A csillag a 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.
Tulajdonságok
Osztályozás
1. Általános csillagok
 Az általános csillagok alatt a fősorozatbeli csillagokat értjük, amelyek tulajdonságaikat és kémiai összetételüket tekintve a legegyszerűbbek, az egyszerűséget persze idézőjelbe téve, hiszen egyik csillag sem egyszerű, mindegyik természet anyánk egyik külön kis csodája. |
Tudtad-e? 
|
2. Vörös törpék
A vörös törpék kicsi, viszonylag hideg csillagok. A Világegyetem leggyakoribb csillagai, bár egyes feltételezések szerint a barna törpék többen vannak. Tömegük a mi Napunk tömegének fele és 7,5%-a közé esik. Ami az utóbbi érték alatt van, azt már barna törpének hívják. A vörös törpék felszíni hőmérséklete kisebb, mint 3500 K, ezért csak igen kevés fényt sugároznak ki (némelyik kevesebb, mint 1/10 000-ed részét a Napénak), és annak is nagy része az infravörös tartományba esik. Az alacsony kisugárzás és felszíni hőmérséklet a csillag hidrogén tartalmának nagyon lassú elégetéséből adódik, ami viszont elképesztően megnyújtja a vörös törpe várható életidejét: 10 milliárd – 1 billió év. Tehát amióta a Világegyetem létezik, egyetlen vörös törpe sem élte le az életét.
Elképesztő, nem igaz?
3. Vörös óriások
 |
Tudtad-e?
|
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. Ha a csillag kisebb, mint 2,5 naptömeg, a külső rétegben képződő hélium beáramlása a magba héliumfelvillanást okoz – egy gyors héliumégető ciklust a magban, amelyet követően a csillag a vörös óriások egy másik csoportjába megy át. A 2,5 naptömegnél nagyobb csillagok a héliumégető ciklusba sokkal lágyabban lépnek be. A csillagok többször is átmehetnek a vörös óriás stádiumon, ha képesek a héliumnál nagyobb tömegű elemeket is elégetni a magban. Ez esetben a csillag az aszimptotikus óriások csoportjába tartozik.
4. Fehér törpék
A fehér törpe állapot a csillagfejlődés egyik, asztrofizikailag jól behatárolható, végső stádiuma. A fehér törpecsillagok a csillagászat szemszögéből A színképosztályú, a Nap abszolút fényerősségének tizedével, századával fénylő csillagok, melyeket gyakran planetáris köd vesz körül. A fehér törpe körüli planetáris köd a megelőző, vörös óriás állapot külső légkörének maradványa, mely a csillagmag gravitációs összehúzódása után marad vissza. A fehér törpe stádiumot megelőzően a csillag magjában a vörös óriás állapotot eredményező 3 He4 \rightarrow C12 + ? fúziós folyamat zajlik, azaz három hélium atommag egyesül egyetlen szén atommaggá, energia-kibocsátás kíséretében. Miután a csillag magjában elfogy a hélium, a kiáramló energia okozta sugárnyomás lecsökken, és már nem tart egyensúlyt a gravitációs nyomással. Ekkor a csillag magja összehúzódik, miközben a külső, kihűlő, a maggal közvetlen kapcsolatban nem lévő csillaglégkör a még meglévő sugárnyomás hatására expandál. A számítások szerint ekkor kétféle fejlődési folyamat alakulhat ki. Ha a csillag tömege 0,35 naptömegnyinél kisebb, akkor a sugárnyomás nem elég nagy ahhoz, hogy a külső, hideg légkört „lefújja” magáról. Ekkor az egész csillag összehúzódik saját gravitációs nyomása alatt. 0,35 naptömegűnél nagyobb csillagoknál a sugárnyomás akkora, hogy a külső csillaglégkör leszakad és planetáris ködöt alkot. Az első esetben az egész csillag, a második esetben a mag egészen addig zsugorodik, míg az elektrongáz elfajulása megállítja - azt feltéve, hogy a csillagnak kb. 1,4 naptömegnél kisebb a tömege. Az ekkor kialakuló 105-106 K körüli hőmérséklet nem elegendő ahhoz, hogy a csillagban beinduljon a szén nukleáris égése, maradék energiáját kisugározva a csillag hűlni és sötétedni kezd. Ezt a milliárd évekig tartó stabil állapotot, melyben már nem történik nukleáris energiatermelés, nevezik fehér törpe állapotnak. Sok fehér törpe megközelítően Föld méretű, de általában 100-szor kisebbek, mint a Nap. A tömegük megközelítően a Nap tömegével egyezik meg, ezért sűrűségük nagyon nagy. A sugár századrésze azt jelenti, hogy a Nap tömegű anyag 1003=1 000 000-szor kisebb térfogatban helyezkedik el, és így a fehér törpék anyagának átlagos sűrűsége 1 000 000-szor nagyobb, mint a Nap átlagos sűrűsége. Az ilyen anyagot degeneráltnak hívjuk.
