A csillagok életciklusa Dr. Jim Lochner, NASA/GSFC Az angol eredeti megjegyzései alapján úgy sejtem, hogy a prezentációhoz kapcsolódó előadást 1-2 órásra tervezték. A fordítás alapjául szolgáló fájl első verzióját (life_cycles_v2.ppt) 2003. augusztus 28-án töltötték fel az Imagine the Universe (Képzeld el az Univerzumot) webhelyére. 2004. február 26-án kicserélték a 12. oldal 3. mnemonikját. Ez lett a life_cycles_v2.1.ppt nevű fájl, amelyen végül is dolgoztam. Én a második és a harmadik mnemonikot a Wikipédia alapján http://hu.wikipedia.org/wiki/Csillag%C3%A1szati_sz%C3%ADnk%C3%A9poszt%C3%A1lyoz%C3%A1s magyarítottam (a harmadikat kissé a másodikhoz igazítva). A saját (gyengébb) izzadmányom: Oly Boldog A Férjem Grillezés Közben, Mert Részegen Nem Savanyú melyet abban a hitben gyártottam, hogy nincs magyar változat, átengedte a helyét a nála jobbaknak. (Igyekszem példát venni róla :-) Magyarítottam a 9, 12, 21. oldal ábraszövegeit Frissítettem a Ds, Rg és Cn jelével a 20. oldal periódusos rendszerét. Ellenőriztem, ill. részben kicseréltem az URL-eket. Az aláhúzottak 2011. március 14-én működtek. (Nagy Sándor) A dia hátterét az Imagine Life Cycle Poster adja.

Ragyogj, ragyogj csillagom ... A Hubble Heritage felvétele a Sagittarius (Nyilas) területén látható csillagmezőről. A kép vízszintes irányban 13,3 fényévet fog át. Kérdezze meg a hallgatóságot, észrevesznek-e valami érdekeset a képen. Remélhetőleg feltűnik valakinek a színek sokasága. Akkor megkérdezheti tőlük, mit jelentenek a különböző színek [különböző hőmérsékleteket]. A kép forrása: http://heritage.stsci.edu/1998/30/index.html Ez pedig egy bővebb képválaszték lelőhelye: http://heritage.stsci.edu/gallery/gallery.html

... Hogy mi is vagy, nem tudom A csillagoknak különböző a színük, ami különböző hőmérsékletet jelent! Minél forróbb egy csillag, annál gyorsabban „kiég”. Az előző dia alapján a hallgatóságban tudatosulnia kell annak, hogy a csillagok színe eltérő, és ez a hőmérsékletükkel függ össze. Maguktól levonhatják azt a következtetést is, hogy a forróbb csillagnak – a közönséges tűzhöz hasonlóan – gyorsabban kell „égnie”. Megjegyzés: az első két dia címe az alábbi gyermekvers első két sora volt eredetileg: Twinkle, twinkle little star, How I wonder what you are. Up above the world so high, Like a diamond in the sky. Twinkle, twinkle little star, How I wonder what you are. Az interneten csak egy nyers fordítást találtam (vagy nem is nyers, csak én érzem annak?) http://www.zeneker.hu/kiadvanyok/fr0303/fr0303szovegek.html#15 Ragyogj, ragyogj apró csillag, Oly kíváncsi vagyok, milyen is vagy. Fenn a földtől oly távolon, Mint egy gyémánt az égbolton. Ragyogj, ragyogj apró csillag, Oly kíváncsi vagyok, milyen is vagy.

