Paul Davies: Az utolsó három perc

4. FEJEZET

A csillagok végzete


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.