Minden, ami csillagászat

Sziasztok!

Ide írhat mindenki, akit érdekel a csillagászat.
Remélem, hogy ez a topik a másik hasonló topiknál sikeresebb és bővebb lesz.
Kezdetnek néhány információt, érdekességet megosztanék veletek, amelyek között lesznek alap ismeretek, de lesznek olyan információk is, amelyekről a laikusok esetleg még nem olvastak, vagy hallottak:
1. A Föld a Naprendszer harmadik bolygója, amely kb. 4600 millió éves. A Naprendszer a Tejútrendszernek nevezett csillagváros része, tagja. Ez a galaxis az, amely otthont ad nekünk. A Naprendszerben lévő 9 bolygó a központi csillagunk, a Nap körül keringenek. Ez egy átlagos méretű és korú csillag, amely 150 millió kilométer távolságra van.
2. Tejútrendszerünk átmérője 100.000 fényév. 1 fényév: 9.6 billió kilométer. Ez egy küllős spirálgalaxis.
200-400 milliárd csillag található benne, legnagyobb vastagsága 16.300 fényév. A Földről két spirálkarját, az Orion- és Nyilas-kart látjuk. Vizsgálatát megnehezíti, hogy belülről látjuk. Napunk az Orion-kar belső peremén kering megközelítőleg ellipszis alakú pályán, körülbelül 1 millió km/h sebességgel a galaxis középpontja körül nagyjából 226 millió évenként megtéve egy fordulatot. Tudományos becslés szerint a Tejútrendszerben legalább 100 milliárd bolygó található. A Tejútrendszernek a Földről látható része a Tejút. Ez lényegében egy halvány, felhőszerű sáv, amely az egész éjszakai égbolton áthúzódik, és ott figyelhető jól meg, ahol tiszta a levegő, kicsi a páratartalom és a fényszennyezés. Azért tűnik számunkra sávnak, mert galaxisunk korong alakú, és mi az egyik kar belsejében vagyunk, ezért a korongra merőlegesen kevés csillagot látunk, a korong síkjának irányában sokat. A Tejútrendszer középpontja a Sagittarius (Nyilas) csillagkép irányában van, távolsága a Naptól 27.000 fényév. A látható fény tartományában nem tudjuk megfigyelni, mivel a galaktikus egyenlítő síkjában lévő csillagközi por- és gázfelhők elnyelik a fényt. Az optikai „látótávolság” a galaktikus rendszer fősíkjában csak mintegy 10 ezer fényév. A középpont közelítőleg egybeesik a Sagittarius A jelű rádióforrással. Galaxisunk központi, szupermasszív fekete lyuka a Sagittarius A. Közvetlen közelében sok, nagy tömegű csillag kering, melyeket sikerült közeli infravörösben észlelni és pályájuk megfigyeléséből sikerült a fekete lyuk tömegét meghatározni, mely 4 millió naptömegnek adódott. Egyelőre rejtély, hogy a csillagok hogyan kerültek ilyen közel, ugyanis sok közülük nagyon fiatal, azaz nagy távolság megtételére még nem volt idejük, a fekete lyukhoz közel viszont szinte elképzelhetetlen a csillagkeletkezés.
A naptömeg a Nap tömege, ez a csillagászatban viszonyítási alap a csillagok és a náluk nehezebb égitestek tömegének szemléletessé tételéhez. Tejútrendszerünknek négy fő spirálkarja van, a Perseus-kar, a Norma- és Cygnus-kar, a Scutum-Crux-kar és Carina- és Sagittarius-kar. Van két kisebb kar is, ezek közül az egyik a Napnak is helyt adó Orion-kar. A többi spirálgalaxishoz hasonlóan, Tejútrendszerünket is egy kifelé folyamatosan ritkuló, csillagokból álló (csillagközi gázt nem tartalmazó), gömb centrikus halo veszi körül. Anyagának 90%-a egy 100.000 fényév sugarú gömbön belül található. A halo részét képezi emellett Tejútrendszerünk mintegy 160 gömbhalmaza. Az őket alkotó csillagok kémiai elemzése alapján jelentős részük (mintegy harmaduk) nem a Tejútrendszerben képződött, hanem az időközben bekebelezett törpegalaxisokban, melyeknek egyéb csillagai sok esetben már szétszóródtak a Tejútrendszerben, gömbhalmazaikat azonban elég erős gravitációjuk összetartotta. Tejútrendszerünk körül több apróbb galaxis kering, ezek közül a legismertebb a Kis és a Nagy Magellán-felhő. Mindkettő a Magellán-galaxis maradványa, mely Tejútrendszerünk körül keringve darabokra szakadt.

Eddig érthető?
Csatolt kép: A Tejút képe infravörösben

Nemsokára Tejútrendszerünk kísérőgalaxisait fogom bemutatni, de előtte néhány alapfogalmat kell tisztázni:
1. galaxis: égitestek: csillagok, csillagközi gázok, por és a láthatatlan sötét anyag nagy kiterjedésű, gravitációsan kötött rendszerei. Egy tipikus galaxis tízmillió és ezermilliárd közötti számú csillaggal rendelkezik, és mind azonos középpont körül kering. A magányos csillagokon kívül egy galaxisban rengeteg több csillagot tartalmazó rendszer, nyílthalmaz, gömbhalmaz és köd található. A legtöbb galaxis átmérője több ezertől több százezer fényévig terjed és közöttük több millió fényév távolság a jellemző. Feltehetően több mint százmilliárd galaxis van a Világegyetem belátható részében. A galaxis szó a Tejútrendszer görög nevéből származik, (gala szó jelentése tej) a monda szerint ugyanis a Tejút a Herkulest szoptató Héra istennő szétfröccsent teje. Az extragalaxis az összes, a Tejútrendszerünkön kívüli galaxis általános neve.
Az elméletek szerint a galaxisok tömegének 90%-át sötét anyag teszi ki, azonban ennek a tömegkomponensnek a természetét még nem ismerjük. A megfigyelési adatokból arra következtetnek, hogy számos galaxis középpontjában szupermasszív fekete lyuk található, bár ez nem igaz minden esetben, mert ha a galaxis középpontjában két fekete lyuk összeolvad (például egy másik galaxissal való ütközés következtében), akkor a keletkező új fekete lyuk gravitációs hullámok kibocsátása után kirepülhet a galaxisból, örökre elhagyva azt.
2. csillag: csillagászat szaknyelvében olyan égitest, amely nukleáris energiát termel, így saját fénnyel rendelkezik, szemben a bolygókkal, amelyek központi csillaguk fényét verik vissza, és elenyésző saját sugárzást bocsátanak ki.
3. bolygó: A bolygó olyan jelentősebb tömegű égitest, amely egy csillag vagy egy csillagmaradvány körül kering, elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúlyt tükröző közel gömb alak, viszont nem lehet elég nagy tömegű ahhoz hogy belsejében meginduljon a magfúzió, valamint tisztára söpörte a pályáját övező térséget. Van olyan elmélet is, hogy a csillagközi térben is lehetnek bolygószerű égitestek, amelyek valamely csillagrendszerből lökődtek ki, vagy csillagközi por összesűrűsödésével jöttek létre. A csillagászok már találtak bolygókat más csillagok körül is. Ezek az exobolygók.
A bolygókkal foglalkozó tudományág a planetológia.
4. fekete lyuk: olyan égitest, amelynél a felszínre vonatkoztatott szökési sebesség eléri vagy meghaladja a fénysebesség értékét. Létezésüket az általános relativitáselmélet támasztja alá. Fekete lyuk keletkezik akkor, ha egy véges tömeg a gravitációs összeomlásnak nevezett folyamat során egy kritikus értéknél kisebb térfogatba tömörül össze. Ekkor az anyag összehúzódását okozó gravitációs erő minden más anyagi erőnél nagyobb lesz, s az anyag egyetlen pontba húzódik össze.

Tejútrendszer kísérőgalaxisai:
1. A Canis Major-törpegalaxis irreguláris (szabálytalan=amelyeknél központi mag és szimmetriatengely sem figyelhető meg) galaxis, amely a Földről a Canis Major (Nagy Kutya) csillagkép irányában látszik.
Körülbelül egymilliárd csillagot tartalmaz, ezek között jelentős a vörös óriások aránya. A vörös óriások a Napnál kissé nagyobb tömegű csillagok, amelyek magjukban már kimerítették hidrogénkészletüket és elkezdték a magot körülvevő rétegben lévő hidrogén égetését. Mivel az energiaforrás így közelebb kerül a felszínhez, a csillag tágulni kezd. A csillag ezáltal ugyan fényesebb lesz, viszont sugara (ebből következően a felszíne is) erősebben növekszik, mint a fényessége. Ennek eredményeképpen a csillag nagyobb lesz, de hidegebb és vörösebb színű, s ebből adódik a név: vörös óriás.

A Tejútrendszer kísérője, jelenlegi ismereteink szerint a Naprendszerhez legközelebbi szomszédos galaxis, távolsága mintegy 25 000 fényév (a Tejútrendszer magjától 42 000 fényév). Megközelítőleg elliptikus alakú. Csillagainak száma hasonló a korábban legközelebbinek vélt Sagittarius elliptikus törpegalaxiséhoz.

2. Sagittarius elliptikus törpegalaxis: (Sag DEG) a Tejútrendszer egy nyújtott, elliptikus, hurok alakú pályán mozgó kísérője, törpe szferoidális galaxis, melyek tipikusan nagyobb galaxisok körül keringenek.
Hozzávetőleg 10.000 fényév átmérőjű és jelenleg körülbelül 70.000 fényévre van a Földtől. Sarki pályán kering a Tejútrendszer magja körül, nagyjából 50.000 fényévre (harmad akkora távolságra, mint a Nagy Magellán-felhő). A Sag DEG-et nem szabad összekeverni a Sag DIG-gel, ami egy kis szabálytalan alakú galaxis 4 millió fényév távolságban.

3. Kis Magellán-felhő törpegalaxis, amely Tejútrendszerünk körül kering. Több százmillió csillagot tartalmaz. A Nagy Magellán-felhővel alkotnak párost, amitől nyugati irányban 20 foknyira található. A Lokális Galaxiscsoport kilencedik legnagyobb luminozitású objektuma. Távolsága: 196.000 fényév.
Ferdinand Magellanról nevezték el, aki Föld körüli útja során figyelte meg a Nagy Magellán-felhővel együtt.
Egyes elméletek szerint a Kis Magellán-felhő szintén horgas spirálgalaxis lehetett, mint a Tejútrendszer, de ennek ereje szabálytalanná torzította alakját. A központi részében még mindig fel lehet fedezni a strukturált szerkezetet.
Henrietta Leavitt a Harvard College Observatory-ban 1893 és 1906 között cefeida változócsillagok százait fényképezte és figyelte meg a Magellán-felhőkben. Ezen csillagok vizsgálatával pontosították a köd távolságát.