5. Neutroncsillagok
A neutroncsillagok nagy mennyiségű szabad neutront tartalmazó maradványcsillagok.
Nagy sűrűségeknél a csillagok belsejében az atommagok befogják a szabad elektronokat, ezáltal neutronban gazdagabb atommagok keletkeznek. Nagy sűrűségeknél a csillagok belsejében az atommagok befogják a szabad elektronokat, ezáltal neutronban gazdagabb atommagok keletkeznek.
A 12<A<56 atommagok esetében ez a folyamat a 1011-1014 g/m3 sűrűségtartományban zajlik. Ahogy az atommagokban egyre több neutron keletkezik, ezek kötési energiája negatív lesz, így p>~1015 kg/m3 sűrűségnél a fehér törpéket alkotó atommagok és szabad elektronok helyett kevés magot, elektront, és nagy mennyiségű szabad neutront tartalmazó degenerált gáz jön létre. Ezért a 1016-1018 kg/m3 sűrűséggel rendelkező kompakt objektumot neutroncsillagnak nevezzük. Egy ilyen objektumot gyakorlatilag úgy tekinthetünk, mint ami kizárólag neutronból áll. Egy a mi Napunkéval megegyező tömeggel rendelkező neutroncsillag átmérője kb. 20 km, ezért optikai távcsövekkel lehetetlen megfigyelni.
Egy tipikus neutroncsillag felszínén tapasztalható gravitációs mező megközelítően 2x1011-szer erősebb, mint a Föld felszínén. Ennek megfelelően a szökési sebesség elérheti a 100 000 km/s értéket, azaz a fénysebesség egyharmadát. Kezdetben a csillag belsejében 100 milliárd K hőmérséklet uralkodik, de a neutrínók kisugárzása mindössze egy év alatt 1 millió kelvinre csökkenti a felszín hőmérsékletét, ami innentől kezdve lassabb ütemben hűl, mert addigra a neutrínók áramlása gyakorlatilag megszűnik. A neutroncsillag átmérője (ugyancsak számítások alapján) nagyjából 20 km.
6. Pulzárok
A pulzár gyorsan forgó neutroncsillag, mely erős mágneses térrel rendelkezik (kb. 1011-1012 Gauss, ami valamivel kisebb, mint a magnetárok esetében).
Főleg szupernóva robbanások után jön létre, de olyan fehér törpe csillagokból is kialakulhat, amelyek elég sok anyagot gyűjtenek össze környezetükből, hogy bekövetkezzen a gravitációs összeomlás.
A pulzálás olyan neutroncsillagoknál lép fel, amelyeknél a mágneses tengely nem esik egybe a forgási tengellyel. Ahogy a környezetükből (gyakran egy ritkább légkörű kísérő csillagról) befogott anyag a mágneses pólusoknál zuhan a csillag felé, röntgensugarak formájában nagy mennyiségű energia szabadul fel egy kúp alakú térrészben. A mágneses pólusokról érkező röntgensugarak a tengelyforgás miatt egy távoli megfigyelő számára periodikus pulzálásként látszanak.
Az egyik legismertebb ilyen égitest az 1968-ban felfedezett Crab-pulzár, az égbolt legerősebb gamma-sugárzás forrása. Periódusa 33 ezredmásodperc, és forgása folyamatosan lassul.
Ez volt az első ismert pulzár.
A pulzárok egy osztálya a miliszekundumos pulzárok, melyek másodpercenként több száz fordulatot tesznek. Nagy forgási sebességüket az őket tápláló kísérőcsillagról eredő akkréciós korong perdülete adja, a korong pulzárra zuhanó anyaga a pulzárhoz közeledve ugyanis egyre gyorsabban forog. Az akkréciós korong a pulzár rádiósugárzását leárnyékolja, emiatt a pulzár az anyagátadás közben még nem látszik. Ekkor például röntgenkettősként látszik az objektum. Amikor az anyagátadás befejeződik, az akkréciós korong elfogy, és feltűnik a gyorsan, de fokozatosan lassulva forgó pulzár.