Csillagbölcsőde Az űr tele van olyan anyaggal, ami egy csillag születéséhez kell. M16 – Sas-köd, a Teremtés Oszlopai Hubble: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/44/image/a/ Ezek a hideg csillagközi hidrogénből és porból álló felhőoszlopok szintén új csillagok keltető helyei. Ezek a sűrű felhők, melyek molekuláris hidrogénből (két hidrogénatom alkot egy hidrogénmolekulát), valamint porból állnak, tovább fennmaradtak, mint környezetük. Alakjuk jól kirajzolódik a forró, nagytömegű újszülött csillagok ultraibolya (UV) fényében, melyek épp egy picivel vannak feljebb a kép felső szélénél. Ahogy az oszlopokat lassan erodálja az UV sugárzás, kisebb „gömböcök” bukkannak elő az oszlopok mélyebb rétegeiből, melyek még sűrűbb gázból állnak. Ezeket a gömböcöket „tojás” néven is említik magyarul http://www.gothard.hu/astronomy/astronews/html/2007/20070215.html az angol „EGG” rövidítés nyomán (Evaporating Gaseous Globules: Elpárolgó Gáznemű Gömböcök; egg = tojás, pete), ami találóan utal arra, hogy mik is ezek valójában. Az EGG-ek némelyikében bizonyosan csillagembriók vannak. Ezek a csillagok nyomban befejezik növekedésüket, mihelyt az EGG előbukkan a gázfelhőből, és ezáltal elszigetelődik attól a gáztartománytól, amely eddig a tömegét hizlalta. Végül maguk a csillagok is előtűnnek a tojásból, hiszen a EGG gázburkának fotopárolgása tovább folytatódik.

A csillagok porfelhőkből lesznek A felhők gáz- és por-anyagából csillagok születhetnek. Pormacskákból? Dehogy! A dián az N81 csillagbölcsőde látható a Kis Magellán-felhőben (angolul SMC: Small Magellanic Cloud) a Hubble Heritage oldaláról . Nagytömegű csillagok vannak itt, melyek csillagszele üregessé teszi a felhőt. Az előtérben hidegebb felhők körvonalai rajzolódnak ki, melye molekuláris hidrogénből és porból vannak. A kép bepillantást nyújt a masszív csillagok születésére jellemző turbulens (örvénylő) viszonyokra. Lásd http://heritage.stsci.edu/2000/30/index.html Egy másik lehetséges Hubble Heritage illusztráció a Hubble-X-et mutatná (NGC 6822), ahol szintén masszív csillagok születnek. Lásd http://heritage.stsci.edu/2001/01/index.html Megjegyzés: az NGC (NGC-katalógus) a New General Catalogue (Új Általános Katalógus) rövidítése. A pormacskákat alkotó házi port hámszövetdarabkák, haj, szőr, textilszálak, növéni törmelék, pókfonál, homok és földszemcsék alkotják. A felvétel állítólag innen van: http://catalog.cmsp.com/datav3/cg060001.htm. A helyen semmit sem találtam, itt viszont igen: http://www.esquire.com/style/answer-fella/dust-bunnies-0309 http://www.nrdc.org/onearth/03win/livgreen.asp Az utóbbihoz: angolul pornyuszi (dust bunny) a pormacska neve. Szabálytalan szén- és szilíciumszemcsék alkotta porra gondolj.

Összeomlás: protocsillag születik A csillagszületés a gáz és a por lassú felhalmozódásával kezdődik. Az anyagcsomók tömegvonzása miatt egyre több anyag gyűlik össze. Az összehúzódás miatt a hőmérséklet és a nyomás lassan növekedni kezd. A protocsillagok (előcsillag, őscsillag) növekedési mottója: „akinek pénze van, annak még több pénze lesz”. Ahogy az anyagsűrűsödés növekszik, a gravitációs ereje még nagyobb lesz, és még több anyagot vonz magához. Az egyenlet az m1 és az ms tömeg között ható gravitációs vonzást írja le. Ahogy az m1 tömeg nő, úgy nő a vonzása is.