JEGYZET
törpegalaxis: néhány milliárd csillagnyi tömegből áll, ellentétben a normális galaxisok több százmilliárd csillagnyi tömegével. Kis méretűek.
cefeida változócsillagok: a pulzáló változócsillagok egyik fajtája, jellemzően 4-5 naptömegű, vagy nehezebb sárga szuperóriás csillag, mely színét, fényerejét és átmérőjét néhány napos-néhány hetes periódussal változtatja. Változó csillagok, amelyek állapothatározói emberi időskálán mérve rövid idő alatt megváltoznak.
A legfontosabb állapothatározók a alábbiak: fényesség, felületi hőmérséklet, színkép, sugár, forgási periódus, kémiai összetétel, mágneses tér, tömeg.
Lokális Galaxiscsoport: az a galaxishalmaz, amelybe a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis is tartozik.
A csoport körülbelül harminc tagot számlál, gravitációs középpontja e két említett galaxis között helyezkedik el. Átmérője 10 millió fényév körüli, és kettős (súlyzó) alakja van. A csoport maga egyike a Virgo Szuperhalmaz csoportjainak.
A galaxishalmazok galaxisok csoportosulásai, a legnagyobb, gravitációsan kötött objektumok, amelyek akár tízezer galaxist is tartalmazhatnak.
Az összes extragalaxis valamilyen galaxishalmaz eleme. Köztük számos egyben röntgenforrás is, ami a halmaz galaxisai között meglévő gázról tanúskodik.
Térbeli elrendeződésük szerint lehetnek szabályosak vagy szabálytalanok. A szabályos galaxishalmazokban a galaxisok elrendeződése gömbszerű és koncentrálódnak a középpont felé. A legközelebbi szabályos galaxishalmaz a Pegazus-halmaz,
ami a Földtől 150 millió fényév távolságra van.
luminozitás: valamely égitest – általában csillag – egy meghatározott időtartam alatt kibocsátott összsugárzása.

4. Nagy Magellán-felhő: törpegalaxis, amely Tejútrendszerünk körül kering, nagyjából 163.000 fényév távolságra. Átmérője kb. 1/20-a a mi galaxisunkénak, csillagainak száma pedig 1/10 része és felfedeztek benne egy 9 naptömegű fekete lyukat is. Bár jórészt szabálytalan az alakja, fellelhetőek a spirális szerkezet nyomai. Valaha küllős spirálgalaxis lehetett, mely a Tejútrendszer zavaró hatására nagyjából szabálytalan alakúvá vált, még mindig van egy központi küllős szerkezete. A Lokális Csoport negyedik legnagyobb tagja az Androméda-galaxis (M31), a Tejútrendszer és a Triangulum-galaxis (M33) után.

Csatolt képek:
1. Nagy Magellán-felhő
2. Kis Magellán-felhő
3. Az Abell 1689 galaxishalmaz.

Objektum neve: RS Puppis (a kép közepén)
Típusa: Cefeida változó csillag
Távolság: 6500 fényév

A Cefeida-típusú változó vagy cefeida a pulzáló változócsillagok egyik fajtája, jellemzően 4-5 naptömegű (naptömeg = a Nap tömege), vagy nehezebb sárga szuperóriás csillag, amely színét, fényerejét és átmérőjét (10-20%-kal) néhány napos - néhány hetes periódussal változtatja.
Az RS Puppis az egyik legnagyobb luminozitású a Cefeida változó csillagok osztályában. A luminozitás alatt egy csillag vagy égitest meghatározott időegység alatt kisugárzott összes energiáját értjük. Az RS Puppis luminozitása 15.000-szerese a Napénak, tömege 10 naptömeg, vagyis 10-szer masszívabb, mint a mi Napunk. Ugyanakkor méretét tekintve kétszázszor nagyobb csillag, így joggal nevezhetjük szuperóriásnak.

A fényképet a Hubble űrtávcső készítette december 17-én.

Objektumok neve: Tr16-244 és WR 25
Típus: Wolf-Rayet csillagok
Távolság: 7500 fényév
Csillagkép: Carina


A fent megnevezett két csillag a Tr16-244 és a WR 25 a Trumpler 16 nyílthalmaz tagjai, két olyan szuperóriás csillagról van szó, amelyek galaxisunk legnagyobb ködkomplexumában, a Carina ködben, azon belül pedig a Trumpler 16 csillaghalmazban találhatóak. A Carina köd ultra-forró csillagokat is tartalmaz. Galaxisunk egyik legnagyobb csillaga, az Eta Carinae is ebben a hatalmas ködkomplexumban van, amely egy kék, fényes változó csillag (LBV). Ennek a csillagnak a legnagyobb a luminozitása (= egy objektum idő egység alatt kisugárzott összes energiája) a jelenlegi mérések szerint. A bevezetőben említett két csillag közül a WR 25 a legfényesebb és a kép közepén látható. Szomszédja, a Tr16-244, a harmadik legfényesebb csillag a fotón, amely a képen a WR 25-től balra fent található. A második legfényesebb csillag a WR 25 bal oldali szomszédja.

A Wolf-Rayet csillag nagy tömegű változócsillag, az első ilyen csillagokat Charles Wolf és Georges Rayet fedezte fel a 19. században, 1867-ben. Felszíni hőmérsékletük jellemzően 50.000 kelvin fölötti, ami elérheti a 100.000 kelvint is. A változócsillagok (röviden változók) olyan csillagok, amelyek állapothatározói emberi időskálán mérve rövid idő alatt megváltoznak. A legfontosabb állapothatározók a alábbiak:

fényesség
felületi hőmérséklet
színkép
sugár
forgási periódus
kémiai összetétel
mágneses tér
tömeg

