Rieth József: Anyagvilág - Háttérinformáció

Csillag élet - Napméretű csillagok

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

Két proton egyesülése egyetlen maggá csak az első lépés abban a reakciósorozatban, amelynek során a magerő felszabadul a csillag élete folyamán. Sorozatos ütközésben két további proton egyesül az előző kettővel, és létrejön a négy részecskét tartalmazó mag. Két proton elveszti pozitív töltését, és neutronná válik a folyamat során. Az eredmény olyan mag, amelynek két protonja és két neutronja van. Ez a héliumatom magja. A reakciósorozat a hidrogénatommagokat héliumatommagokká alakítja. A hidrogén héliummá alakítása az első és a leghosszabb fázis a csillag nukleáris energiatermelésének történetében, életének mintegy 99%-át kitölti. A csillag életének e hosszú szakasza alatt külső formája nagyon keveset változik, de a folyamat vége felé, amikor már a proton legnagyobb része átalakult alfa-részecskékké, a csillag kezdi az öregedés első jeleit mutatni. Az áruló jelek: a külső réteg felfúvódása és vörösödése, ami kezdetben alig észlelhető, de addig tart, amíg a csillag eredeti méreténél mintegy 100-szor nagyobb, hatalmas gömbbé nem nő. A mi Napunk ezt az állapotot valószínűleg ötmilliárd év múlva éri majd el, ekkorra hatalmas gázgömbbé duzzad, amely elnyeli a Merkurt, a Vénuszt és majdnem a Föld pályájáig ér. Ez a vörös golyó bolygónkról nézve az ég legnagyobb részét kitölti majd. A Nap sugarai a Földet kb. 2200 0C-ra hevítik majd fel, elpárologtatva a felszín anyagának jelentős részét. Az ilyen felpuffadt, vörös csillagokat nevezik vörös óriásoknak a csillagászok.

A csillag addig él vörös óriásként, amíg protonkészleteit felemészti. Ha az üzemanyag elfogyott, a csillag nem tudja többé azt a nyomást előállítani, amely a gravitációjának befelé ható iszonyú erejével egyensúlyt tartana, ezért a külső rétegek a középpont felé kezdenek zuhanni. A vörös óriás összeomlik. Az összeroppanó csillag belsejében tiszta héliummag van, amely a csillag korábbi életében a protonok fúziójából keletkezett. A He-atommagok a 11 millió 0C-os hőmérsékleten nem vesznek részt nehezebb magokká való egyesülési folyamatokban, mert két pozitív töltésük következtében közöttük az elektromos taszítás négyszer akkora, mint a protonok között volt. Ahhoz, hogy a két He-atommag közötti elektromos gát átszakításához elegendő heves ütközés jöjjön létre, százmillió fokos hőmérséklet szükséges. Amint azonban a csillag összeroppan, gravitációs energiájának nagy része a részecskék mozgási energiájává alakul, tehát a rendszer belső hőmérséklete emelkedik. Közepének hőmérséklete eléri végül a százmillió fokos kritikus hőmérsékletet is. Ekkor megkezdődik a He-atommagok fúziója szénatom- magokká, miközben magenergia szabadul fel, amely újraéleszti a csillag belsejében égő tüzet. Ez az energiafelszabadulás megállítja a további gravitációs összeomlást, a kollapszust. A csillag megifjodva életre kap, miközben He-atommagokat éget C-atommagokká.

A Napunkkal azonos méretű csillagokban a He-égető szakasz mintegy százmillió évig tart. Ennek az időszaknak a végére a most már inkább He-atommagokból, mint protonokból álló üzemanyag-tartalékok ismét kimerülnek, a csillag belseje pedig C-atommagokkal kezd feltöltődni. Ezeket a magokat, amelyekben hat pozitív elektromos töltés van, még tekintélyesebb elektromos gát választja el egymástól, mint a He-atommagokat, és leküzdéséhez még hevesebb ütközésekre van szükség. A százmillió fokos hőmérséklet, amelyben a He-atommagok fúziója végbement, nem elég ahhoz, hogy a szénatommag magjai egyesüljenek. Ehhez háromszázmillió fok szükséges.

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

-----------------

http://www.puskas.hu/ttk/csillag/csillag/117.htm