Az 1987. február 23-áról 24-ére virradó éjszakán egy kanadai
csillagász, Ian Shelton a chilei Andokban lévő Las Campanas
Obszervatóriumban dolgozott. Chilei asszisztense kilépett a
szabadba, és felpillantott a sötét, ragyogóan csillagos égboltra.
Jól ismerte az eget, így azonnal észrevette, hogy valami
szokatlant lát. A Nagy Magellán-felhő néven ismert, nagy, ködös
folt peremén egy csillagot vett észre. A csillag nem volt
különösebben fényes, olyasféle lehetett, mint az Orion övének
csillagai. Csupán az volt a különleges, hogy három nappal azelőtt
még nem volt ott.
Az asszisztens felhívta Shelton figyelmét a csillagra. A hír
néhány órán belül a világ valamennyi jelentős
csillagvizsgálójába eljutott. Shelton és chilei asszisztense egy
szupernóvát fedeztek fel. Ez volt az első szabad szemmel látható
ilyen égitest azóta, hogy 1604-ben Johannes Kepler észrevett
egyet. A déli félgömb különböző országainak csillagászai
távcsöveiket azonnal a Nagy Magellán-felhő felé fordították. Az
elkövetkező hónapokban az 1987A szupernóva viselkedését a
lehető legalaposabban vizsgálták.
Néhány órával azelőtt, hogy Shelton a szenzációs felfedezést
tette, a világ egy nagyon távoli pontján, Japánban, mélyen a Föld
felszíne alatt, a kamiokai cinkbányában ugyancsak szokatlan
eseményt jegyeztek fel. Itt ugyanis a fizikusok egy hosszútávú
kísérletet folytattak, nagyratörő célokkal. A kísérlet célja az
anyag egyik legalapvetőbb alkotórésze, a proton stabilitásának
vizsgálata volt. Az 1970-es években kidolgozott nagy egyesített
elméletek előrejelzései szerint a proton nagyon csekély
mértékben bár, de instabil, ami azt jelenti, hogy nagyritkán a
radioaktivitás egy különleges útján elbomlik. Amennyiben ez
tényleg így van, akkor ennek alapvető következményei vannak a
Világegyetem sorsára nézve, amint azt könyvünk egy későbbi
fejezetében látni fogjuk.
A protonbomlás ellenőrzésére a japán tudósok 2000 tonna
rendkívüli tisztaságú vizet töltöttek egy tartályba, a tartály köré
pedig fotondetektorokat helyeztek el. A detektorok feladata
azoknak az állítólagos felvillanásoknak az észlelése volt,
amelyeket az egyes bomlási események nagy energiájú
termékrészecskéi váltanak ki. A kísérletet azért helyezték el a
föld alatt, hogy a kozmikus sugárzás hatását a lehető
legcsekélyebbre csökkentsék, máskülönben ugyanis ez hamis
eseményekkel terhelte volna a detektorokat.
Február 22-én a Kamioka detektorok váratlanul, gyors
egymásutánban tizenegyszer jeleztek felvillanást. Időközben a
Föld túlsó oldalán egy hasonló detektor az Egyesült Államok
Ohio államának egyik sóbányájában nyolc felvillanást észlelt.
Mivel elképzelhetetlen az, hogy tizenkilenc proton csaknem
egyszerre gondolja meg magát és kövessen el öngyilkosságot,
valamilyen más magyarázatra volt szükség, melyet a fizikusok
hamarosan meg is találtak. Rájöttek, hogy műszereik azt
észlelték, amikor a protonok egy sokkal hétköznapibb hatásra
szakadtak darabjaikra: egyszerűen azért, mert összeütköztek egy
neutrínóval.