A csillagok keletkezése

A csillagok a galaxisokban, az ott található csillagközi anyag összesűrűsödésével keletkeznek - ezt a folyamatot a Tejútrendszerben is megfigyelhetjük. Az intersztelláris anyag nem egyenletesen tölti ki a teret a galaxisokban, hanem sűrűbb felhőket és azokat elválasztó ritkább régiókat alkot. Egy ilyen felhő állapotát elsősorban két tényező határozza meg. Saját tömegéből adódó gravitációs tere, amely összehúzni, összenyomni próbálja, és a belsejében lévő gázanyag hő mozgása révén kifejtett gáznyomás, ami pedig megpróbálja szétnyomni. Amennyiben a két erő kiegyenlíti egymást, a felhő stabil egyensúlyi állapotban van. Ahhoz, hogy a felhőből csillag keletkezzen, el kell kezdenie az összehúzódást - azaz a gravitációs erőnek le kell győznie a gáznyomást. Minél magasabb a gáz hőmérséklete, részecskéinek hő mozgása, annál jobban ellen tud állni a gravitáció összehúzó erejének. Éppen ezért minden adott hőmérséklethez tartozik egy kritikus tömeg illetve sűrűségérték, amelyet ha a felhő meghalad, megkezdődik az összehúzódás. Az előbbiekből következik, hogy a magasabb hőmérsékletű felhők összehúzódásához nagyobb tömeg kell, ezért a nagy tömegű (O és B ) csillagok melegebb anyagból keletkeznek. A hidegebb felhők összehúzódásához és kisebb csillagok kialakításához viszont kisebb tömeg is elegendő. A csillagközi felhők úgymond "maguktól" ritkán érik el ezt a kritikus tömeget, illetve sűrűséget, így valamilyen külső folyamatnak össze kell nyomnia őket addig a határig, ahonnan kezdve már önállóan is folytathatják a zsugorodást. Ilyen hatást többféle jelenség is kiválthat, pl. szupernóva robbanások lökéshullámai, nagy tömegű csillagok sugárzása, egymással ütköző és az ütközés hatására összenyomódó felhők. Jelenlegi megfigyeléseink szerint két fontos tényező kapcsán válik intenzívvé a csillagkeletkezés: ezek egyike a galaxisok spirálkarjai. Tejútrendszerünkben a spirálkarok olyan sűrűséghullámoknak, gravitációs potenciálgödröknek tekinthetők, amelyekben az áthaladó csillagközi anyag sűrűsége mintegy 10%-kal megnő. Amint egy felhő belép egy spirálkarba, kissé lefékeződik, lökéshullámok keletkeznek benne, anyaga összébb nyomódik. Megfigyeléseink szerint a fiatal csillagok nem egyenletesen töltik ki a teret, hanem csoportokat alkotnak. Ez a csoportosulás a csillagközi anyag jellegéből adódik. Az intersztelláris anyag háromféle állapotban lehet: ionizált (ezek a HII: ionizált hidrogén), atomos (HI), és molekuláris (molekulafelhők). A HII és HI területek hőmérséklete túlságosan magas ahhoz, hogy könnyen össze lehessen nyomni őket. Így a csillagkeletkezés színhelyeként elsősorban a molekulafelhők maradnak, amit megfigyeléseink meg is erősítenek. Ezek nagy tömegű, nagy sűrűségű és hideg felhők. Az óriás molekulafelhők tömege több százezer naptömeg is lehet, sűrűségük 100-300 molekula/cm3, hőmérsékletük 10-90 K körüli; bonyolult belső szerkezetük van. Ezek a molekulafelhők válhatnak a csillagkeletkezés intenzív helyszínévé, mint például a Taurus-felhő.
Az óriás molekulafelhők külső peremén általában nagy tömegű csillagokból álló fiatal asszociációk (fiatal, laza csillagcsoportosulások) találhatók, belsejükben pedig sok olyan hősugárzó anyagcsomó, amelyek kialakulóban lévő vagy már kialakult kisebb tömegű csillagok lehetnek. Más-más folyamat hozhat létre a felhők szélén nagy tömegű, és a felhők belsejében pedig kis tömegű csillagokat. A molekulafelhők külső részén valamilyen külső hatásra indulhat meg a csillagkeletkezés, például szupernóva robbanás. Az itt kialakult nagy tömegű csillagok ionizálják a környezetükben lévő anyagot, a kifelé haladó ionizációs frontok pedig összenyomják a molekulafelhőnek a csillagokkal szomszédos régióját. Itt ennek következtében ismét születik egy asszociáció, ami hasonló módon újabb csillagkeletkezést vált ki - így a csillagkeletkezés "futótűzként" terjed tova. A molekulafelhők belsejében lévő csillagok más úton, valószínűleg kisebb felhők ütközésével keletkeznek. A felhő saját gravitációs tere hatására akkor kezd összehúzódni, amikor a gravitációs erő felülkerekedik a gáznyomáson. A gravitációs összehúzódás megkezdéséhez a különböző hőmérsékletű felhőknek különböző tömeg kell, ez a tömeg azonban minden esetben nagyobb 100 naptömegnél. Egy ilyen nagy tömegű anyagcsomó az összehúzódás során több kisebb felhőre esik szét, amelyek a további zsugorodás során szintén aprózódhatnak. Ez a folyamat ad magyarázatot a csillagok egy helyen és egy időben történő keletkezésére, azaz a nyílthalmazok és asszociációk kialakulására. Valószínűleg ilyen darabolódás során, illetve ionizációs frontok összenyomása révén keletkeznek a kis molekulafelhők, a globulák, amelyek sötét ködök és szintén a csillagkeletkezés színhelyei. Ezek átlagosan 1-4 fényév átmérőjű, sűrű, hideg (10-20 K hőmérsékletű), zsugorodásban lévő felhők. Tömegük 20-200 naptömeg közötti, néhány százezer év alatt protocsillaggá alakulnak. Az összehúzódó felhő anyagának csak közel 1%-a épül be a későbbi csillagba, a többi a protocsillag erős sugárzása révén eltávozik. (A Nap, pl. közel 20 naptömegű felhőből keletkezett). Mivel a mágneses tér az alacsony ionizáltsági fok mellett is képes a semleges gáz erővonalakra merőleges mozgását akadályozni, lassítani, ezért a magok összehúzódása elég lassú. Összehúzódás közben a sűrűség folyamatosan nő, míg az ionizációs fok csökken. Az ionizáltság csökkenésével a mágneses tér hatása is gyengül és szerepét a termikus nyomás veszi át. Ebben az állapotban, a magban hidrosztatikai egyensúly van. (Hidrosztatikai egyensúly akkor van, ha a gravitációból eredő nyomást a csillag tömege határozza meg. Ez próbálja összeroppantani a csillagot, a hatás a csillag belseje felé haladva egyre nő. Ezzel tart egyensúlyt a csillag forró belsejének nyomása. Ha a csillag anyagát ideális gáznak tekintjük, melynek nyomása a hőmérséklettel arányos, akkor könnyen belátható, hogy a csillag belsejében a hőmérsékletnek a centrum felé haladva nőnie kell, hogy a gáznyomás egyensúlyt tudjon tartani az egyre növekvő gravitációval.) Amikor a zsugorodás során a mag legbelső régiója eléri a kritikus sűrűséget, hangsebességgel belülről kifelé haladó összeomlás indul meg. Ennek eredményeként a középponttól egyre távolabbi rétegek kezdenek el befelé zuhanni. Ez a fogantatás pillanata. Ha a mágneses tér nem tudja lassítani a gravitációs összehúzódást, az események máshogyan zajlanak le. Ekkor a felhő, mint egész húzódik össze, így egyszerre több ponton érheti el a kritikus sűrűséget. Ez fragmentációhoz, feldarabolódáshoz vezet és egyszerre több csillag is születik. Az utóbbi eset a nagy tömegű csillagok, az előbbi pedig a kis tömegű csillagok keletkezésének felel meg. A kollapszus első szakasza izotermális, mivel a ritka gáz saját sugárzására átlátszó, és így képes kisugározni az összehúzódás során keletkezett hőt. A folyamatosan sűrűsödő anyagot a sugárzás egyre kevésbé képes elhagyni, és az így felmelegedő rendszer termikus nyomása fékezi az összeomlást. Egy hidrosztatikai egyensúlyban levő protocsillag, csillagtojás alakul ki. A behulló anyag a rendszer forgása miatt nem tud közvetlenül a központi objektumra jutni, hanem Kepler-pályán keringve akkréciós (anyagbefogási) korongot alakít ki. Az akkréciós korong súrlódásos kölcsönhatás segítségével az anyagot befelé, impulzusmomentumát kifelé szállítja. A súrlódás felhevíti a korong anyagát, amely így maga is erősen sugároz. A központi objektumra befelé spirálozó anyag egy része nem zuhan be a formálódó protocsillagra, hanem az akkréciós korongra merőleges bipoláris kifúvásokat hoz létre. Az így kirepülő nagy sebességű gáz hatásait az intersztelláris közegben még sok-sok parszekes távolságban is nyomon lehet követni. Kezdetben a kifúvás nyílásszöge kicsi. Ebben a fázisban a rendszert még sűrű por- és gázburok övezi. Miközben a protocsillag folyamatosan gyarapodik, annak központi vidékén a növekvő hőmérséklet végül eléri a deutérium-fúzióhoz szükséges értéket. A fúzió hatására a két naptömegnél kisebb tömegű csillagok teljesen konvektívvá válnak, a termelt hőt a csillag magjából a forró anyag felfelé áramlása szállítja ki. Az anyagáramlás és a forgás együttes hatására mágneses tér jön létre és ennek eredményeként a csillagtojás felső légköre felfűtődik. A kifúvás nyílásszöge folyamatosan nő és végül a protocsillag teljes környezetéből kisöpri a gázt és port. A végeredmény egy T Tauri csillag, amely körüli korongban megtalálható a korábbi burok maradványa. Ezen folyamat során az objektum jelentős tömegvesztésen megy keresztül, amely elérheti az évi 10 a kilencediken – 10 a nyolcadikon naptömeget. A kialakuló csillagnak rendkívül gyorsan kellene pörögnie, amennyiben megőrizte volna ősi felhőjének teljes impulzusmomentumát (perdületét; forgási mozgásállapot fenntartása). Ennek azonban jelentős részét elveszítette az alábbi két folyamat révén. Összehúzódása korai szakaszában erővonalak segítségével a környezetébe, pontosabban a korongba vezette el impulzusa egy részét. Később erős csillagszél segítségével szabadult meg tőle. Ugyancsak impulzust veszíthet egy túlságosan gyorsan pörgő csillag, ha két vagy több részre válik szét, ekkor ugyanis forgási energiájának egy része keringési energiává alakul. Ez magyarázatot ad kettős és többszörös csillagrendszerek keletkezésére.

LBV csillagok

Be­ve­ze­tés

A leg­na­gyobb lu­mi­no­zi­tá­sú csil­la­gok kö­zül né­hány he­ves, rend­szer­te­len ki­tö­ré­se­ket mu­tatnak, me­lyek okai ma még nem tel­je­sen is­mer­tek. Eze­ket a fő­so­ro­zat­ról el­fej­lő­dött csil­la­go­kat fé­nyes kék vál­to­zóknak (Lumi­no­us Blue Vari­a­b­les, LBV) ne­vez­zük. Az ész­le­lő csil­la­gá­szok ér­dek­lő­dé­sé­nek hom­lok­te­ré­be az 1980-as évek ele­jén ke­rül­tek, de a je­len­ség­re adott el­mé­le­ti ma­gya­rá­za­tok má­ig nem ki­elé­gí­tő­ek. Egy ti­pi­kus LBV-ki­tö­rés so­rán a csil­lag fo­to­szfé­rá­ja ki­tá­gul és a hő­mér­sék­le­te 8,000 K alá csök­ken. Ilyen, ún. nor­mál ki­tö­rés so­rán a csil­lag bo­lo­met­ri­kus fé­nyes­sé­ge, ál­lan­dó ma­rad, mint pél­dá­ul az S Dor, az AG Car és az R 127 ese­té­ben. Né­hány LBV, pél­dá­ul az η Car és a P Cyg ese­té­ben azon­ban ún. óri­ás ki­tö­ré­sek kö­vet­kez­nek be, ame­lyek so­rán a bo­lo­met­ri­kus lu­mi­no­zi­tás 1-2 magnitúdóval (jele: m) is meg­nő­het. A ki­tö­rés so­rán a csil­lag akár 1 nap­tö­meg­nyi anya­got is ve­szít­het, mi­köz­ben a ki­bo­csá­tott össz­ener­gia a szu­per­no­vá­ké­val ve­tek­szik.
A klasszi­kus LBV-k ese­té­ben Mbol (bolometrikus fényesség) = -9.6 magnitúdó, ami alap­ján a csil­lag kez­de­ti tö­me­gé­nek 50 naptömegnél (= a Nap tömege) na­gyobb­nak kell len­nie. Ezek a csil­la­gok az in­sta­bi­li­tá­suk­nak kö­szön­he­tő­en fej­lő­dé­sük so­rán va­ló­szí­nű­leg nem vál­nak vö­rös óri­ás­sá, mi­vel ilyen lu­mi­no­zi­tá­sú ké­sői szu­per­óri­á­sok nin­cse­nek.
Az LBV-knek van egy ke­vés­bé fé­nyes (-8 és -9 magnitúdó közötti), ala­cso­nyabb hő­mér­sék­le­tű, ki­sebb amp­li­tú­dó­jú, ki­sebb tö­meg­vesz­té­si rá­tát mu­ta­tó cso­port­juk is. Ezen csil­la­gok va­ló­szí­nű­leg át­men­tek a vö­rös óri­ás ál­la­po­ton, s az ak­tu­á­lis in­sta­bil fá­zi­suk előtt már el­vesz­tet­ték tö­me­gük je­len­tős ré­szét.