Magfúzió! Ha a csillag közepének (mag) hőmérséklete eléri a 15 millió fokot, beindul a fúzió! 4 (1H) → 4He + 2 e+ + 2 neutrínó + energia Hát az energia honnan van? Négy 1H tömege > egy 4He tömege Ügyeljünk arra, hogy a hallgatóság értse a szimbólumok jelentését. Különösen arra, hogy a H és a He előtt álló felső indexek a tömegszámokat, azaz a nukleonszámokat (a magban lévő protonok és neutronok együttes számát) jelentik. Az energia onnan van, hogy a négy H atom tömege egy picit nagyobb egy He atoménál. Ez a többlettömeg alakul energiává Einstein híres egyenlete szerint. E = mc2

Mennyi energia szabadul fel? 4 (1H) → 4He + 2 e+ + 2 neutrínó + energia Keletkező energia = 25 MeV = 4  10-12 joule = 1  10-15 kilokalória A Napban 1 s alatt 1038 ilyen fúzió zajlik le! Másrészt 1056 H atom áll még rendelkezésre! 1 MeV az az energia, amely 1 millió elektron átviteléhez elég 1 volt feszültség ellenében. De úgy is mondhatjuk, hogy amennyi egy elektron átviteléhez kell 1 millió volttal szemben. 1 eV = 1,6  10-19 J. 1 cal = 4,184 J Figyelem: a dián kcal szerepel, ahogy az élelmiszerek címkéin is. Azt, hogy a Nap milyen sebességgel fogyasztja a hidrogént, onnan tudjuk, hogy ismerjük a leadott teljesítményét. Az, hogy mennyi hidrogén van benne, a tömege (2  1030 kg) alapján becsülhető.

Erők egyensúlya A magfúzió által felszabaduló energia ellene hat a befelé irányuló tömegvonzásnak. Ez a két ellentétes hatás határozza meg a csillag létezésének állomásait annak egész élete során. Ez a fontos elv szabályozza egy csillag életciklusát.

Az új csillagok nyughatatlanok! 200 CsE A kép a fiatal XZ Tau bináris (két égitestből álló) rendszert mutatja. Az egyik vagy mindkét égitest körüli láthatatlan gázkorong áthalad a bináris rendszert övező mágneses téren, majd csaknem 540 000 kilométer per óra sebességgel lövell ki az űrbe. A bemutatott kilövellés, mely csupán 30 éves, csaknem 96 milliárd kilométeres. Kép: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/32/image/b/ 1 CsE = 149 597 870 km = 8,33 10 fényperc (a Nap és a Föld közepes távolsága: a távolság csillagászati egysége) Gáz kilökődése egy fiatal kettőscsillagból

Mint égen a csillag… Ne feledjük: a csillagoknak különböző a színük ami eltérő hőmérsékleteket jelez

Orosz Barátom Azt Felelte: Gépek Keresnek Mindent! Rám Ne Számíts! Csillagtípusok O B A F G K M Annie J Cannon (1863-1941) A HR diagram hőmérsékleteket és luminozitásokat (fényesség) mutat (de alkalmasint becsült tömegeket és méreteket is feltüntethet). Figyeljük meg, hogy a fősorozat kékebb csillagai általában fényesebbek. Annie J. Cannon a delavare-i Doverben született. Nagyothalló volt ugyan, de imádott zongorázni (nem én találtam ki). Anyja azzal keltette fel érdeklődését az asztronómia iránt, hogy a csillagképeket magyarázgatta neki. A Wellesley College-ba ment, ahol fizikát és csillagászatot tanult, és megismerkedett a spektroszkópiával. 1884-ben, végzése után, hazatért, fényképezgetett és utazgatott. 1894-ben anyja meghalt, ő pedig visszatért Wellesley-be oktatni. 1896-ban a Harvard College Observatory-ban dolgozott Edward Pickering keze alatt, csatlakozva a női „számítógépekhez” (50 centes órabérben). Ezek a nők rögzítették a csillagászati adatokat, catalogizálták a változó csillagokat, és osztályozták a spektrumokat. 1911-ben Cannon az obszervatórium fényképlemezeinek kurátora lett. A következő 4 év során az összes lemezt osztályozta le egészen a 9-es magnitúdóig. Havonta 5000 csillagot osztályozott, és mire végzett, 225 300 csillagspektrumnál tartott. Az eredményeket 9 kötetben publikálta 1918-1924 között. Ő fejlesztette ki a ma is használt színképosztályozást. Miután elnyerte a Nat’l Academy of Science Draper-díját (ő volt az első nő, aki ezt a legmagasabb akadémiai díjat megkapta), Harlow Shapley úgy nyilatkozott róla mint aki “kilenc halhatatlan kötet szerzője, több ezer sütemény elkészítője, szoliterező és bridge-játékos.” A színképosztályozásra számtalan mnemonik készült. Az eredeti séma csak az OBAFGKM jelekből állt, innen eredt, az “Oh Be A Fine Girl Kiss Me.” Később ezekhez jöttek az RNS osztályok. Cannon képe: http://en.wikipedia.org/wiki/Annie_Jump_Cannon. Életrajz: http://www.wellesley.edu/Astronomy/Annie/. HR diagram: http://physics.unl.edu/directory/lee/astroed/applets2/hrdiagram/back-hr.html A színképosztályozásról bővebben: http://apod.nasa.gov/apod/ap010530.html Oly Barátságos A Fénylő Göncölszekér: Keresd Meg! Orosz Barátom Azt Felelte: Gépek Keresnek Mindent! Rám Ne Számíts! Oh Be A Fine Girl Kiss Me!

