodelljéből tudjuk, hogy a vas környékén jut egy nukleonra a legnagyobb kötési energia. A vas az anyagok legstabilabb konfigurációja, ami felé, ha módja van, minden anyag törekszik.

A vasnál tapasztalható kiugró gyakoriság arra vall, hogy a Világegyetem anyaga egy részének lehetősége volt átmenni a "legstabilabb" állapotba. Az viszont, hogy a vas-csúcsba az összes magoknak (súly szerint) kevesebb, mint egy ezreléke jut csak, azt mutatja, hogy a Világ, egészében véve, igen távol van a stabilis, egyensúlyi konfigurációtól. Az elemek keletkezése közben olyan tendenciák is érvényesülnek, amelyek az egyensúlyi állapottól eltávolítják az anyagot.

A vas-csúcs fölötti részben három kis páros csúcsot láthatunk. Ezek N=50, 82, ill. 126 neutront tartalmazó magok közelében vannak. Pontosabban: a kettős csúcsok közül a jobboldaliakat (az s betűseket) olyan magok alkotják, amelyek neutron-száma a fenti mágikus számok valamelyike. A baloldali, r betűs csúcsok viszont olyan magokból állnak, amelyek mágikus neutron-számú instabil magok bomlástermékei.

Az első fajtára példa a mag. A másik fajta, r betűs csúcsba tartozik pl. a . Ez négy egymás utáni béta-bomlással keletkezik az igen rövid életű, mágikus neutron-számú magból.

A mágikus neutron-számokhoz tartozó nagyobb gyakoriság eszünkbe kell juttassa, hogy a mágikus neutronszámú magok sokkal stabilisabbak a szomszédjaiknál.

A görbe alsó, p betűvel jelölt mellék-ágában csupa olyan mag van, amiben az átlagosnál több a proton (neutron-deficites magok). Gyakoriságuk mintegy századrésze az átlagosnak. Ezek stabilitása is kisebb fokú.

A II. táblázatban megtaláljuk az egyes elemek relatív gyakoriságát. A részletes vizsgálatokhoz azonban sem ez, sem az eddig megbeszélt izobár-gyakorisági adatok nem elegendőek. Meg kell határozni minden egyes izotóp gyakoriságát is. Ezt földi és meteor-minták esetén tömegspektrográffal el lehet végezni. Az égitestek izotóp-gyakoriságának vizsgálata azonban nagyon nehéz. Egy elem különböző izotópjainak a spektruma alig különbözik egymástól. A kis különbségeket pedig teljesen elmossa a fényt kibocsátó atomok erős hőmozgása miatt fellépő Doppler-kiszélesedés.

Az izotópok közötti relatív tömegkülönbség a hidrogén 1-es és 2-es atomsúlyú izotópja, vagyis a közönséges hidrogén és a deutérium között a legnagyobb. Ezért e két izotóp spektruma különbözik legjobban egymástól. Ha egyáltalán remélhető izotóp-effektusok kimutatása csillag-színképben, akkor leginkább itt várható. Legújabban a Nap spektrumában valóban sikerült kimutatni deutériumot. A Nap deutérium-tartalmára a spektrum alapján kapott érték jól egyezik az eddigi becslésekkel.

A kísérleti technika fejlődése remélhetőleg lehetővé teszi, hogy ne csak a deutérium, hanem más izotópok gyakoriságát is meg lehessen majd állapítani a spektrum alapján. Addig földi és meteor-adatokra kell támaszkodni. Ilyen vizsgálatok alapján készült a 2. rajz, amin a vas-csúcs elemeinek izotóp-gyakoriságát láthatjuk. Az eddigi eredményekből arra lehet következtetni, hogy az izotóp-gyakoriság nem annyira univerzális, mint az elemek gyakorisága. Ezért többet árul el az elem-kialakulási folyamatok helyi sajátosságairól, mint a folyamatok általános sajátosságait tükröző elem-gyakoriság.

Néhány példán már láttuk, hogy különböző csillagokban más-más elemek alakulhatnak ki, de nem beszéltünk arról, hogy tulajdonképpen miben különböznek egymástól ezek a csillagok. Pótoljuk most ezt a mulasztást, tekintsük át egy kissé a csillagok tulajdonságait és "életét".