A neutrínónak nevezett elemi részecskék kulcsfontosságú
szerepet játszanak történetünkben, ezért érdemes egy kis kitérőt
tenni és alaposabban megismerkedni velük. A neutrínók létezését
először Wolfgang Pauli, osztrák származású elméleti fizikus
tételezte fel, amikor meg akarta magyarázni a béta-bomlásnak
nevezett radioaktív folyamat egy zavarbaejtő tulajdonságát. A
normális béta-bomlás során a neutron egy protonra és egy
elektronra bomlik. A viszonylag kis tömegű elektron jelentős
sebességgel repül el a tett színhelyéről. A problémát az okozta,
hogy minden egyes bomlási eseményben más és más volt a
távozó elektron energiája, méghozzá valamivel kisebb, mint a
neutron bomlásából rendelkezésre álló teljes energiamennyiség.
Minthogy az összes energia minden esetben ugyanakkora, úgy
tűnik, mintha a folyamat végén kapott energia nem egyezne a
folyamat kezdetén jelen lévővel. Ez azonban nagy baj lenne,
mert így a jelenség ellentmondásban állna a fizika egyik
legalapvetőbb törvényével, az energia-megmaradással. A helyzet
megoldása érdekében Pauli feltételezte, hogy a hiányzó energiát
egy láthatatlan elemi részecske vitte magával. A részecske
elcsípésére tett első próbálkozások sikertelenek voltak, ezért
nyilvánvalóvá vált, hogy ha egyáltalán létezik ez a részecske,
akkor hihetetlenül nagy az áthatolóképessége. Mivel bármely
elektromos töltésű részecskét az anyag könnyűszerrel csapdába
ejtett volna, ezért Pauli részecskéjének elektromosan
semlegesnek kellett lennie: ezért kapta a "neutrínó" elnevezést.
[1]
Bár akkoriban még senki sem látott egyetlen neutrínót sem, az
elméleti fizikusok ki tudták számítani a részecske jónéhány
tulajdonságát. Ezek egyike a neutrínó tömege.
Nagyon nagy sebességgel mozgó részecskék esetében a tömeg
fogalma felettébb bonyolult. Ennek az az oka, hogy a testek
tömege nem állandó, hanem függ az illető test sebességétől. Egy
1 kilogramm tömegű ólomgolyó tömege például 3 kilogramm
lesz, ha a golyó 260 000 kilométeres másodpercenkénti
sebességgel száguld. A legfontosabb szereplő ebben az esetben a
fény sebessége. Minél jobban megközelíti valamely test
sebessége a fényét, annál nagyobb lesz a test tömege. A tömeg
növekedésének nincs felső határa. Minthogy a tömeg ily módon
változik, amikor a fizikusok egy test tömegéről beszélnek, akkor
a félreértések elkerülése érdekében általában a nyugalmi
tömegére gondolnak. Ha a részecske a fényét megközelítő
sebességgel mozog, akkor tényleges tömege sokszorosa lehet a
nyugalmi tömegének. A nagy részecskegyorsítókban körpályán
keringő elektronok és protonok tömege például sok ezerszerese a
nyugalmi tömegüknek.
A neutrínó nyugalmi tömegének kinyomozásához némi
támpontot adhat az a megfigyelés, mely szerint a béta bomlás
során néha előfordul, hogy a kidobott elektron csaknem az egész
rendelkezésre álló energiát magával viszi, szinte semmit sem
hagyva a neutrínóra. Ez azt jelenti, hogy lényegében nulla
energiájú neutrínók is létezhetnek. Einstein nevezetes
E =
mc2 összefüggése értelmében az E energia
egyenértékű az m tömeggel, vagyis a nulla energiából az
következik, hogy a tömeg is nulla. Ez azt jelenti, hogy a neutrínó
nyugalmi tömege nagyon kicsi, sőt, valószínűleg nulla. Ebből az
is következik, hogy a neutrínók fénysebességgel száguldanak.
Bármekkora is a neutrínó tömege, annyi bizonyos, hogy
sebességük nagyon közel van a fényéhez.