Újrajátszás: az életciklus A csillagok tömege lehet kicsi is, nagy is. A sorsuk a tömegüktől függ. Tudnunk kell, hogy a csillagok működése még a hidrogénégetési szakaszban sem kifejezetten „csendes”. Például a Nap maga is meglehetősen aktív. Nap-szerű csillagok Nehéz csillagok

Egy ismerős vörös óriás Vége a hidrogénfúziónak (ezt hívják hidrogénégésnek) – kezdődik a vörösóriás-szakasz A Betelgeuse – lásd http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/04/image/a/ A csillag mérete A Föld pályamérete A Jupiter pályamérete

A vég kezdete: vörös óriások Miután a hidrogén elfogyott a magban ... A magfúzió által felszabaduló energia ellene hat a befelé irányuló tömegvonzásnak: A csillag magja összeomlik, az összeomlás kinetikus energiája hővé alakul át; ez a hő felduzzasztja a külső rétegeket. Miközben a mag összeomlik, a hőmérséklet és a nyomás megnő ... A fősorozat csillagai véges élettartamúak. Hogy miért? Mert a fúziós üzemanyaguk mennyisége korlátozott. Mi történik, ha elfogy az üzemanyag? A fúzió leáll, és az erőegyensúly felborul. Ahogy a csillag magja összeomlik, a befelé „zuhanó” csillaganyag kinetikus energiája hővé alakul. Ez a hő „puffasztja fel” a csillag külső rétegeit.

Újabb fúzió! 100 millió fokon a hélium fúziója következik: 3 (4He) → 12C + energia (átmenetileg 8Be keletkezik) (mindössze csak 7,3 MeV szabadul fel) A felszabaduló energia megtartja a vörös óriás kitágult külső rétegeit. Tudni kell, hogy a He fúziójához (héliumégés) sokkal magasabb hőmérséklet szükséges, mint a hidrogénéhez.

A Nap-típusú csillagok végzete Miután a hélium elfogy, a csillag külső rétegei lelökődnek Planetáris ködök Planetáris ködök. Miután a He elfogy, a mag összeomlása folytatódik. A lelökött atmoszférát a forró mag sugárzása ionizálja. Ez okozza azt, hogy a köd világít. Balról jobbra: Gyűrűs-köd – Lényegében valódi színeket látunk, melyek különböző elemeket jelentenek: héliumot (kék), oxygént (zöld) és nitrogént (vörös). NGC 2440 – Az NGC 2440 központi csillaga egyike a legforróbbaknak, amelyet ismerünk. A felszíni hőmérséklete csaknem 200 000 fok. A csillag körüli köd bonyolult szerkezete alapján egyes csillagászok feltételezik, hogy a csillag időnként anyagot lövellt ki magából egymással ellentétes irányban, s hogy ezek az anyagkilövellések esetről esetre más-más irányba mutattak. A köd porfelhőkben is gazdag. Ezek némelyike hosszú, sötét csíknak látszik, mely kifelé vezet a központi csillagtól. A ragyogó ködön kívül, melynek világítását fluoreszcenciával lehet magyarázni (ti. a forró csillag UV sugárzása ionizálja a köd anyagát), az NGC 2440-et egy hidegebb gázból álló, sokkal nagyobb gázfelhő is körülveszi, amely közönséges fényben láthatatlan, de infravörös teleszkópokkal megfigyelhető. Az NGC 2440 kb. 4000 fényévnyire van a Földtől a Puppis (Hajófara csillagkép) irányában. NGC 3132 – A (hamis) színek itt hőmérsékletet jelentenek. (http://heritage.stsci.edu/1998/39/supplemental.html) A fonálszerű képződmények a hűlő gázból kivált port jelzik, mely sok szenet tartalmaz. [Képek: Hubble Heritage, http://heritage.stsci.edu/gallery/galindex.html]