Te­hát mi is egy LBV?
Az LBV-k nagy­ tö­me­gű, in­sta­bil csil­la­gok, az in­sta­bi­li­tás­nak egy spe­ci­á­lis tí­pu­sá­val, ami mi­att a HRD* jobb fel­ső ré­szén he­lyez­ked­nek el. Ter­mé­sze­te­sen van­nak fé­nyes, kék és cse­kély vál­to­zást mu­ta­tó csil­la­gok, ame­lyek nem LBV-k, és né­ha egy LBV át­me­ne­ti­leg nem is kék, sőt nem is mu­tat vál­to­zást.
Az LBV-k - a szu­per­nóvák­tól el­te­kint­ve - a Vi­lág­egye­tem leg­fé­nye­sebb csil­la­gai. A "klasszi­kus" cso­port­ba tar­to­zók bo­lo­met­ri­kus fé­nyes­sé­ge -9.5m-nál na­gyobb, ami 10 a 6.-on lu­mi­no­zi­tás­nak fe­lel meg. Ezek a csil­la­gok a HRD leg­fel­ső ré­szén he­lyez­ked­nek el, s olyan nagy lu­mi­no­zi­tá­sú­ak, hogy a felj­lő­dé­sük so­rán el­ke­rü­lik a vö­rös óri­ás ál­la­po­tot. Van egy má­sik, né­mi­leg hal­vá­nyabb cso­port is, amely­ben a bo­lo­met­ri­kus fé­nyes­ség -8m és -9m közötti. Vi­zu­á­lis mi­ni­mum­kor az LBV-k for­rók, hő­mér­sék­le­tük 12,000 és 30,000 K kö­zött van. Eb­ben a nyu­gal­mi fá­zis­ban a leg­for­róbb LBV-k a leg­na­gyobb lu­mi­no­zi­tá­sú­ak. Vi­zu­á­lis ma­xi­mum­kor, a ki­tö­ré­si fá­zis­ban a lu­mi­no­zi­tás­tól füg­get­le­nül a hő­mér­sék­let 7,000-8,000 K kö­rü­li ér­ték­re csök­ken. A fo­to­szfe­ri­kus ré­te­gek a ki­tö­rés so­rán dif­fúz­zá vál­nak, s a terjedési se­bes­ség va­ló­szí­nű­leg meg­ha­lad­ja a he­lyi hang­se­bes­sé­get. Az LBV-k ese­té­ben a tra­di­ci­o­ná­lis tényleges hő­mér­sék­let, mint a lu­mi­no­zi­tás és a su­gár köz­ti össze­kö­tő ka­pocs, iga­zá­ból je­len­tő­sé­gét vesz­ti. En­nek leg­főbb oka, hogy ma­ga a su­gár nem de­fi­ni­ált, il­let­ve rész­ben a ki­tá­gult at­mosz­fé­ra, il­let­ve a bu­rok mi­att nincs is ér­tel­me be­szél­ni ró­la.

Tömegvesztés
A ki­tö­ré­si fá­zis­ban az LBV-k je­len­tős mennyi­sé­gű anya­got dob­nak le, a tö­meg­vesz­té­si rá­ta el­éri a 10 a mínusz ötödiken és 10 a mínusz negyediken naptömeg/év közötti ér­té­ket is. A ma el­fo­ga­dott vé­le­ke­dés sze­rint ez 10-100-szo­ro­sa a ha­son­ló lu­mi­no­zi­tá­sú nor­mál szu­per­óri­á­sok ese­té­ben ta­pasz­tal­ha­tó ér­té­kek­nek. A nyu­gal­mi fá­zis­ban a tö­meg­vesz­té­si rá­ta két nagy­ság­rend­del csök­ken a ki­tö­ré­si fá­zis­hoz ké­pest, bár pél­dá­ul az AG Car ese­té­ben ez a csök­ke­nés egyes szer­zők sze­rint nem fi­gyel­he­tő meg. A Nagy Mag­el­lán Fel­hő­ben és a Tej­út­rend­szer­ben ta­lál­ha­tó LBV-k ult­ra­ibo­lya spekt­ru­ma­i­nak elem­zé­sé­vel ka­pott tö­meg­vesz­té­si rá­ták ugyan­ak­kor erő­sen mo­dell­füg­gő­ek. Alap­eset­ben gömb­szim­met­ri­kus anyag­ki­áram­lást té­te­lez­nek fel, s ne­he­zen ke­ze­lik pél­dá­ul a bi­po­lá­ris ki­áram­lá­so­kat.

A mellékelt táblázat az LBV csillagok paramétereit mutatja. Is­mert és ala­po­san ta­nul­má­nyo­zott LBV-k pa­ra­mé­te­rei: bo­lo­met­ri­kus lu­mi­no­zi­tás, ka­rak­te­risz­ti­kus hő­mér­sék­let nyu­gal­mi fá­zis­ban és ki­tö­rés­kor, il­let­ve a tö­meg­vesz­té­si rá­ta.
M31 = Andromeda galaxis
M33 = Triangulum galaxis
LMC = Nagy Magellán-felhő
SMC = Kis Magellán-felhő

A két utóbbi a Tejútrendszer kísérőgalaxisai.

Lábjegyzet (fogalmak):
HRD = csillagfejlődési diagram: amely egy grafikonon a csillagok és a csillagcsoportok legszembetűnőbb tulajdonságait (pl: szín, felszíni hőmérséklet) mutatja.
Luminozitás = egy csillag meghatározott időegység alatt kibocsátott összes sugárzása, fényereje.
Bolometrikus fényesség/luminozitás = a csillag tel­jes hul­lám­hossz-tar­to­mány­ban ki­bo­csá­tott össz­ener­giája.
Szupernóva = nagy tömegű csillagok végső nagy robbanása.
Magnitúdó = minél kisebb a szám értéke, annál nagyobb a fényesség.
Fősorozat = azt a szakaszt mutatja, melyen egy aktív csillag életének jelentős része zajlik, energetikailag stabil állapotban vannak, energiatermelésüket hidrogén-hélium fúzió fedezi.

Az LBV-k el­he­lyez­ke­dé­se a HRD-n

A HRD fel­ső ré­szén van egy elég jól de­fi­ni­ált em­pi­ri­kus lu­mi­no­zi­tá­si ha­tár, az ún. Humph­reys-Da­vid­son ha­tár, ami fö­lött nem ta­lál­ha­tó sta­bil csil­lag. A HD-ha­tár két rész­re bont­ha­tó.
1) Egy hő­mér­sék­let-füg­gő rész a for­róbb csil­la­gok­ra.
2) Egy hő­mér­sék­let­től füg­get­len rész a hi­de­gebb csil­la­gok­ra.

A hi­deg, el­fej­lő­dött szu­per­óri­á­sok hi­á­nya a lu­mi­no­zi­tá­si ha­tár fe­lett azt su­gall­ja, hogy bi­zo­nyos kri­ti­kus kez­de­ti tö­meg (~ 40-50 naptömeg) fe­lett a csil­la­gok a fej­lő­dé­sük so­rán nem jut­nak el a vö­rös szu­per­óri­ás ál­la­pot­ba, ha­nem je­len­tős tö­meg­vesz­tés kí­sé­re­té­ben - LBV-fá­zis - vissza­for­dul­nak a HRD-n a ma­ga­sabb hő­mér­sék­le­tű te­rü­le­tek fe­lé. Nyu­gal­mi fá­zis­ban az LBV-k kö­zel a HD-ha­tár­hoz ta­lál­ha­tók egyéb, "nor­mál" szu­per­óri­á­sok tár­sa­sá­gá­ban. Ki­tö­rés­kor azon­ban át­lép­he­tik a HD-ha­tárt, ugyan­is a ki­tö­rés kö­vet­kez­té­ben le­do­bott és tá­gu­ló anyag mi­att egy el­fej­lő­dött vö­rös szu­per­óri­ás­ra ha­son­lí­ta­nak. Ez az át­me­ne­ti "ha­tár­sér­tés" ki­zá­ró­lag a kül­ső ré­te­gek­ben be­kö­vet­ke­ző vál­to­zá­sok­nak kö­szön­he­tő, s nem a csil­lag fej­lő­dé­sé­nek.
A mellékelt ábrán jól lát­ha­tó, hogy a ki­tö­ré­si fá­zis­ban az összes LBV ese­té­ben a kitágult atmoszférának gya­kor­la­ti­lag ugyan­az a mi­ni­mum-hő­mér­sék­le­te, 8,000-8,500 K, míg nyu­gal­mi ál­la­pot­ban a csil­la­gok egy fer­de sáv­ban he­lyez­ked­nek el. Mi­vel az LBV-ki­tö­rés köz­ben a bo­lo­met­ri­kus lu­mi­no­zi­tás nem vál­to­zik, en­nek az ún. in­sta­bi­li­tá­si sáv­nak a lé­te azt je­len­ti, hogy a bo­lo­met­ri­kus kor­rek­ci­ó­ban, il­let­ve a vi­zu­á­lis fé­nyes­ség­ben be­kö­vet­ke­ző vál­to­zá­sok amp­li­tú­dó­ja a csil­lag ab­szo­lút fé­nyes­sé­gé­től függ, az­az az LBV-kre va­ló­szí­nű­leg lé­te­zik egy amp­li­tú­dó-lu­mi­no­zi­tás re­lá­ció, ami kö­vet­kez­té­ben tá­vol­ság-in­di­ká­tor sze­re­pét is be­tölt­he­tik. A nor­mál LBV-ki­tö­ré­sek­kel kap­cso­la­tos fen­ti sá­vot S Dor in­sta­bi­li­tá­si sávnak is ne­ve­zik. Az a tény, hogy sok nor­mál szu­per­óri­ás csillag, ame­lyik egyéb­ként nem mu­tat LBV-tu­laj­don­sá­go­kat, en­nek a sáv­nak a kö­ze­lé­ben ta­lál­ha­tó, va­ló­szí­nű­sí­ti azt, hogy csak azok a csil­la­gok vál­nak in­sta­bil­lá, ame­lyek be­lép­nek eb­be a sáv­ba.
Nagy lu­mi­no­zi­tá­suk, tö­meg­vesz­té­si rá­tá­juk és He, il­let­ve N túl­gya­ko­ri­sá­guk alap­ján az LBV-k erő­sen el­fej­lő­dött nagy tö­me­gű csil­la­gok. Ezen tu­laj­don­sá­ga­ik, va­la­mint az Of/WN9 csil­la­gok­kal mu­ta­tott szo­ros kap­cso­la­tuk mi­att az LBV-k va­ló­szí­nű­leg a WR-ál­apot­ba tör­té­nő át­me­ne­tet kép­vi­se­lő ob­jek­tu­mok. A LBV-fá­zis­ban el­vesz­tett nagy tö­meg azt sej­te­ti, hogy a 40 naptömegnél na­gyobb tö­me­gű csil­la­gok­nak mind át kell men­ni­ük az LBV-ál­la­po­ton a WR-ál­la­pot fe­lé va­ló fej­lő­dés köz­ben.

Ábra: LBV-k a Hertzsprung-Rus­sell di­ag­ra­mon.
A szag­ga­tott vo­na­lak az LBV-k nyu­gal­mi (o) és ki­tö­ré­si (+) fá­zi­sai kö­zöt­ti át­me­ne­te­ket jel­ké­pe­zik. A di­ag­ra­mon fel van­nak tün­tet­ve a hi­deg szu­per­óri­á­sok is (x), il­let­ve az em­pi­ri­kus Humph­reys-Da­vid­son ha­tár (Humph­reys és Da­vid­son nyo­mán).
Függőleges tengely: bolometrikus fényesség értéke (teljes hullámhossz tartományban kibocsátott összenergia).
Vízszintes tengely: tényleges hőmérséklet: Teff (5.​42 + 2.​34 log = 5.000 K < Teff < 30.000 K; illetve log = 5.8 = 3.000 K < Teff < 15.000 K)

2013. október 13-án, 93 éves korában elhunyt George Herbig, a csillagkeletkezési folyamatok és a fiatal csillagok fejlődésének úttörő kutatója. Nevét a Herbig-Haro objektumok és a Herbig Ae/Be típusú csillagok őrzik.