A neutrínó másik érdekes tulajdonsága az elemi részecskék
forgásával, illetve az azt jellemző fizikai mennyiséggel, az
úgynevezett spinnel kapcsolatos. A neutronok, a protonok és az
elektronok mindig "forognak", azaz spinjük soha nem nulla. A
spin nagysága mindig egy bizonyos állandó érték, méghozzá az
említett három elemi részecske mindegyikére ugyanakkora. A
spin az impulzusmomentum egyik formája, márpedig az
impulzusmomentum megmaradását egy éppoly alapvető fizikai
törvény írja elő, mint az energia megmaradását. Amikor a
neutron elbomlik, spinjének meg kell maradnia a
bomlástermékeiben. Ha az elektron és a proton ugyanabban az
irányban pörög, akkor spinjeik összeadódnak, így az eredő spin a
neutronénak kétszerese lesz. Másrészt viszont, ha a két részecske
spinje ellentétes irányú, akkor a spinek kiejtik egymást, az eredő
spin nulla lesz. Bármelyik eset is következzék be, az elektron és
a proton spinjének összege egymagában nem lehet egyenlő a
neutron spinjével. Ha viszont feltételezzük a neutrínó létezését,
akkor a könyvelésünk egyensúlyba kerülhet, feltételezve
természetesen, hogy a neutrínó spinje ugyanakkora, mint a többi
elemi részecskéé. Ebben az esetben a három bomlástermék közül
kettőnek azonos, míg a harmadiknak velük ellentétes irányban
kell forognia.
A fizikusok tehát anélkül, hogy valaha is egyetlen neutrínót
megfigyeltek volna, meg tudták határozni, hogy a titokzatos
részecske elektromos töltése nulla, spinje azonos az elektronéval,
nyugalmi tömege nagyon kicsi vagy nulla, a közönséges
anyaggal mutatott kölcsönhatása pedig oly gyenge, hogy
csaknem nyom nélkül halad át bármin. Röviden sebesen pörgő
kísértetnek nevezhetnénk. Ezek után nem meglepő, hogy
körülbelül húsz évnek kellett eltelnie attól, hogy Pauli
feltételezte a neutrínó létezését, addig, amíg sikerült
laboratóriumi kísérlettel egyértelműen igazolni a létezését. Az
atomreaktorokban olyan irdatlan mennyiségben keletkeznek ezek
a részecskék, hogy roppant tünékenységük ellenére is detektálni
lehet egyes képviselőiket.
Kétségtelenül nem lehetett egyszerűen a véletlen műve, hogy
ugyanakkor érkezett egy neutrínózápor a Kamioka detektorba,
amikor az 1987A szupernóva felvillanását megfigyelték. A két
esemény egybeesését a tudósok fontos bizonyítékként értékelték
a szupernóvák elméletének igazolása mellett, a csillagászok
ugyanis már régóta feltételezték, hogy éppen a neutrínók rohama
az, aminek a szupernóvák felvillanását kísérnie kell.
Bár a latin eredetű "nóva" szó újat jelent, az 1987A
felvillanásakor nem új csillag születésének lehettünk szemtanúi.
Éppen ellenkezőleg, a látványos robbanás egy öreg csillag halálát
jelezte. A robbanás színhelye a Nagy Magellán-felhő volt, egy
tőlünk százhetvenezer fényév távolságban elhelyezkedő
törpegalaxis. Elég közel van tehát ahhoz, hogy a Tejútrendszer
kísérőgalaxisának tekinthessük. A galaxis a déli félgömbről
szabad szemmel is látható, igaz, hogy csak elmosódott, ködös
fényfoltként. Ha egyes csillagait is látni akarjuk, nagy távcsőre
van szükségünk. Mindössze néhány órával Shelton felfedezését
követően ausztrál csillagászok azonosítani tudták a Nagy
Magellán-felhő néhány milliárd csillaga közül azt az egyet,
amelyik felrobbant. A feladat végrehajtásához gondosan
átvizsgálták az égboltnak arról a részéről korábban készített
fényképfelvételeket. A pusztulásra ítélt csillag egy B3
színképtípusú szuperóriás volt, melynek átmérője mintegy
negyvenszerese a Napénak. A csillagnak még neve is volt:
Sanduleak - 69 202.