A csillagok legfőbb empirikus adatai a tömegük, átmérőjük és fényességük. Fényességen most az általuk másodpercenként kisugárzott összes energiát értjük.

A Nap tömege kb. 330 000-szerese a Földének, mintegy 2·10³³g. Átmérője nagyjából 100 Föld-átmérő, 1,4·10¹¹cm. Fényessége kb. 3,7·10³³erg/sec. A többi csillagok tömege általában a Nap-tömeg tizede és néhány százszorosa közé esik, átmérőjük 0,004 Nap-átmérő (fehér törpék) és 500 Nap-átmérő (vörös óriások) közé. (A fehér törpék alig Föld-méretűek, a vörös óriások átmérője viszont akkora, mint a Föld pályájának az átmérője!) A csillagok fényessége is igen tág határok között változik, a Napénak milliószorosa és századrésze között.

A csillagok már szabad szemmel nézve is különböző színűnek látszanak. A csillagok színe felületi hőmérsékletükkel függ össze. A vörösek hűvösebbek, 2-3000 fokosak, a kékek forróbbak, 30-40000 fokosak, némelyik a 100000 fokot is eléri. A Nap 5700 fokos felületi hőmérsékletű sárga csillag.

A különféle nagyságú, fényességű csillagok sokaságának áttekintését megkönnyíti a HERTZSPRUNG-RUSSEL diagramm (H-R diagramm). Ez több formában használatos, nekünk jó lesz egy egészen leegyszerűsített vázlat is (3. ábra). Diagrammunk vízszintes tengelyén a csillagok felületi hőmérséklete vagy színe, függőleges tengelyén fényessége van. Így minden csillagnak megfelel egy pont. Ha sok csillag pontját berajzoljuk, azt látjuk, hogy a pontok a diagramm egyes helyein sűrűsödnek. Kirajzolódik egy jobbra lefelé haladó vonal, a H-R diagramm főága. Jobbra fent találjuk a vörös óriások (sok energiát kisugárzó, de kis felületi hőmérsékletű, tehát szükségképpen igen nagy méretű csillagok) csoportját. Tőlük balra, a főágig, főleg változó fényességű csillagok vannak. A főágtól balra fent nagyon forró, közepesen fényes csillagok, lent pedig a forró, de nagyon kis energiát kisugárzó (tehát nagyon kis méretű) fehér törpék csoportja található. A főágtól jobbra, a vörös óriások alatt van sok, fényét szabálytalanul változtató csillag. Nem minden csillag tartozik az említett csoportok valamelyikébe, csak a számunkra fontosabb csoportokat említettük.

A csillagok belsejéről nem szerezhetünk megfigyelés útján adatokat. Mégis, elméleti meggondolások útján nagy vonalakban meghatározhatjuk szerkezetüket. Egyszerű termodinamikai meggondolások azt mutatják, hogy befelé haladva a hőmérsékletnek nőnie kell.

Ezt könnyű belátni. A csillagokban a gáznyomás és a sugárnyomás ellensúlyozza a külső részek súlyát. Beljebb haladva egyre nagyobb súly nehezedik a csillag anyagára, egyre nagyobb kell tehát legyen az ezt ellensúlyozó gáz- és sugárnyomás A nagyobb gáz- és sugárnyomás pedig nagyobb hőmérsékletet igényel. Azt is látjuk ebből a meggondolásból, hogy ha a belső részek hőmérséklete lecsökken, a csillag "összeroppan".

Befelé haladva nő az anyag sűrűsége is. A Nap középponti hőmérséklete 14 millió fok, középponti sűrűsége pedig 140g/cm³. Nagyobb csillagok középponti hőmérséklete nagyobb, elérheti a néhány milliárd fokot. Egyes csillagok középponti sűrűsége néhány tízezer g/cm³ is lehet.

A csillagok életkora milliárd években mérhető. A mi megfigyeléseink e hosszú élet egyetlen pillanatát mutatják. Ezért, ha a csillagok fejlődését szeretnénk kideríteni, körülbelül olyan feladatra vállalkozunk, mintha egyetlen filmkockából egy egész filmet akarnánk rekonstruálni. Könnyíti a helyzetet, hogy a csillagok nem mind egyidősek, ezért, ha életkoruk szerint sorbaállítjuk őket, áttekinthetjük fejlődésüket.