2013. október 13-án, 93 éves korában elhunyt George H. Herbig, a University of Hawaii at Manoa emeritus professzora, a National Academy of Sciences tagja. A kaliforniai egyetemen 1948-ban megszerzett PhD fokozat után hosszú és rendkívül gazdag pályafutásának jelentős része a Lick Obszervatóriumhoz kötődött, ahonnan 1987-ben csatlakozott a hawaii egyetem csillagászati intézetéhez, melynek 2001-től nyugalmazott professzora volt. A csillagok keletkezésével és a fiatal csillagok fejlődésével kapcsolatos úttörő jellegű kutatásai alapozták meg mindazt, amit ma erről a területről tudunk, így személyét már évtizedek óta általános elismerés és tisztelet övezi, tulajdonképpen világszerte őt tartják a csillagkeletkezési kutatások egyik atyjának.
George Herbig lefektette azon csillagok azonosításának és fizikai jellemzésének alapjait, melyek legkorábbi humán őseink idejében - ami nem is volt olyan régen - még nem is léteztek. Felismerte, hogy az ún. T Tauri típusú csillagok tömege nagyjából megegyezik a Napéval, de sok tulajdonságukban, például a mágneses aktivitásban, a színképi emissziós jellemzőikben vagy a lítiumtartalmukban csillagunkat messze "túlszárnyalják".

Klasszikus cikkében a fiatal T Tauri csillagok nagyobb tömegű megfelelőinek keresési stratégiájára is útmutatást adott, definiálva ezen csillagok részletes jellemzőit. Ma ezeket a szintén fiatal, 2-8 naptömegű objektumokat Herbig Ae/Be csillagokként tartjuk számon. Azonosította a fiatal változócsillagok egy igen érdekes alosztályát is, melynek tagjait FU Ori jelű reprezentáns képviselőjük után fuoroknak nevezzük, de része volt az éppen megszületett csillagok által kifújt szuperszonikus áramlások felfedezésében is, melyeket azóta Herbig-Haro objektumokként ismerünk.
Herbig fundamentális eredményeit számos díjjal ismerték el, ezek közül kiemelkedik az 1975-ös, az American Astronomical Society által adományozott Henry Norris Russel Lectureship, illetve az Astronomical Society of Pacific által 1980-ban odaítélt Bruce Medal, melyekkel a tudományos közösség tisztelgett munkássága előtt. A modern csillagászatban betöltött kiemelkedő szerepe ellenére Herbig rendkívül szerény ember volt, aki nem szeretett saját magáról beszélni, inkább mindig azt hangsúlyozta, hogy ő mit köszönhet másoknak.

forrás: Astronomy Magazine

Alapfogalmak

abszolút fényesség — a csillagok látszólagos fényessége 10 parszek, azaz 32,6 fényév távolságból. Akkor használjuk, amennyiben több csillag valamely tulajdonságát akarjuk összevetni a fényesség függvényében, ugyanis ekkor nyilvánvalóan a különböző távolságokban lévő csillagok látszólagos fényessége nem mérvadó, így ezt valahogy normálni kell.

deklináció (D), rektaszcenzió (RA) — égi koordináták (földrajzi szélességhez és hosszúsághoz hasonlóan), D = +90 — –90 fok, RA= 0 — 24 óra között.

extinkció — valamely közegben (pl. a Föld légkörében történő) fényelnyelés vagy fényszóródás miatti intenzitáscsökkenés.

fázisdiagram — periodikus fényességváltozás esetén adott időpontbeli fényességet a fázis, a periódus egy ciklusából azon időpontig eltelt hányadának függvényében ábrázoló grafikon.

fénygörbe — a csillagok fényességváltozását az idő függvényében ábrázoló grafikon. Általában a fényességet magnitúdóban, az időt Julián Dátumban tünteti fel.

fotometria — fényességmérés.

halo — az inkább lapos, korongszerű galaxisokat gömbszimmetrikusan körülvevő, csillagokkal és csillaghalmazokkal ritkán kitöltött galaxis komponens.

idősor — egy vagy több csillag fényességének nyomon követése huzamosabb időn át.

instrumentális magnitúdó — a magnitúdó skálával lényegileg azonos, értékeit tekintve azonban csak az adott műszeregyüttesre jellemző fényesség-skála.

Julián Dátum (JD) — egy adott nap, i.e. 4713. jan. 1-e óta eltelt napok száma, az egyes napok greenwichi idő szerint délben kezdődnek. A csillagászati jelenségek leírásához kényelmes, folyamatos vonatkoztatási rendszer.

luminozitás — egy objektum teljes energiakibocsátása egységnyi idő alatt.

magnitúdó — a csillagászati fényességmérés egysége. A skála logaritmikus és faktora negatív: 5 magnitúdó különbség 100-szoros intenzitáskülönbséget, a kisebb érték nagyobb fényességet jelent. Tiszta, sötét égbolton a szabad szemmel még meglátható csillagok fényessége kb. 6m, a legfényesebbeké 0m. A logaritmikus jelleget a látás fiziológiájának sajátságai adják.

nyílthalmaz — néhány száz-néhány ezer csillagból álló, laza szerkezetű csillagcsoport, melynek tagjai egymással gravitációs kapcsolatban állnak.

parallaxis — a Föld Nap körüli keringéséből adódó pozícióváltozás az égbolton.

parszek (pc) — a csillagászatban használt távolságmérési egység, 1 pc = 3,26 fényév. Az átlagos Föld-Nap távolság ebből a távolságból látszik 1 ívmásodperc alatt.

színindex — egy objektum két különböző hullámhosszon mért fényességének különbsége.

szín-fényesség diagram — a csillagok fényességét azok színindexének függvényében feltüntető diagram (Color-Magnitude Diagram, CMD).

színképtípus — a színkép elsősorban a hőmérsékleten alapuló osztályozása. A főbb osztályok jelölése csökkenő felületi hőmérséklet szerint: O, B, A, F, G, K, M.

vörösödés — a szóródás miatt bekövetkező színváltozás a fény valamilyen csillagközi anyagon történő áthaladásakor.

Hertzsprung-Rus­sell di­ag­ram

A csil­la­go­kat jel­lem­ző pa­ra­mé­te­rek nem füg­get­le­nek egy­más­tól, kö­zöt­tük kü­lön­bö­ző em­pi­ri­kus össze­füg­gé­sek lé­tez­nek. Kap­cso­lat van a su­gár és az ab­szo­lút fé­nyes­ség, a su­gár és a tö­meg, va­la­mint a fel­szí­ni hő­mér­sék­let és az ab­szo­lút fé­nyes­ség kö­zött is. Ezek az össze­füg­gé­sek nem vé­let­le­nek. Ezeket az összefüggéseket az ún. Hertzsprung-Rus­sell di­ag­ramon láthatjuk.

Ej­nar Hertzsprung 1905-ben vet­te ész­re, hogy ugyan­ah­hoz a szín­kép­tí­pus­hoz kü­lön­bö­ző ab­szo­lút fé­nyes­sé­gű csil­la­gok tar­toz­hat­nak, tör­pék is és óri­ás­csil­la­gok is. 1913-ban Hen­ry Nor­ris Rus­sell olyan gra­fi­kont raj­zolt fel, amely­nek víz­szin­tes ten­ge­lyén az S p spekt­rál­tí­pust, füg­gő­le­ges ten­ge­lyén pe­dig az MV ab­szo­lút fé­nyes­sé­get tün­tet­te fel. Azon­nal fel­tűnt, hogy a gra­fi­ko­non a csil­la­gok kü­lön­bö­ző ágak men­tén, sza­bá­lyo­san he­lyez­ked­nek el. Az ilyen tí­pu­sú gra­fi­ko­nok­nak a csil­la­gá­szat­ban nagy je­len­tő­sé­gük van, s Hertzsprung-Rus­sell di­ag­ram­nak, vagy rö­vi­den HRD-nek.
A csil­la­gok a HRD-n kü­lön­bö­ző ágak men­tén he­lyez­ked­nek el. A bal fel­ső sa­rok­tól a jobb al­só fe­lé hú­zó­dó ágat fő­ágnak, a jobb fel­ső sa­rok­ban ta­lál­ha­tó cso­por­to­su­lást pe­dig óri­ás­ágnak ne­vez­zük. A fő­ág­be­li csil­la­gok az ún. fő­so­ro­za­ti csil­la­gok, míg az óri­ás­ág csil­la­gai az ún. óri­ás­csil­la­gok. A di­ag­ra­mon a bal al­só sa­rok­ban is van­nak csil­la­gok, ezek kb. 10 magnitúdóval hal­vá­nyab­bak, mint az ugyan­olyan szín­kép­tí­pu­sú fő­so­ro­za­ti csil­la­gok, ezért su­ga­ruk is jó­val ki­sebb azok­nál. Eze­ket a csil­la­go­kat fe­hér tör­péknek ne­vez­zük.

Forrás: ELTE Gothard

A Hertzsprung-Rus­sell di­ag­ram felépítése

Vízszintes tengelyre a csillagok felszíni hőmérsékletét, az úgynevezett színindexet (BV), vagy a színképosztályt viszik fel, a forró kék csillagoktól a hideg vörösekig, balról jobbra. A függőleges tengelyen a csillagok fényességét tüntetik fel valamely mértékegység szerint, például abszolút fényességet vagy a luminozitást, melyhez általában a Napra jellemző mennyiséget használják mértékegységül.
Így lényegében egy szín–fényesség diagramhoz jutunk. Ez az egyszerű ötlet nagyon nagy jelentőségűnek bizonyult, nem csupán a csillagok felismerhető kategóriák szerinti csoportosításában, hanem kiemeli az adott csillag sajátosságait. A vízszintes tengelyen három skálát is találhatunk, melyek révén jobban érzékelhetőek az egyes skálához tartozó szabálytalanságok.
A diagram a Nap szomszédságában lévő csillagok alapján készült. Az Univerzum más részeiben levő csillagok diagramja hasonló, de a részleteket tekintve vannak különbségek, és éppen ezek a differenciák adhatnak érdekes információt. Az egyik érdekesség az, hogy a diagram ismert távolságban levő csillagokat tüntet fel, melyeknek kiszámítható az abszolút fényességük. Ez ugyanis nem mindig lehetséges, jóllehet ha egy csillagcsoportot valamely csillaghalmaz tagjának tekintünk, úgy a halmaz minden tagja lényegében azonos távolságra van a Földtől, s így elegendő a halmaz látszólagos fényességét használni, és az abszolút fényességre való átszámításkor a korrekció minden csillagnál ugyanaz. A halmaz minden csillaga látóvonalunkba esőnek tekinthető.