A csillagok felrobbanásának elméleti lehetőségét elsőként az
1950-es években vizsgálta meg négy asztrofizikus: Fred Hoyle,
William Fowler, valamint Geoffrey és Margaret Burbidge. Ha
meg akarjuk érteni, hogyan jut el egy csillag a katasztrofális
pusztulás állapotába, akkor előbb meg kell ismernünk a csillagok
belső működését. A legismertebb csillag a Nap. Az éjszakai
égbolton pislákoló többi csillaghoz hasonlóan a Nap is
változatlannak tűnik, látszólag ellentmondásban azzal a ténnyel,
hogy a csillag szakadatlan harcban áll az elpusztítására törekvő
erőkkel. Minden csillag egy a tömegvonzás által egybetartott
gázgömb. Ha a gravitáción kívül semmilyen más erő nem hatna,
akkor a csillagok saját súlyuk hatására rövid idő alatt
összeomlanának és néhány órán belül megszűnnének létezni. Az,
hogy mégis fennmaradnak, annak köszönhető, hogy a befelé ható
gravitációs erővel egyensúlyt tart a csillag belsejét alkotó,
összepréselt gáz nyomásából származó, kifelé irányuló erő.
A gáz nyomása és hőmérséklete között egyszerű összefüggés
áll fenn. Amikor egy állandó térfogatú gázt melegítünk,
közönséges körülmények közt nyomása a hőmérséklet
emelkedésével arányosan nő. Ezzel szemben, amikor a
hőmérséklet csökken, ugyanakkor csökken a nyomás is. A csillag
belseje rendkívül forró, sok millió fokos, ezért ott a nyomás is
óriási. Az ehhez szükséges hőt atommagreakciók termelik. A
csillagot életének legnagyobb részében a hidrogén atommagok
hélium magokká történő egyesülése látja el energiával. Ehhez a
reakcióhoz nagyon magas hőmérsékletre van szükség,
valahogyan le kell ugyanis győzni az atommagok között ható
elektrosztatikus taszítást. A fúziós energia évmilliárdokon
keresztül fenn tudja tartani a csillag működését, előbb vagy
utóbb azonban az üzemanyag kifogy és a nukleáris reaktor
energiatermelése akadozni kezd. Ilyenkor veszélybe kerül a
nyomás fenntartása és a csillag kezd vesztésre állni a gravitáció
ellenében folytatott hosszú küzdelmében. A csillag ideje ezzel
lejárt, a gravitációs összeomlást már csak úgy tudja elkerülni,
hogy összekaparja végső üzemanyagtartalékait. A csillag
felszínéről a világűr mélységeibe kisugárzott minden kilowattal
rohamosan közeledik a fenyegető végzet.
Kiszámították, hogy a Nap kezdő hidrogénkészlete mintegy
tízmilliárd évre elegendő. Mostanra, ötmilliárd éves korára
csillagunk nukleáris üzemanyagkészletének csaknem a felét
használta fel. Aggodalomra tehát egyelőre még semmi okunk. Az
a sebesség, amellyel a csillag feléli hidrogénkészletét,
mindenekelőtt a csillag tömegétől függ. A nagyobb tömegű
csillagok sokkal gyorsabban égetik az üzemanyagot. Így kell
tenniük, mert nagyobbak és fényesebbek, ezért több energiát
sugároznak ki. A nagyobb súly jobban összepréseli a csillag
magjának anyagát, ezért a csillag belsejében nagyobb a sűrűség
és a hőmérséklet, ezért gyorsabbak a magreakciók is. Egy tíz
naptömegű csillag például hidrogénkészletének legnagyobb
részét nem több, mint tíz millió év alatt elfogyasztja.
Kövessük végig egy ilyen nagy tömegű csillag sorsát. Kezdetben
a legtöbb csillag legnagyobbrészt hidrogénből áll.