A sorbaállítás azonban nehéz. Nem mindig tudjuk megállapítani egy csillag életkorát. Nem biztos, hogy csak egyetlen fejlődési sorozat van. A csillagok egyes fajtáiról ma még egyáltalán nem tudjuk megállapítani, hogy hová tartoznak. Vannak olyan csillagok, amelyek határozottan ellentmondanak az általános szabályszerűségeknek. Mindezek nagyon bizonytalanná teszik az ilyen vizsgálódásokat. Nem foglalkozhatunk most részletesen a csillagok keletkezésének és fejlődésének különböző elméleteivel és ezen elméletek problematikus kérdéseivel. Az érdeklődők DETRE LÁSZLÓ cikkéből ³ megismerkedhetnek ezekkel. Nagy vonalakban vázoljuk csak a csillag-fejlődés folyamatát, annyit mondva el róla, amennyi az elem-kialakulás megbeszéléséhez szükséges.

Mai tudásunk szerint a csillagok kozmikus por- és gáz-felhőkből kondenzálódnak. A nagy kiterjedésű, ritka felhő gravitációs terének és esetleg magnetohidrodinamikai erőknek a hatására összehúzódik. Ez a gravitációs kontrakció 10⁵-10⁸ évig tart.

Ahogy a felhő egyre jobban összehúzódik, részecskéi mind gyakrabban ütköznek össze egymással. A gravitációs energia, aminek a rovására a részecskék a centrum felé mozognak, így végül is hővé alakul. Ezért a kialakulóban levő csillag, a protocsillag felmelegszik. A melegedés a gáz- és sugárnyomás növekedésével jár. A növekvő belső nyomás egyszer csak megállítja az összehúzódást, a csillag termikus egyensúlyba jut.

A melegedés azzal is jár, hogy a csillag energiát kezd kisugározni. A gravitációs kontrakció energiája nem túl sok, azt a felmelegedett csillag néhány millió év alatt kisugározza. Ha más energiaforrás nem volna, a csillag ennyi idő múlva kihűlne.

A gravitációs kontrakció közben nem látjuk a csillagokat. Fényük ugyanis gyenge és az infravörösbe esik. Ezért csillag-fejlődésnek erről a szakaszáról ma még nincsenek észlelési adataink. Ha majd a légkörön kívül keringő mesterséges holdakat csillagászati célokra is fel lehet használni, meg tudjuk figyelni ezeket is.

Ha elég nagy tömegű anyag kondenzálódott csillaggá, a kontrakció végére a középponti hőmérséklet elérheti az 1-10 millió fokot. Ilyen hőmérsékleten azután a csillag anyagában termonukleáris reakciók indulnak meg. E reakciók energia-termelése évmilliárdokig fedezi az energia-kisugárzást.

Amikor éppen megindulófélben van a magenergia felszabadulása, a csillag nagyon instabil. Az új energia-forrás bekapcsolódása megbolygatja az addigi egyensúlyt. Feltehető, hogy azok a fényüket szabálytalanul változtató, halvány, vörös csillagok, amelyek a H-R diagrammban a főágtól jobbra találhatók, éppen ilyen állapotban vannak. Azokat a csillagokat viszont, amelyekben már helyreállt az egyensúly, és szakadatlanul folyik a hidrogénnek termonukleáris reakciók útján héliummá történő elégése, a H-R diagramm főágában találjuk.

Kimutatták, hogy a csillagok állapotát - egyensúly esetén - tömegük és anyagi összetételük teljesen meghatározza (RUSSEL-VOGT tétel). Ezért a csillagot ábrázoló pont egy helyben áll a H-R diagrammon, amíg a csillag anyaga lényegesen meg nem változik. Az összetétel változásakor a csillag vándorol a diagrammon. (Egy gyakori félreértés megelőzése érdekében megjegyezzük, hogy a H-R diagramm főága és egyéb ágai nem a csillagok fejlődésének "pályái", hanem éppen olyan helyek, ahol a csillagok hosszasabban időznek.)

Láttuk, hogy a csillagok hőmérséklete a középponttól kifelé fokozatosan csökken. A termonukleáris reakciók viszont csak egy bizonyos hőmérséklet felett mennek végbe. Ezért az energia-termelés a csillag középpontjának környezetére korlátozódik. Mármost, a csillagok anyaga alig keveredik. Ezért, ha középen elfogyott a hidrogén, hiába van még kint rengeteg, a tűz kialszik.