Fehér törpék A planetáris köd közepén egy fehér törpe van. Jellegzetességei: Föld-méret és Nap-tömeg kombinációja: “egy tonnányi anyag egy teáskanálban” A befelé ható gravitációt az elektronok taszítása ellensúlyozza. A fehér törpék fő jellemzői: a méretük kb. a Földével egyezik, míg a tömegük a Napéval.  1 millió g/cm3 = 1 tonna/teáskanál A fehér törpék azért stabilak, mert a befelé irányuló gravitációval egyensúlyt tart az elektronok taszítása.

A nagytömegű csillagok sorsa Miután a héliumtartalom lecsökken, a mag összeomlása folytatódik, míg elég forró nem lesz ahhoz, hogy a szén magnéziummá vagy oxigénné fuzionáljon: 12C + 12C → 24Mg 12C + 4H → 16O A különböző folyamatok kombinációi még nehezebb elemek létrjöttéhez vezetnek. A vörösóriás-szakasz után újabb összeomlások és nukleáris égések sora következik. A fúzió egyre nehezebb elemeket hoz létre a könnyebbekből.

Periódusos rendszer Könnyű elemek Nehéz elemek 4 (1H) 4He + energia CNO-ciklus 28Si + 7(4He) 56Ni + energia 56Fe 3(4He) 12C + energia 4He + 16O 20Ne + energia 4He + 12C 16O + energia 16O + 16O 32S + energia 12C + 12C 24Mg + energia Alább, a zárójelbe tett számok kattintásokat jelentenek, melyek a következő reakciókat jelenítik meg: Amint láttuk (1): 1H → 4He, majd (2) 4He → 12C. A masszív csillagokra jellemzők a következő reakciók: (3) Szén fúziója magnéziummá (12C → 24Mg) (4) Hélium és szén fúziója to oxigénné (4He + 12C → 16O) (5) Oxigén fúziója szilíciummá (16O → 32Si) vagy kénné és héliummá (6) Hélium és oxigén fúziója neonná (4He + 16O → 20Ne) (7) Bemutatjuk a CNO-ciklust is, mely a forróbb csillagokban C, N és O katalizátorokkal gyorsítja fel a H→ He fúziót. Ezek az elemek (a He kivételével) az élet nélkülözhetetlen alkotói. (8) Hélium és szilícium fúziósorozata nikkellé (mely kobalttá bomlik, majd az, pozitív béta-bomlások révén, vassá alakul) (28Si + 7(4He) → 56Ni → 56Co + e+→ 56Fe + e+ Vas és neutron egyesülése különböző vasizotópokká (nem mutatjuk) A fúzió csaknem minden elemet létrehoz a hidrogéntől egészen a vasig. A periódusos rendszer forrása: http://www.chemicalelements.com/

A nagytömegű csillagok végzete A nagytömegű csillagok egy sor elemet „égetnek” el. A vas a legstabilabb elem, amely már nem fuzionál tovább. Energiatermelés helyett innen kezdve már az energia elnyelése jön. A fúzió megáll a vasnál, és a csillag a saját súlyánál fogva összeroskad. A csillag most a fúziós folyamatok termékeiből áll.