[2] A hidrogén "égése"
során az egyetlen protonból álló hidrogén atommagok
egyesülnek és létrehozzák a hélium atommagokat, amelyeket két
proton és két neutron alkot. A részletek bonyolultak és
mondanivalónk lényege szempontjából nem is túlságosan
fontosak. A hidrogén "égése" az atomenergia termelésének
leghatékonyabb, de korántsem egyetlen formája. Ha a csillag
magjában elegendően magas a hőmérséklet, akkor a hélium
atommagok szénné egyesülnek, majd a további fúziós reakciók
során létrejön az oxigén, a neon és az egyéb elemek. A nagy
tömegű csillag belsejében előállhat az a roppant magas - akár az
egymilliárd fokot is meghaladó - hőmérséklet, amely ezeknek az
egymásra épülő reakcióknak a végbemenéséhez szükséges. A
reakciók előrehaladtával azonban, a felszabaduló energia
mennyisége minden újabb elem előállítása után egyre csökken. A
csillag egyre rohamosabban használja fel a tüzelőanyagot,
mígcsak a csillag kémiai összetétele már hónapról hónapra,
később napról napra, majd végül óráról órára változik. Belső
szerkezete leginkább a hagymáéra emlékeztet, ahol az egymásra
rakódó rétegekben egyre rohamosabban újabb elemek felépülése
folyik. A csillag külseje óriási méretűre fúvódik fel, nagyobb
lesz, mint az egész Naprendszer. Az így kialakuló égitestet a
csillagászok vörös szuperóriásnak nevezik.
A nukleáris égés láncolatának a végállomását a vas jelzi,
ennek az elemnek ugyanis viszonylag stabil a magszerkezete. A
vasnál nehezebb elemek magfúzió útján való felépítéséhez már
energiát kellene befektetnünk, ahelyett, hogy energia szabadulna
fel, ezért amikor a csillag belsejében a magreakciók
eredményeképpen már kialakult a vasmag, akkor a csillag sorsa
megpecsételődött, a csillag számára elérkezett a vég. Ha a csillag
középponti régiói már nem képesek tovább energiát termelni, az
esélyek végérvényesen és katasztrofális mértékben a gravitáció
javára dőlnek el. A csillag meginog a katasztrofális gravitációs
instabilitás peremén, majd saját gravitációs csapdájába zuhan.
Ezt követően az események felgyorsulnak. A csillag vasmagja
már nem képes a magfúzió révén hőt termelni, ezért nem tudja
megtartani saját külsőbb rétegeinek súlyát. Saját tömegvonzása
hatására olyan pusztító erejű összeroppanás indul meg, amely
még magukat az atomokat is szétroncsolja. Végül a csillag
magjának sűrűsége eléri az atommag sűrűségét, ami azt jelenti
hogy anyaga egy gyűszűnyi mennyiségének a tömege
megközelíti az egybillió tonnát. Ebben az állapotban az
összeomlott csillag magjának átmérője jellemzően mintegy
kétszáz kilométer. A maganyag merevsége következtében a
befelé hulló anyag többi része a gyémánt keménységű magról
visszapattan. A tömegvonzás oly iszonyúan erős, hogy a leírt
események alig néhány ezredmásodperc alatt végbemennek.
Amint a drámai események a csillag magjában beteljesednek, a
csillag anyagának kijjebb fekvő rétegei hirtelen, végzetes
megrázkódtatással ráhullanak a magra. A sok billió és billió
tonnányi, másodpercenként több tízezer kilométeres sebességgel
befelé száguldó anyag beleütközik a gyémánt keménységűre
összetömörült magba. Elképesztő hevességű ütközés következik
be, ami óriási erejű lökéshullámokat küld a csillag külsőbb
rétegein keresztül kifelé.
A lökéshullámot neutrínók heves zápora kíséri. A részecskék
a csillag legbelső rétegeiben szabadulnak fel, a legvégső
nukleáris átalakulások során, amikor a csillagot alkotó protonok
és elektronok egymásba préselődve neutronokká alakulnak. A
csillag magja tulajdonképpen egy hatalmas, teljes egészében
neutronokból álló gömbbé válik. Ezzel egyidőben a lökéshullám
és a neutrínók hatalmas mennyiségű energiát szállítanak kifelé a
csillag külső rétegein keresztül. Ezek a rétegek az energia
jelentős részét elnyelik, aminek következtében a csillag egy
elképzelhetetlen hevességű nukleáris robbanás áldozatává válik.