Tartalma
A diagramon három területet jól el lehet különíteni: az átlósan elhelyezkedő keskeny sáv az ún. fősorozat; felette helyezkednek el az óriás-ágak (I-IV luminozitási osztályok) és alatta van a VII luminozitási osztályba sorolható fehér törpék régiója. Egy fejlődő Univerzumban ezek külön-külön stabil állapotokat jelentenek. A HR-diagramon ott vannak sűrűsödési helyek, ahol a csillagok életük során sok ideig tartózkodnak, tehát ahol sok csillag található. Az itt található csillagok az V luminozitási osztályba tartoznak. Közvetlenül a fősorozat jobb alsó sarokba eső részétől balra találhatóak a szubtörpék.

A Csillagok típusai

Protocsillagok: 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.

Fősorozati állapot: 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.

Szubóriás állapot : 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, amelynek 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, amíg 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.

Vörös óriás állapot: 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 amikor 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 (hőáramlás) megjelenése lehetővé teszi, hogy a csillag belsejében tárolt energia gyorsabban eltávozzon, 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, amelynek során átmérője 200-szorosára fog nőni.

Horizontális óriás állapot : 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.

Aszimptotikus óriás állapot: A csillagok életében bekövetkezik az az időszak, amikor magjukban a hidrogén százalékos aránya jelentősen lecsökken. Ekkor a hidrogén égése a magot körülölelő héjba tevődik át, amíg a megfelelő hőmérséklet elérése után a magban a hélium is begyullad. A csillag fejlődésében ezek az alábbi állapotoknak felelnek meg: fősorozati állapot, amelyet a szubóriás, majd a vörös óriás állapot követ. Ezután a csillag a horizontális óriás állapotba kerül, amikor 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.

Fehér törpe állapot: A csillagfejlődés héliumégés utáni szakaszára, azaz az aszimptotikus óriás állapot után éles különbség van a Nap tömegével közel megegyező tömegű csillagok és a nagyobb tömegű csillagok fejlődési útja között. A Nap tömegével azonos tömegű 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, amelynek közepén igen sűrű, ún. fehér törpe marad vissza. A 30-40 százaléknyi naptömegnél 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, amíg tömege és fényessége a csillagokra jellemző érték. Miután a csillag zsugorodása megállt, a nukleáris égés, azaz a fúzió gyakorlatilag megszűnik.

Fekete törpe állapot: A Nap tömegével közel megegyező tömegű csillagok fejlődésének utolsó stádiuma. Amikor a csillag fehér törpecsillaggá válik - azaz a csillag mérete a Földéhez hasonló, amíg 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.

Preszupernóva : 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, amelyet preszupernóva állapotnak nevezünk.

Mellékelt képek jegyzéke:
1. kép: egy csillag kialakulása során a saját gravitációs terében összehúzódik a felhő. Az összehúzódás miatt felszabaduló gravitációs energia felmelegíti a csillagot, mígnem láthatóvá válik.
2. kép: a csillagközi felhőben csomósodások jelennek meg, amelyek összezsugorodnak és megszületik a csillag. A fiatal protocsillag körül kialakuló korongfelhő síkjára merőlegesen anyagkilökődések jöhetnek létre.
3. kép : egy fősorozati csillag szerkezete.
4. kép: 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.
5. kép: a képen a csillagokban zajló termonukleáris reakciók helyszíne szerinti csillagfejlődést látjuk.
6. kép: a képen látható, hogy mekkora a Nap és egy vörös óriáscsillag. A Nap átmérője közel 1.4 millió kilométer, amíg a vörös óriásoké néhány 100 millió kilométer is lehet.
7. kép: A különböző állapotú csillagok méretei összehasonlításképpen.

Forrás: asto.elte.hu

Az I-es típusú szupernóva-robbanás

A 8 naptömegnél kisebb tömeggel születő csillagok a vörös óriás fázisban annyi anyagot veszítenek, hogy tömegük kisebb lesz, mint a Chandrasekar-féle tömeghatár.
(S. Chandrasekhar, indiai csillagász ismerte fel, hogy az ilyen elfajult anyagú csillagok maximálisan csak 1.4 naptömegűek lehetnek, ugyanis ha ennél nagyobb a csillag, akkor az anyaga már nem képes stabil konfigurációt alkotni és összeomlik.) Mivel a kis tömegű csillag centrumában a hőmérséklet alacsonyabb, mint a nagy tömegű csillagokéban, a fúziós folyamatok csak a szén ill. oxigén atomok keletkezéséig folynak. A nukleáris energiatermelés megszünte miatt kialakuló alacsony hőmérséklet és az összehúzódás következtében a csillag magjában lévő elektrongáz elfajulttá válik. A csillag további sorsa ezek után már környezete tulajdonságaitól fog függeni. Amennyiben a fehér törpe egy bináris rendszer tagja, akkor az társcsillagától anyagot nyelhet el (ezt akkréciónak nevezzük), és az anyagátadási rátától függően észlelhetünk visszatérő nóvakitőréseket, röntgen kitőréseket, vagy I (egyes) típusú szupernóva-robbanást. A társcsillag köpenyében még meglévő hidrogén ill. hélium a fehér törpére hull, akkréciós korong alakul ki. Ennek felszínén, időnként a hidrogén fúziónál, és ezt a fényfelvillanást észlelhetjük a nóvakitörések során. Az I. típusú szupernóva-robbanások során a visszafordíthatatlan összeomlás mindig akkor indul el, amikor az akretálódott anyag felgyülemlik, és a fehér törpe tömege 1.4 naptömeg fölé emelkedik.
Az 1960-as években Fred Hoyle és Fowler dolgozták ki a jelenség elméletét. Ennek lényege, hogy a fehér törpe elfajult magjának termonukleáris robbanása leveti a csillag burkát. A csillag összeomlása során az elfajult mag sűrűsége hirtelen megnő, a szén és oxigén magok nikkellé fúziónálnak, miközben hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Ekkor a csillag fényessége másodpercek alatt hirtelen több százmilliószorosára növekszik, majd hónapok alatt exponenciális ütemben halványodik. A robbanásban felszabaduló hatalmas energia eredményeként a csillagot tartalmazó egész galaxisnál közel százszor fényesebb jelenséget látunk. A halványodó maradvány fényességét a robbanásban keletkező 0.5-0.8 naptömegnyi radioaktív 56-os tömegszámú Ni (nikkel) magok (56 napos felezési idejű) 56 Co (77 napos felezési idejű) magokká, illetve annak 56 Fe (vas) magokká történő bomlása során felszabaduló gamma fotonok határozzák meg. A tízezer km/s sebességgel ledobódó csillagköpeny spektrumában (színképében) fényességmaximumkor Ca, Si, S, Mg, O, és Co atomok figyelhetők meg. Az I. típusú szupernóva-robbanás spektrumában nem találhatunk hidrogén vonalakat, aminek a magyarázata egyszerű. A robbanó fehér törpecsillagban már nincs hidrogén (a magjában már elégett, a külső burkát viszont már ledobta korábban a vörös óriás állapotban). A társcsillagról átvándorolt anyagban még lehet hidrogén, de az akkréció során az még a fehér törpére történő beesés előtt héliummá fúziónál.