A hidrogén néhány milliárd év alatt fogy el. Ezután, amikor megszűnik az energiatermelés, a középpont hőmérséklete lecsökken. Lecsökken ezzel a sugárnyomás és a gáznyomás is, és emiatt a csillag középső része összeroppan. A csillag magjának hirtelen összehúzódása, újabb gravitációs energia felszabadulása miatt, felmelegedést okoz, a hirtelen felmelegedés a csillag külső burkát "felfújja" eredeti méretének több-százszorosára. A végső eredmény: a csillag közepe melegebb lesz, mint eredetileg volt. Ekkor újabb magreakciók tudnak megindulni, olyanok, amelyek csak nagyobb hőmérsékleten mehetnek végbe. Például hélium kezd nehezebb magokká "égni". Az óriásira felfújódott külső burok viszont lehűl, hiszen a nagyobb felület kisebb hőmérsékleten is ki tudja sugározni a termelt energiát. Lassan visszaáll az egyensúly, a főágbeli sárga, közepes nagyságú csillag vörös óriássá változott.

A vörös óriások fejlődése már gyorsabb, hiszen a nagyobb hőmérsékleten gyorsabban "ég" az anyaguk. (A vörös óriások középponti hőmérséklete 100 millió fok körül van!) Mintegy 10 millió év alatt elfogy a hélium is a magból. Közben anyagukból is sokat elveszítenek a csillagok. Ugyanis nagy méretük miatt felületükön egészen kicsi a nehézségi erő, így a mélyből feltörő, Napprotuberancia-szerű kitörések sok anyagot kidobnak a csillagból.

A hélium elfogyása után újabb összeroppanás, gravitációs kontrakció, újabb melegedés, újabb tüzelő-fajták begyulladása következik, többször is egymás után, egyre gyorsuló ütemben. A középponti hőmérséklet a néhány milliárd fokot is elérheti.

Ezt a szakaszt azonban már nagyon kevés csillag járja be, csak az igen nagy tömegű csillagok. A kisebbek útját nem tudjuk a vörös óriás állapoton túl követni. Talán egy részükből változó fényességű csillag lesz, amely a H-R diagrammban a vörös óriások helyétől balfelé vándorol, a rajzunkon V betűvel jelölt helyre. De ezt ma még nem tudjuk biztosan.

A nagyobb csillagok egy része szupernova-robbanáson esik át. A szupernova-robbanásról a csillag fényességének óriási megnövekedése ad hírt. A hirtelen felvillanás után aztán hosszabb-rövidebb idő alatt lecsökken a fényük. A maximumban a fényerejük elérheti a Nap fényerősségének a 10⁸-szorosát is!

Nem tudjuk, hogy vajon milyen fajta csillagok esnek át ezen az óriási katasztrófán. Egyetlen szupernova előéletét sem ismerjük. A kitörés eddig minden esetben új, addig meg nem figyelt csillag feltűnését jelentette. (A nevük is ebből származik.) Ezért nem tudjuk, hogy hová tartoznak a fejlődési sorban a szupernovák. Talán a legnagyobb tömegű csillagokon, a megbeszélt fejlődési sor végén következik be a robbanás.

A szupernova-kitörés óriási méreteit mutatja, a nagy fényerősségen kívül, az is, hogy a csillag a robbanás alatt a Nap tömegénél sokszorta több anyagot kidob magából. Régebbi szupernovák körül ma táguló ködöt lehet látni. A tömege jelentős részét elvesztett szupernova helyén kisebb csillag marad, talán egy fehér törpe.

Valószínű, hogy minden csillag fejlődésének végső stádiuma a fehér törpe állapot. Ezt azonban ma még nem állíthatjuk biztosan.

A fehér törpék igen nagy sűrűségűek, anyaguk a középpont környezetében elfajult állapotban van. Semmi nukleáris tüzelőanyag nincs bennük, vagy legalább is igen kevés. Ezért nem termelnek energiát. Nagyon kis méretük miatt azonban csak lassan hűlnek ki. Végül is hideg, sötét, láthatatlan testekként keringenek az űrben.

(Folytatása következik)
A cikk III. része
Pócs Lajos
Központi Fizikai Kutató Intézet