Néhány napon keresztül a csillag tízmilliárd Nap együttes
fényével ragyog. Fényessége csak hetek múltán kezd
fokozatosan csökkenni.
Egy, a Tejútrendszerhez hasonló átlagos galaxisban
évszázadonként két-három szupernóvarobbanás történik. Ezeket
a nevezetes eseményeket a csillagászok gondosan feljegyzik. Az
egyik leghíresebb szupernóvarobbanást kínai és arab csillagászok
1054-ben jegyezték fel a Bika csillagképben. Ma a csillag
maradványait a Rák-ködként
[3] ismert, rongyos, táguló,
csillagközi gázfelhő formájában láthatjuk viszont az égbolton.
Az 1987A szupernóva felvillanása is láthatatlan, megrázó
erejű neutrínóvillanással sugározta be a Világegyetemet. A Föld
nem kevesebb, mint százhetvenezer fényév távolságban van a
robbanás helyszínétől, ennek ellenére keresztmetszete minden
egyes négyzetcentiméterén száz milliárd neutrínó száguldott
keresztül, miközben lakói észre sem vették, hogy testükön egy
másik galaxisból származó elemi részecskék billiói hatolnak át.
Kamiokában és Ohioban azonban a protonbomlást kutató
detektorok a neutrínók billióinak záporából tizenkilenc darabot
feltartóztattak. E berendezések nélkül a neutrínók éppoly
észrevétlenül suhantak volna keresztül rajtunk, amint azt 1054-
ben tették.
Kétségtelen, hogy a szupernóvarobbanás az illető csillag
pusztulását jelenti, ugyanakkor azonban a robbanásnak van
bizonyos teremtő jellege is. A felszabaduló óriási mennyiségű
energia olyan hatékonyan forrósítja fel a csillag külső rétegeit,
hogy egy rövid időre azok az atommagreakciók is lehetővé
válnak, amelyek nem termelik, hanem fogyasztják az energiát.
Ebben az utolsó és minden korábbinál forróbb tüzű
csillagkohóban megszületnek a vasnál nehezebb elemek, mint
például az arany, az ólom vagy az urán. Ezek az elemek az
atommagok felépülésének korábbi szakaszában létrejött
könnyebb magokkal például a szénnel és az oxigénnel - együtt
kidobódnak a világűrbe, ahol azután összekeverednek számtalan
más szupernóva hamvával. Évmilliárdok során azután ezek a
nehezebb elemek csillagok és bolygók újabb generációjává
gyűlnek össze. Ha ezek az elemek nem épülnének föl és nem
szóródnának szét a térben, akkor nem jöhetnének létre a Földhöz
hasonló bolygók. Az életet adó szén és oxigén, a bankok
aranytartalékai, atomreaktoraink urán fűtőanyagrúdjai, a
háztetőket borító rézlemezek földi jelenlétüket mind-mind annak
köszönhetik, hogy még jóval a Nap keletkezése előtt csillagok
garmada pusztult el. Beleborzongunk a gondolatba, hogy testünk
anyagának jelentős része réges rég elpusztult csillagok nukleáris
hamvából áll.
A szupernóvarobbanás nem pusztítja el teljes egészében a
csillagot. Bár a kataklizmikus események az anyag legnagyobb
részét szerteszét szórják, az eseményeket kiváltó, összepréselt
mag a helyén marad. Sorsának alakulása azonban bizonytalan.
Ha a mag tömege meglehetősen csekély - mondjuk úgy egy
naptömeg körüli -, akkor egy kisebb városnyi méretű,
neutronokból álló gömbbé válik. Ez az úgynevezett
"neutroncsillag" minden valószínűség szerint szédítő sebességgel
fog pörögni a tengelye körül. Másodpercenlcént akár ezerszer is
körbefordulhat, ami azt jelenti, hogy felszínén a kerületi sebesség
eléri a fény sebességének tíz százalékát. Erre az őrült tempóra
azért gyorsul fel a forgása, mert az összeomlás hihetetlen
mértékben felerősíti az eredeti csillag viszonylag lassú forgását,
fizikailag ugyanazon ok miatt, amiért a piruettező
műkorcsolyázó forgása is felgyorsul, amikor kinyújtott karjait
maga felé húzza. A csillagászok sok ilyen gyorsan forgó
neutroncsillagot fedeztek már fel.