Forrás: astro.elte.hu

A II-es típusú szupernóva-robbanás

John Charles Duncan 1921-ben összehasonlította az általa, és a 12 évvel korábban George Willis Ritchey által ugyanazon távcsővel a Rák-ködről készített fényképfelvételeket és azt találta, hogy a két képen látható csillagközi felhő mérete változik, növekszik. A por és gázköd tágulását időben visszafelé követve körülbelül 900 évvel azelőtt átmérője gyakorlatilag nulla volt. Ekkor kezdődött a felhő tágulása, azaz ekkor robbanhatott fel a Rák-köd szülőcsillaga. Abból, hogy a Rák-köd a Bika csillagkép azon helyének közelében található, ahol a kínai csillagászok látni véltek egy vendégcsillagot, arra következtettek, hogy a Rák-köd az 1054-ben feltűnt szupernóvának még ma is táguló maradványa. Az 1054-es szupernóva-robbanásról szóló feljegyzések alapján maximális fényessége elérhette a -18 magnitúdót, a Nap fényességének nagyjából 1.6 milliárdszorosát. A szisztematikus észlelések megkezdése óta évente 10-20 szupernóvarobbanást is felfedeznek távoli galaxisokban, amíg a Tejútrendszerben átlagosan csak 100 évente jelenik meg egy. Közel minden második szupernóva-robbanás az I. típustól eltérő jellegzetességekkel bír. Ellentétben az I. típusúval, a II. típusú robbanás spektrumában hidrogénvonalak is láthatóak. A II. típus halványabb kifényesedést produkál, fényessége egy nagyságrenddel kisebb, mint az I. típusé.
A nagy tömegű (8 naptömegnél nagyobb) csillagok magjában a szilícium elfogytával további energiatermelő magreakció már nem tud létrejönni. Az energiatermelő magreakciók hiánya következtében a sugárzás okozta nyomás megszűnik, és a hidrosztatikai egyensúly a továbbiakban, már nem tud fennmaradni. Egy masszív, 10 naptömegű csillagban már 10 millió év alatt kifogy a nukleáris tüzelőanyag. A csillagtörzsben kialakulnak a vas körüli elemek. A középpontból kifelé haladva az egyre könnyebb elemek hagymahéjszerű rétegei veszik körül a magot. A hidrosztatikai egyensúly megszüntekor a csillag saját gravitációs tere hatására zsugorodni kezd. Így a csillag vasmagja egy összeomló, forró, fehér törpeszerű állapotba kerül. Az összeomló csillagtörzs nyomását ekkor még az elfajult csillagmag elektronjai határozzák meg. A felszabaduló gravitációs potenciális energia a csillaganyag belső energiáját növeli mindaddig, amíg magfizikai folyamatokban keletkező részecskék nem tudják ezt az energiát elszállítani. Az összeomlás miatt növekszik a hőmérséklet, a vasmagok kis része felhasad, ami növelné a nyomást. A vasmagok széthasításához energia kell, így az anyag belső energiája csökkenni fog. A vasmagok felhasadásakor keletkezett pozitronokból elektron befogás során neutronok és neutrínók keletkeznek, aminek következtében csökken az elektrongáz nyomása és az összeomlás felgyorsul. Az elektronbefogás során keletkezett neutrínók ekkor még kijutnak a csillagból. Az összeomlás akkor lassul le, ha a sűrűségnövekedés miatt a neutrínók már kölcsönhatnak az elektronokkal, meggátolva azok befogódását. Ezzel a csillag gravitációs kollapszusának első szakasza befejeződik. A kollapszus tovább folytatódik egészen addig, amíg a csillagtörzs centrális sűrűsége el nem éri az atommagok sűrűségét. A vasmagok ekkor szétolvadnak, és maganyag keletkezik. A csillagtörzs ekkor olyan, mint egy hatalmas atommag. Ez az anyag már nem tud tovább összenyomódni, a beáramló anyag hirtelen megáll és visszapattan a törzs felületéről, lökéshullám keletkezik. A lökéshullám a csillagtörzsben feltöri a vasmagokat, eközben a felületéig jutva elveszti energiáját és lelassul.
Ha a lökéshullám vasmagokat felbontó hatását nem vennénk figyelembe, akkor a lökéshullám kijutna a vastörzsből, és levetné a csillag burkát. Valójában a lökéshullám körülbelül 100-300 km-re a középponttól leáll. A visszamaradt csillagtörzs neutroncsillaggá alakul, de ekkor még forró. A forró neutroncsillag lehűl és tovább zsugorodik, végül 1.4 naptömegű, közel 30 km sugarú neutroncsillag jön létre. A forró és a hideg neutroncsillag gravitációs potenciális energiájának különbsége neutrínók formájában sugárzódik ki. Ezen neutrínóknak az anyaggal történő igen gyenge kölcsönhatása révén (minden ezredik neutrínó lép kölcsönhatásba a behulló anyaggal) újraéled a lökéshullám, ezt hívjuk neutrínó fűtésnek. A neutrínók felmelegítik a neutroncsillag felszínén az anyagot, ahol konvekciós áramlások alakulnak ki. A konvekció során a behulló, alacsony energiájú anyag a kiáramló forró buborékokon keresztül jut a neutroncsillag felületére. A buborékokban felfelé áramló forró anyag energiát ad át a lelassult lökéshullámnak. Az így újraéledt lökéshullám 500-3000 km között felmelegíti az anyagot, ahol robbanásos magreakciók zajlanak. 3000 km felett a lökéshullám maga előtt szállítva a burok anyagát szabadon kijuthat a csillag felületére, és felrobbantja a csillagot.
A II. típusú szupernóvarobbanás szülőcsillaga még számottevő hidrogénburokkal rendelkezik, hiszen magjában ugyan kifogyott, de a burok teljes anyagát nagy tömege miatt nem tudta ledobni a vörös óriás állapotban. Ezért a szupernóva színképében, kezdetben abszorpciós (= fényelnyelődés) majd emissziós (= szóródás, kibocsátás) hidrogénvonalak is észlelhetők. A fenti folyamatok következtében kidobódott anyag hűlése során a hidrogén rekombinálódásakor (az ionizált hidrogén a hőmérséklet csökkenése miatt visszanyeri elektronját és semleges hidrogénatom jön létre) optikailag vékonnyá válik. A fotoszféra kezdetben a burok anyagával együtt tágul és hűl, ezért a fényesség a maximumot követő első napokban visszaesik. A rekombináció bekövetkezte után a fotoszféra a rekombinációs fronttal esik egybe, amely a kiáramló anyaghoz képest befelé mozog, így az közel állandó sugarú marad. Mivel állandó mennyiségű anyagutánpótlást kap, ezért a ledobódó fotoszféra néhány hónapig állandó fényességű marad. Végül a hidrogénben gazdag réteg kiáramlása után a front eltűnik, a fényesség pedig csökkenni kezd. A robbanáskor keletkezett nagy mennyiségű radioaktív izotóp bomlása még tovább fűti a gázt, így a fényességcsökkenés exponenciális ütemű. Mivel a csillag összeomlásakor se a mágneses energiája, se az impulzusmomentuma (perdület) nem változhat meg, a robbanásban keletkezett neutroncsillag szédítő sebességgel forog, és óriási mágneses tere van. Mivel a hátramaradt neutroncsillag sugárzása révén további energiát táplál a maradványködbe, az még évezredekig látható. A köd általában középen a legfényesebb és a szélei felé halványabb. Ezeket hívjuk plerion típusú ködöknek, amelyeknek legismertebb példája a már említett Rák-köd.

Forrás: astro.elte.hu

Objektum neve: ACT-CL J0102-4915
Leírása: galaxishalmaz
Becenév: El Gordo
Távolság: 9.7 milliárd fényév
Csillagkép: Főnix

Az óriáshalmaz a legmasszívabb, a legforróbb és a legnagyobb röntgensugárzást kibocsátó galaxishalmaz. Neve egyébként kövéret jelent.
A feltételezettnél is nagyobb az eddig ismert legnagyobb galaxishalmaz, az El Gordo - vélik a csillagászok a NASA Hubble Űrteleszkópjának új kalkulációi alapján. A hivatalosan ACT-CL J0102-4915 katalógusjelű galaxishalmazt felfedezésekor nevezték el El Gordónak, azaz kövérnek. Az óriáshalmaz 9,7 milliárd fényévnyire található a Földtől. Ez a legmasszívabb, a legforróbb és a legnagyobb röntgensugárzást kibocsátó galaxishalmaz. A chilei Atacama-sivatagban működő nagyon nagy teleszkóp (Very Large Telescope, VLT), valamint a NASA Chandra röntgencsillagászati műholdja segítségével fedezték fel több mint két éve. Most a Hubble újrakalkulálta méretét, és az adatokból a csillagászok arra jutottak, hogy az El Gordo 43 százalékkal nagyobb, mint azt korábban vélték.Az eddigi mérések szerint több száz galaxist találtak benne.
A galaxishalmazok a galaxisok csoportosulásai, a csillagászatban a legnagyobb, gravitációsan kötött objektumok, amelyek akár több ezer csillagvárost is tartalmazhatnak. Az El Gordo valószínűleg két galaxishalmaz összeütközése révén keletkezett. Sötét anyagból és forró gázokból áll, hatalmas tömegét a sötét anyag jelenléte határozza meg.
Az El Gordo 3 millió milliárdszor masszívabb (= tömeg), mint a Nap, ezt egyszerűbb megérteni akkor, ha azt mondjuk, hogy 3000-szer masszívabb, mint a mi Tejútrendszerünk. A felvételt a Hubble készítette az optikai fénytartományban.
A fényképen látható foltok, barna pöttyök mind-mind galaxisok. A kép közepe táján két "csillagot" is megfigyelhetünk, nos, a látszat csalóka. Ezek nem csillagok, hanem csillagszerű rádióforrások, amelyek valójában nagyon távoli galaxisok és kvazároknak nevezik őket.

Bolygókeletkezés

Bár ma már sok exobolygót ismerünk és jelentős ismeretekkel rendelkezünk a protoplanetáris és törmelékkorongokról, amelyekben valószínűleg aktív bolygókeletkezés folyik, a bolygókeletkezési modellek meg mindig a nagyrészt a Naprendszerből szerzett ismereteinkre támaszkodnak.
A modellek általában egyetértenek a bolygókeletkezés legfontosabb elemeiben és időbeli állomásaiban.
Az alábbiakban egy vázlatos képet ismertetünk a bolygókeletkezés lefolyásáról. A bolygók szilárd magjai porszemcsék összetapadásából keletkeznek a protoplanetáris korongban. Az első lépés a bolygórendszer keletkezéséhez a gáz és por szeparációja. Még ha a gáz és a por eredetileg jól elkevert is, ez nem maradhat így, mivel az egyedi porszemcsék "leülepednek" a gravitáció hatására a korong fősíkja irányában. Ahogyan a részecske a fősík felé halad összetapad a környező porszemcsékkel, s emiatt a fősík környéke gazdagabb lesz szilárd részecskékben, amik maguk is jóval nagyobbak és nehezebbek, mint csillagközi elődeik.
Az ülepedés ellen két hatás is dolgozik: egyrészt a korongban még meglévő gáz turbulens lehet a korongban fellépő Kelvin-Helmholtz instabilitás miatt (a korongban a keringés miatt az egyes közeli pályák sebességei is eltérőek, az instabilitás két közeli, eltérő sebességgel haladó réteg között lép fel), ami megakadályozhatja a porszemcsék ülepedését. Másrészt ugyanaz a hatás, ami a turbulenciát okozza, csökkenti a részecskék pálya menti sebességét. Megmutatható, hogy van egy kritikus méret, kb. 1 m-es átmérő, amire ez a hatás a legerősebb. Az ilyen méretű szilárd objektumok az energiaveszteség miatt igen gyorsan, egy kb. 100 éves időskálán, a csillagba spiráloznak. Ez a probléma azt mutatja, hogy léteznie kell egy igen gyors hatásnak, ami átviszi a részecskéket ezen a mérettartományon. Ellent mondásosnak tűnő módon éppen a turbulencia az, ami ebben segíthet, megnövelve az ütközések gyakoriságát.
A ~1 km méret definiálja a bolygócsírák alsó határát. Egy ilyen méretű testekből felépített korongban a fő evolúciós hatás az egyes testek közötti gravitációs vonzás, ami pertubálja (= az üstökösök mozgásában más égitestek vonzása miatt jelentkező zavaró hatás) a testek mozgását.
Az ütközések egyaránt vezethetnek összetapadáshoz vagy aprózódáshoz. A testek közötti folyamatos gravitációs perturbációk és ütközések ekvipartícióra vezetnek (minden testnek közel azonos lesz a véletlenszerű mozgásokhoz kapcsolódó energiája, természetesen a keringési sebességen felül). Így a nagyobb tömegű testeknek kisebb véletlen sebességeik lesznek, ami a nagyobb gravitációs vonzóerővel párosulva növeli az ütközési hatás-keresztmetszetüket. Ráadásul a nagy testek esetében az ütközéskor keletkezett törmelék nem szökik meg, hanem visszahull a felszínre.
Ezek a testek a környéken összegyűjtik a hozzájuk hasonló, csak alig kisebb testeket. Az eredmény az ún. elszabadult növekedés. A megszaladó növekedés alatt a ~ 1 km átmérőjű populációból véges számú nagyméretű bolygókezdemény alakul ki, amelyek kb. egyenletesen oszlanak el, félnagytengelyeiket tekintve. Az oligarchikus növekedés fázisában ezek további, kisebb testeket alkotnak, amely folyamat végén kialakul kb. néhány száz protobolygó, amelyek mérete 103-104 km.
A földszerű bolygók lassan épülnek fel, további ~10^8 év alatt, kisebb tömegű protobolygók összetapadásával, amelyek úgy pertubálják egymás pályáját, hogy az végül nagy ütközési rátához vezet. Az óriásbolygók más módon keletkeznek; a nagyobb tömegű protobolygók képesek arra, hogy magukhoz vonzzák a környezetükben található gázt. Ez az akkréció a szilárd magra nagyon gyors, és nagyon gyorsan véget is ér, mert a gáz elhasználásával a korongban az óriásbolygó körül egy rés keletkezik a gravitációs árapály erők miatt.
A továbbiakban a bolygók - akár földtípusúak, akár óriásbolygók - számottevően már nem növekednek tömegükben, a bolygókeletkezés befejeződött, bár az égitestek még néhányszor 10^8 évig folyamatos bombázásnak vannak kitéve a kisebb méretű testek, bolygókezdemények és üstökösmagok által, mint az a Naprendszer esetében jól ismert.