7. Magnetárok
A magnetárok olyan neutroncsillagok, melyeknek rendkívül erős a mágneses tere, ez a tér hozza létre az óriási mennyiségű elektromágneses sugárzást, mely részben röntgen-, részben gamma tartományba esik. Ezeknek az égitesteknek az elméletét Robert Duncan és Christopher Thompson alkotta meg 1992-ben. A magnetárokról egyelőre hiányosak az ismereteink, ennek többek között a megfigyelés hiánya az oka, hiszen nincs a közelünkben egy sem. A magnetárok átmérője 20 km körüli, ennek ellenére a tömegük meghaladja a Napét. A rendkívüli tömeg és a viszonylag kis térfogat eredménye az egyedülálló sűrűség, amely a neutroncsillagokra egyöntetűen jellemző, egy teáskanálnyi is több milliárd tonnát nyomna. Jellemző továbbá rájuk a gyors forgás, periódusidejük 2–10 sec közötti. Aktív életük nem tekinthető túl hosszúnak, a hihetetlenül erős mágneses tér mintegy 10 000 év elmúltával elkezd gyengülni. Becslések szerint a ma megfigyelhető csökkent vagy megszűnt aktivitású magnetárok száma a Tejútban 30 millió körüli.
Véletlenszerű időpontokban a szokásos sugárzás 10...100-szorosa is felléphet rövid időre, ezt a feltételezések szerint extrém, 1010-1011 tesla erősségű mágneses tér hozza létre. A jelenség pontos mechanizmusa vita tárgya.
Kialakulásuk a következőképp megy végbe: A Napnál nagyobb tömegű csillagok életük végső stádiumában látványos robbanással (szupernóva) alakulnak át a kezdeti mag tömegének függvényében neutroncsillaggá, fekete lyukká vagy magnetárrá.
8. Fekete lyukak
|
Tudtad-e?
|
 |
A 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.
Ebben a pontban bizonyos fizikai mennyiségek (sűrűség, téridőgörbület) végtelenné válnak (lásd: gravitációs szingularitás). A szingularitást körülvevő térrészben a gravitáció olyan erős, hogy onnan sem anyag, sem fény nem szabadulhat ki. E gömb alakú térrész határfelülete az eseményhorizont, sugara az ún. Schwarzschild-sugár. Az eseményhorizonton belülre kerülő anyag vagy sugárzás belezuhan a szingularitásba.
A fekete lyukak létezése mind elméletileg, mind csillagászati megfigyelésekkel jól alátámasztott (például Chandra űrtávcső). A lyuk elnevezés alatt nem a szokásos értelemben vett lyukat kell érteni, inkább a világűr egy részét, ami mindent elnyel, és ahonnan semmi nem tud visszatérni.
Másképpen, a fekete lyuk olyan égitest, mely – hatalmas sűrűségénél fogva – nagy tömege ellenére elég kicsi, hogy elférjen az általa létrehozott
eseményhorizonton belül. Ebben az esetben ugyanis az égitest minden pontja az eseményhorizonton belül van, tehát az eseményhorizonton kívülről nem látható.
A fekete lyuk sokak szerint új univerzumok vagy dimenziók szülőhelye, az elméletileg lehetséges időutazás, vagy a fénynél gyorsabb utazás eszköze lehet. Mások szerint végtelen energiaforrás, ami mindenhol a galaxisban rendelkezésre áll.
Egyes, kísérletileg még nem bizonyított elméletek szerint bizonyos magfizikai folyamatok során mikroszkopikus fekete lyukak keletkezhetnek.
Nagy tömegű csillagok egyik lehetséges végállapotaként, szupernóva-robbanás után a csillagmaradvány tömegétől függően fekete lyuk vagy neutroncsillag keletkezhet. A fekete lyuk keletkezéséhez elég nagy tömegű csillag szükséges, hogy még a belőle keletkezett neutroncsillag is összeroppanjon. Ez a tömeg jelenlegi ismereteink szerint valahol 1,7-2,7 naptömeg között van, a legkisebb ismert tömegű fekete lyuk 3,8 naptömegű.
Ha viszont a csillag tömege túl nagy (20-40 naptömeg feletti), akkor még a szupernóva-robbanás előtt a csillagszéllel annyi anyagot veszít, hogy a maradék tömege nem elég a fekete lyuk létrejöttéhez, így nagyon gyorsan forgó és nagyon erős mágneses térrel rendelkező neutroncsillagok, magnetárok jönnek létre.
Több kisebb fekete lyuk ütközésével jöhetnek létre a sokáig keresett köztes tömegű fekete lyukak, ezek tömege néhány száz-néhány ezer naptömeg. Egyelőre nagyon kevés ilyen fekete lyukat ismerünk, az NGC 4472 galaxis egyik gömbhalmazában (valószínűleg a közepén) van ilyen fekete lyuk. Az NGC 5408 galaxisban lévő egyik ultrafényes röntgenforrás (ULX, Ultra Luminous X-ray source) tömegét egy új módszerrel megmérve 2000 naptömegnyinek adódott, így ez is ebbe a ritka csoportjába tartozik a fekete lyukaknak. Az ultrafényes röntgenforrásokat általában a kutatók a köztes tömegű fekete lyukakkal hozzák összefüggésbe.