[4] Forgási sebességük
azonban fokozatosan lassul, ahogy energiát veszítenek. A Rák-
köd mélyén rejtőző neutroncsillag például már annyira lelassult,
hogy másodpercenként "csupán" 33-szor fordul meg a tengelye
körül.
Ha a mag tömege valamivel nagyobb, mondjuk néhány
naptömeggel egyenlő, akkor a maradvány nem tud
neutroncsillagként megállapodni. A gravitáció ebben az esetben
olyan erős, hogy még az eddig ismert legkeményebb anyag, a
neutroncsillagot alkotó tiszta neutronanyag sem képes ellenállni
a további összenyomásnak. Ilyenkor lép színre egy még a
szupernóva-robbanásnál is félelmetesebb és katasztrofálisabb
esemény. A csillag magja folytatja az összeomlást, egészen
addig, amíg egy ezredmásodpercnél rövidebb idő alatt létrehoz
egy fekete lyukat,
[5] amelyben azután
mindenestül eltűnik.
A nagy tömegű csillagok sorsa tehát az, hogy egy rövid ideig
tartó felfújódás után összeomlanak és csak egy a kidobott
gázokból álló, összevissza kavargó felhővel körülvett
neutroncsillag vagy fekete lyuk marad belőlük. Senki nem tudja
pontosan, hány csillag járta már meg a szupernóvarobbanás
poklát, az azonban bizonyos, hogy egyedül a Tejútrendszerben
az ilyen csillagroncsok milliárdjait találjuk.
Gyerekkoromban betegesen féltem attól, hogy a Nap
felrobbanhat. Ma már tudom, nem fenyeget az a veszély, hogy
csillagunk szupernóvává válik. Ehhez ugyanis túlságosan kicsi a
tömege. A kis csillagok sorsa sokkal kevésbé heves, mint
nagyobb tömegű testvéreiké. Mindenekelőtt azért, mert a
nukleáris tüzelőanyagot felélő folyamatok nyugodtabb tempóban
mennek végbe; egy, a csillaglét alsó határára eső tömegű csillag
akár egybillió évig is tengetheti életét. Másrészt, a kis tömegű
csillagok belső hőmérséklete nem lehet elég magas ahhoz
hogy a vasig felépüljenek az elemek, így ezek elkerülik a
katasztrofális összeomlást.
A Nap átlagos, meglehetősen alacsony tömegű csillag, amely
folyamatosan égeti belső hidrogénkészletét, átalakítva ezzel
héliummá a belsejét alkotó anyagot. A hélium legnagyobbrészt a
csillag középponti magjában helyezkedik el, amely a
magreakciók szempontjából semleges hely: a magreakciók
ugyanis a mag felszínén folynak. Ennélfogva maga a mag
képtelen hozzájárulni a hőtermeléshez, ami ahhoz szükséges,
hogy a Nap ellenszegülhessen a mindent megsemmisítő
gravitációnak. Az összeomlás megelőzése érdekében a Napnak
az új hidrogénkészletek irányába, fokozatosan kifelé kell
terjesztenie nukleáris aktivitását. Időközben a héliumból álló
mag fokozatosan összezsugorodik. Ahogy múlnak az
évmilliárdok, a Nap külső képe a belsejében végbemenő
változások hatására érzékelhetően megváltozik. Teste felpüffed,
felszíne azonban valamivel hidegebb lesz, ezért színe vöröses
árnyalatúvá válik. Ez a tendencia egészen addig tart, amíg a Nap
vörös óriássá nem válik. Ekkor átmérője a mainak mintegy
ötszázszorosa lesz. A csillagászok jól ismerik a vörös óriásokat,
az éjszakai égbolt jónéhány csillaga is ebbe a csoportba tartozik,
például az Aldebaran, a Betelgeuse és az Arcturus. A vörös óriás
állapot a kis tömegű csillagok végének kezdetét jelzi.