Szupernóva! Az SN1987A környéke az esemény észlelésekor és a robbanás után. A felvételek egy brit-ausztrál obszervatóriumban készültek. A helyszín a Nagy Magellán-felhő (LMC, Large Magellanic Cloud), 160 000 fényévnyire tőlünk. Ha a fúziós folyamatok termelte energia nem elég már a csillag megtartásához, a mag összeomlik. A magban lévő atomok összeroppannak, s a csillag befelé zuhanó anyaga visszapattan a szupersűrűvé tömörödött magról, iszonyatos robbanást okozva. Egy szupernóva 1040 erg/s teljesítményt produkál (milliószor akkorát, mint a Nap). A szupernóva szétszórja a keletkezett elemeket. A robbanás energiája hozza létre a vasnál nehezebb elemek keletkezéséhez szükséges körülményeket.

Szupernóva-maradványok: SN1987A b a) Optikai – 2000. febr. Évezredekkel az SN előtt világító anyag lökődött le. b) Rádió – 1999. szept. c) Röntgen – 1999. okt. d) Röntgen – 2000. jan. Az SN lökéshulláma felmelegíti a gázt. c d Optikai és röntgenfelvételek az SN1987a szupernóváról A Hubble-felvétel azt a kifényesedett anyaggyűrűt mutatja, amely évezredekkel az előtt lökődött ki a csillagból, hogy az szupernóvaként végezte volna. A Chandra-felvételek a 4500 km/s sebességű lökéshullámot mutatják, amint beleütközik az optikai gyűrű egyes részeibe. A táguló gázburok hőmérséklete kb. 10 millió fok, és csak röntgenteleszkóppal figyelhető meg. 2001-ben, az SN87A néhány izolált forró foltból álló optikai képe megváltozott. sok képpé alakult Az egész gyűrű mentén kölcsönhatásokra utaló helyek sokasága mutakozott. Lásd IAUC 7623 Az SN1987A Hubble/Radio/Chandra képek forrása: http://chandra.harvard.edu/photo/2000/sn1987a/index.html

Szupernóva-maradványok: Cas A Optikai Röntgen A Cas A (Cassiopeia A) 300 éve történt kb. 10 000 fényévnyire. A maradványok jelenlegi átmérője kb. 10 fényév. Röntgen: Az eredeti szupernóvarobbanás lökéshulláma kb. 16 millió km/h sebességgel száguldott át a csillagközi anyagon. A hőmérséklet 50 million fok is lehetett. A belső lökéshullám abból ered, hogy az SN által kilökött anyag a csillag körüli burkot 10 millió fokra melegítette fel. A Cas A optikai képe olyan anyagokat láttat velünk, amelyek kb. 10 ezer fokosak. A pamacsok egy része nagy koncentrációban tartalmaz nehéz elemeket. Feltételezhetően a kilökődött szupernóvaanyag sűrűbb csomósodásai lehetnek ezek. A Cas A optikai és röntgenfelvételeinek forrása: http://chandra.harvard.edu/photo/1999/0237/

Elemek egy szupernóvából Minden röntgen-energiánál Szilícium Ezek a képek a szilícium, kalcium és vas eloszlását mutatják a Cas A maradványaiban. A színek az intenzitást fejezik ki. Az intenzitások csökkenő sorrendben: sárga > vörös > bíbor > zöld. A „Minden röntgenenergiánál” a Chandra legszélesebb energiatartományát jelenti. A kép szimmetriáját vélhetően vagy a nagyenergiájú részecskék szinkrotronsugárzása okozza (ami a maradványok mágneses tere miatt lép fel), vagy pedig az évezredek előtt kilökődött anyagon áthaladt lökéshullámok. A szilíciumkép feltűnő aszimmetriája feltehetőleg a robbanás aszimmetriájának a jele. A kalciumkép hasonló aszimmetriát mutat, de kisebb intenzitással. A vaskép azt sugallja, hogy a csillag rétegei a robbanás előtt vagy a közben összekeveredtek. Az összes kép 8,5 szögperc szélességű (ami 28,2 fényévet jelent, ha a Cas A távolságát 11 000 fényévnek vesszük). Lásd http://chandra.harvard.edu/photo/2000/cas_a062700/index.html Kalcium Vas