Egyes galaxisok középpontja (a miénk is) tartalmaz nagyon nagy tömegű (több millió naptömegű) szupermasszív fekete lyukat.
9. Kettőscsillagok
Kettőscsillag alatt két olyan csillag együttesét értjük, ahol az egymáshoz képesti mozgás során a két komponens tömegvonzása meghatározható. Az észlelő csillagászatban azonban ebbe a kategóriába sorolják az optikai, tehát egymással fizikai kapcsolatban nem álló kettősöket is, mivel pusztán a látvány alapján a kettősség eredete nem tisztázható.
A legismertebb, szabad szemmel is megfigyelhető kettős az Alcor és a Mizar (Nagy Medve csillagkép), a kis távcsővel megfigyelhetők egyike az Albireo (narancs/kék pár, Hattyú csillagkép).
Igen gyakori, hogy nemcsak kettő, hanem három vagy még több csillag van egy csoportban.
A magyar szóhasználatban viszonylag ritkán használják a többszörös csillag megnevezést; kettőscsillag alatt tehát többszörös csillagokat is értünk.
Csoportosításuk
|
 |
Születés-Halál
Születés:A csillagok születése több millió éves folyamat, és több szakaszból áll: egy molekuláris felhő belsejében csomósodások vagy globulák jönnek létre, ezekből előbb protocsillagok, majd csillagok lesznek.
A világűrben hatalmas por- és gázfelhők vannak. A molekuláris felhőkben az anyag sűrűbb és koncentráltabb.Ezek több tíz fényév átmérőjűek lehetnek, a bennük lévő anyag még nagyon hideg. Azért nevezzük molekuláris felhőknek, mert a benne található gázok molekulák formájában vannak jelen. Minden ilyen molekuláris felhő gyenge egyensúlyban van.Külső hatás következtében ez az egyensúly felborul. Ekkor a felhő egy része saját tömegétől összeroskad és az anyag elkezd összehúzódni. A felhő kisebb anyagcsomókra oszlik.
A molekuláris felhőkből kiváló anyagcsomókból globulák jönnek létre. Ezeknek mérete a Naprendszerével egyenlő, tömegük 200 naptömeg.
Még nagyon hideg és sötét objektumok. Lassan egyre sűrűbbek és forróbbak lesznek, majd létrejönnek belőlük a protocsillagok. Ezek már sugározni kezdenek. A protocsillagok anyaga tovább sűrűsödik, fényük változó.
Gyors gázkilövellések indulnak a pólusok felé. Amikor a magban a hőmérséklet eléri a 10 millió fokot beindulnak a nukleáris reakciók. A protocsillag átalakulásának ideje a tömegétől függ (30 millió év egy Naphoz hasonló csillagnál és 300 ezer év egy 30 naptömegű csillagnál).
Halál:Amikor a csillag elhasználta a belsejében lévő hidrogént, elkezd összehúzódni és egyre forróbb lesz. A hidrogén még nagy mennyiségben fordul elő a felszín közelében és itt is beindul a fúzió. Ezután a csillag kitágul és színe vörössé válik, vörös óriás lesz. Átmérője 10-100 napátmérő is lehet.
A magban újabb nukleáris reakciók indulnak be: a hélium fúziójából szén keletkezik. A csillag atmoszférája kidobódik az űrbe, táguló gázgömböt, planetáris ködöt hozva létre. Amikor a hélium elfogy, a csillag újra összehúzódik.
Ha a csillag tömege nem elég nagy, belsejében már nem lesz akkora hőmérséklet, hogy újabb reakciók induljanak be és fehér törpévé válik.
A fehér törpe egy nagyjából földméretű, naptömegű csillag. Stabilitását már nem a magfúzió, hanem a belsejében kialakult elfajult elektrongáz nyomása biztosítja, egyensúlyt teremtve a gravitáció összehúzó erejével.A fehér törpék hőmérséklete és fényessége évmilliárdok alatt fokozatosan csökken és csak egy fekete törpe marad hátra.
Nagy tömegű csillagoknál a hélium elhasználása után a fúzió egyre nagyobb atomtömegű elemekkel folytatódik, egészen a vasig. A fúzió azért áll le a vasnál, mert az ennél nagyobb rendszámú elemek keletkezése már nem energianyereséges. Szuperóriás csillagok jönnek létre, melyeknek átmérője 1000 napátmérő is lehet. Belsejük különböző kémiai összetételű rétegekből áll, amelyek a felszínhez közeledve egyre hidegebbek és ritkábbak. Hirtelen felrobbannak és az anyaguk szétszóródik az űrben.
Ezeket nevezzük szupernóváknak. A szupernóvák fényessége rövid ideig a Napnál 10 milliárdszor nagyobb. A robbanás után visszamaradó mag, a tömegétől függően neutroncsillag vagy fekete lyuk lesz.