Bár a vörös óriás csillagok viszonylag hidegek, nagy
átmérőjüknek köszönhetően nagy a sugárzó felületük, ezért
roppant fényesek. A Nap bolygói nehéz idők elé fognak nézni
mintegy négymilliárd év múlva, amikor a megnövekedett
hősugárzás eléri őket. A Föld már jóval korábban lakhatatlanná
válik, az óceánok vize felforr, a légkör pedig megszökik. Ahogy
a Nap egyre nagyobbra dagad, tüzes burka elnyeli előbb a
Merkúrt, majd a Vénuszt, végül a Földet is. Bolygónk
salaktömeggé válik, amely elhamvadása után is makacsul
ragaszkodik Nap körüli pályájához. A Nap külső légkörét alkotó,
vörösen izzó gázok sűrűsége oly csekély, hogy a Föld környezete
gyakorlatilag vákuumnak tekinthető, ezért alig gyakorol fékező
közegellenállást bolygónk mozgására.
Létezésünk a Világegyetemben a Naphoz hasonló csillagok
rendkívüli stabilitásának köszönhető. Ezek a csillagok
évmilliárdokon keresztül alig változó tempóban szolgáltatják a
hőt és a fényt. Ez az időtartam már elegendően hosszú ahhoz,
hogy kifejlődjék és virágozzék az élet. A vörös óriás állapotban
azonban véget ér ez a stabilitás. A Naphoz hasonló csillagok
pályafutásának ezt követő szakaszai bonyolultak, akadozóak és
hevesek, a csillag viselkedése és külső képe viszonylag gyors
változásokat mutat. Az öregedő csillagok életük több millió éves
szakaszát pulzálással tölthetik vagy ledobhatják külső
gázhéjukat.
[6] A csillag magjában lévő
hélium begyulladhat és szénné, nitrogénné és oxigénné épülhet
fel. Ezek a folyamatok megtermelik azt a létfontosságú
energiamennyiséget, amely némileg képes meghosszabbítani a
csillag életét. Ha a csillag külső burkát ledobja a világűrbe, akkor
élete végére csak a lecsupaszított, szénből és oxigénből álló
magja marad.
Az összetett aktivitás ezen szakaszát követően a kis és a
közepes tömegű csillagok elkerülhetetlenül áldozatul esnek a
gravitációnak és összehúzódnak. Az összehúzódás könyörtelen
és egészen addig tart, amíg a csillag egy kisebb bolygó méretére
húzódik össze - a csillagászok által fehér törpének nevezett
objektum lesz belőle. Minthogy a fehér törpék roppant kicsik,
[7] rendkívül csekély
mennyiségű sugárzást bocsátanak, ki, annak ellenére, hogy
felszíni hőmérsékletük sokkal nagyobb lehet, mint a Napé.
Távcső segítsége nélkül egyetlen fehér törpét sem láthatunk a
Földről.
Napunk elkerülhetetlen sorsa, hogy valamikor a távoli
jövőben fehér törpévé váljék. Amikor a Nap ebbe az állapotba
jut, még sok milliárd éven keresztül forró marad, hiszen óriási
tömege olymértékben összepréselődik, hogy a kompakt égitest az
ismert legjobb szigetelőanyagoknál is hatékonyabban őrzi meg a
csillagmaradvány belső hőjét. Minthogy azonban a belsejében
lévő atomerőmű működése addigra már jó ideje leállt, nem lesz
olyan üzemanyag-tartalék, amely biztosítani tudná a világűr
távoli mélységeibe elszivárgó hő utánpótlását. A
csillagmaradvány, amely valaha a mi Napunk volt, nagyon-
nagyon lassan kihűl és elhalványodik. Majd bekövetkezik utolsó
átalakulása, amikor anyaga fokozatosan megszilárdul, és
rendkívüli szilárdságú kristállyá válik.
[8] Végül - teljesen
kihunyva - beleolvad a világűr végtelen sötétségébe.