A bolygókeletkezés folyamatának sematikus ábrája az időskálákkal. Az egyes fázisok részletes leírása megtalálható a szövegben.

Protosztelláris korong

A protocsillagra (születőben lévő csillag) hulló anyag impulzusmomentuma (perdület) általában nem nulla, hiszen valamilyen impulzusmomentuma a forgó csillaghoz képest a behulló anyagnak mindig van. Az anyag ezért nem tudja közvetlenül elérni a csillag felszínét, hanem egy a csillag körüli korongra érkezik, s majd innen jut le a protocsillag felszínére (ezt akkréciós vagy anyagbefogási korongnak nevezzük). Ez a korong önmagában is érdekes képződmény, hiszen majd ebben alakulnak ki később a bolygók is. A korong akkor születik meg, amikor a behulló gáz "elvéti" a csillag felszínét - minthogy az idő előrehaladtával a protocsillag egyre jobban összehúzódik, erre egyre nagyobb az esély. Az anyag, ami elvétette a csillagot a csillag közelében marad valamilyen pályán, és a sok ilyen jellegű esemény végül felépíti a korongot. A korong kezdetben vékonynak tételezhető fel, még a csillag kiterjedéséhez képest is. A korong tömege idővel egyre nő, s ezzel egy új korong struktúra alakul ki, amelyben a külső részekből az anyag spirális pályákon hullik a protocsillag felé, és kialakul egy belső diszk, ahol a gázban történő ütközések miatt közel körpályák alakulnak ki. A belső és a külső diszk határán kialakul egy turbulens gyűrű. A belső diszk körpályái miatt ebben az állapotban alig éri el anyag a protocsillag felszínét, a behulló anyag legnagyobb részben a korong tömegét növeli, a tömegnövekedéssel együtt a külső korong gyorsan terjed kifelé. Ha ez a folyamat minden határon túl folytatódna, akkor egy idő után a korong tömege meghaladná a protocsillag tömegét. Ugyanakkor a megfigyelt protosztelláris korongok esetében a korong tömege alig néhány százaléka a protocsillag tömegének. A probléma a behulló anyag impulzusmomentumával van, amitől meg kellene szabadulni, hogy az anyag végül a belső korongról a protocsillag felszínére juthasson. Ezt el lehet érni valamilyen viszkozitás bevezetésével, de nem könnyű olyan mechanizmust találni, amely képes erre. Ha a korongban erős a mágneses tér és a korong anyaga megfelelő mértékben ionizált, akkor erre van lehetőség. A viszonylag nagy sűrűségek miatt ezekben a korongokban az ionizált és a semleges komponens csatolása az ütközések révén elég erős, így a mágneses tér az ionizált komponensen keresztül befolyásolni tudja a semleges komponenst is. Ha a tömeget növeljük, nő a felületi sűrűség is, és fellép az instabilitás, és a korong - a Tejútrendszer spirálkarjaihoz hasonló módon - egy spirálszerkezetet épít fel, amely nagyon hatékony módon képes tömeget (befelé) és impulzusmomentumot (kifelé) szállítani a korongban.

A protosztelláris korongnak ebben a fázisban van a legnagyobb szerepe a csillag későbbi életére nézve, mert ebben a fázisban szállítja a legtöbb anyagot a protocsillagra. Bár későbbi életszakaszokban a korong ilyen jellegű jelentősége csökken, a megfigyelhető jelenségek szempontjából a korong mindvégig igen fontos marad.

A legfontosabb különbség a korong protosztelláris és protoplanetáris (cirkumsztelláris) állapota között, hogy az utóbbiban már nem protocsillag található a korong közepén, hanem a már megszületett csillag. Ezt a korong fejlődési állapotot protoplanetáris korongnak szokták nevezni, mert a már fősorozat (= amelyhez a csillagok nagy része tartozik, azt a szakaszt mutatja, melyen egy aktív csillag életének jelentős része zajlik) előtti csillag körül ilyenkor indul(hat) meg a korongban a bolygókeletkezés. Az ilyen korongok létezésére utaló, történetileg első és legfontosabb bizonyíték a csillag spektrumában megfigyelhető infravörös többlet léte, azaz a csillag fényesebb infravörös hullámhosszakon, mint az a fotoszféra rövidebb hullámhosszú megfigyeléseiből következne (az elégtelen szögfelbontás miatt a korongokat nem lehetett - és sok esetben még ma sem lehet - elkülöníteni a csillagtól). Ezzel kapcsolatban a legfontosabb kérdés az volt, hogy az infravörös többlet származhat-e egy gömbszimmetrikus burokból? A spektrumból megbecsülhető az anyag mennyisége, és ebből - gömbszimmetriát feltételezve - az ez által okozott vizuális extinkció (= közegen áthaladó fény intenzitásának csökkenése, fényességcsökkenés).
Ez jóval nagyobb, mint amit megfigyelhetünk. Ésszerű magyarázat, ha feltételezzük, hogy az anyag nem egyenletesen oszlik el a csillag körül, ugyanakkor ez az anyag valamilyen csillag körüli pályán kell, hogy mozogjon: a csillag körüli anyag elhelyezkedésére a legkézenfekvőbb magyarázat egy korong létezése.

Változó csillagok

Azokat a csillagokat hívjuk változócsillagoknak, amelyeknek valamilyen jellemzőjük, fizikai paraméterük időben változik. Általában a fényesség változásáról van szó. A megfigyelésekből a színkép és/vagy a fényesség módosulását mérhetjük meg, és ennek okát kell felderítenünk. A változócsillagok vizsgálata azért fontos, azért nagy az asztrofizikai jelentőségük, mert esetükben nagyobb lehetőség nyílik adataik, tulajdonságaik meghatározására. A változásnak ugyanis oka van, ha ezt sikerül felderíteni, akkor ez több információt szolgáltat. Magyarországon a legsikeresebb, nagy hagyományokat felmutató, és nemzetközileg elismert csillagászati kutatási téma a változócsillagok tanulmányozása. Gyakorlatilag minden csillag ide sorolható, hiszen fejlődésük során folyamatosan
változik minden jellemzőjük. Szigorúbb értelemben a legfeljebb napok, évek alatti változásokat mutató objektumokról van szó. A fényesség ingadozása a 0,0001 magnitúdós, még éppen detektálható értéktől a szupernóvák 20 magnitúdós felfényesedéséig terjed. A fényességmérés pontossága a Kepler űrtávcsővel már eléri a néhány százezred magnitúdót. Gyakorlatilag ezen a szinten minden csillag változónak bizonyul. Az 1985-ös Változócsillagok Általános Katalógusa (GCVS) a kiegészítésekkel mintegy 38000 csillagot tüntetett fel. Azóta több százezerrel nőtt az ismert változók száma, főleg a nagy földi megfigyelő programok beindulása, a számos űrtávcső mérései és a mérőberendezések (pl. CCD) érzékenységének növekedése miatt.

Változócsillagok típusai

A változócsillagok világa rendkívül sokszínű, hiszen nagyon sok oka lehet annak, hogy miért módosul a fényesség és a színkép. Régebben két nagy csoportra osztották a változócsillagokat: geometriai és fizikai, attól függően, hogy mi a változás oka. Ennek nyoma a mai osztályozásban is megvan: extrinsic (külső hatás, külsőleg), ezeknél a csillag fénykibocsátása nem változik, és intrinsic (belső hatás, belsőleg), ezeknél valójában, fizikailag változik a csillag fényessége. Az előbbihez sorolják a fedési kettős, a rotációs változók mellett a röntgenkettősöket és a gravitációs mikrolencse jelenségeket, utóbbihoz az eruptív, kataklizmikus és pulzáló csillagokon kívül a csillag saját porburka miatti és a lassú, szekuláris változókat. A változók típusairól igen részletes összefoglaló található az American Association of Variable Star Observers (AAVSO) VSX honlapján.

A leggyakoribb osztályozás 5 nagyobb csoportot különböztet meg:

• pulzáló változócsillagok
• fedési kettőscsillagok
• rotáló csillagok
• eruptív változók
• kataklizmikus változócsillagok

Sajnos sokszor egybeolvasztottan kezelik az eruptív és a kataklizmikus csillagokat. A fényváltozás időbeli menetét fénygörbének hívjuk, amelynek fő jellemzői az amplitúdó és a periódus (1. ábra). A változócsillagok öt fő típusa (2. ábra.)

Pulzáló változócsillagok

A csillagok közül nagyon sok rezgéseket végez. Az oszcilláció (rezgőmozgás) során a csillag rétegei vagy csak sugárirányban (radiális pulzáció), vagy horizontálisan is elmozdulhatnak (nemradiális pulzáció). A csillag akusztikus rezgéseinek, szeizmikus hullámainak feltérképezésével lehetővé válik a csillag belső szerkezetének meghatározása - ezzel foglalkozik az aszteroszeizmológia (a Nap esetében a helioszeizmológia).
A pulzáció következtében a csillag mérete és felszíni hőmérséklete megváltozik, így a luminozitása, azaz fényteljesítménye, illetve a fényessége is. Az, hogy a pulzáció során mikor, milyen méretnél a legfényesebb a csillag, nem egyforma a különféle típusok esetén.

3. kép: A pulzáló változócsillagok fontosabb típusai a jellemző periódussal és a felfedezés idejével (Handler, 2012)