Ami a szupernóva után megmarad Neutroncsillag (ha a mag < 5  naptömeg) Összeomlás során a protonok és elektronok neutronokká egyesülnek. 10 km-es átmérő! Fekete lyuk (ha a mag > 5  naptömeg) Még az egymást érő neutronok sem képesek megtartani egy igen masszív csillag súlyát. Neutroncsillagok és fekete lyukak A neutroncsillagok a szupersűrű magból keletkeznek, miközben a protonok és elektronok egyesülése neutronokat hoz létre. (A mag a saját súlya alatt omlik össze.) Ha a mag tömege túl nagy, akkor a neutronképződés nem álllítja meg az összeomlást. A neutronok maguk is „összeolvadnak és eltűnnek” az összeomlás során.

Teljesen új élet: röntgenkettősök A közeli kettős rendszerekben az anyag egy közönséges csillagból egy neutroncsillagba vagy egy fekete lyukba áramlik. A röntgensugárzást a neutroncsillagot/fekete lyukat körül vevő gázkorong bocsátja ki. Ha a neutroncsillag vagy a fekete lyuk egy bináris rendszer része, akkor a normális csillagból anyag áramlik át kompaktabb (tömörebb) társába (tehát a neutroncsillagba vagy a fekete lyukba), miközben röntgensugárzás keletkezik. A röntgenkettőscsillag a létezés teljesen új formája egy kettőscsillag számára. Illusztráció forrása: http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/news/30apr01.html

Fekete lyuk – szemtől szembe Eseményhorizont Akkréciós korong Szingularitás (mélyen belül) Jet (dzset: nincs mindig)

SN – ISM-kölcsönhatás A szupernóva (SN) összenyomja a csillagközi gázt és port. (ISM: interstellar medium, azaz csillagközi anyag.) Ebben a gázban feldúsulnak az SN által kilökött anyagok. Ez a nyomás indítja el a gáz és a por sűrűsödését, ami végül újabb csillagok születéséhez vezet. Az SN lökéshullámai összeomlasztják az ISM felhőit, és kezdődik minden előről. A Hodge 301 masszív csillagokból álló halmaz, mely a jobb alsó sarkában látszik ennek a Tarantula Nebulát ábrázoló képnek. Az egész a Kis Magellán-felhő része. A Hodge 301 csillagai közt sok olyan öreg van, amely szupernóvaként robbant fel. Ezek a csillagrobbanások nagy sebességgel söpörték ki az anyagot a környező térrészből. Ahogy a kilökődött anyagok behatolnak a környező Tarantula Nebulába, lökésük rétegek és fonalak sokaságává préseli össze a gázt, melyek a kép felső részén láthatók. A kép közepe táján apró, sűrű gázgombócok és poroszlopok láthatók, ahol mostanában új csillagok születnek. Mindez része a Tarantula régióban zajló megújulások sorozatának. Ezek az alakzatok több mint 320 km/s sebességgel távolodnak a Hodge 301-től. A Hodge 301-et átjárja a benne kialakuló szupernóvák lökéshulláma által létrehozott röntgensugárzás. A Hodge 301 Hubble-felvételének forrása: http://heritage.stsci.edu/1999/12/index.html

És kezdődik minden előről ... Vagy majdnem… Magyarítás: Nagy Sándor ELTE, Kémiai Intézet, Magkémiai Laboratórium, Budapest, Hungary

Anyagok „A csillagok életciklusa”-hoz Ez a prezentáció, valamint „A csillagok életciklusa”-val kapcsolatos egyéb anyagok megtalálhatók az Imagine the Universe! webhelyén : http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/lifecycles/stars.html Note for the Author of the original presentation (Dr. Jim Lochner): I have created the Hungarian version from the file life_cycles_v2.1.ppt. I have changed the texts of the pictures on pages 9, 12, and 21 to Hungarian. I have updated the periodic system on page 20 with the symbols of Ds, Rg, and Cn. I have checked all the URL-s. A large part of them had to be updated. The underlined ones were working on March 14, 2011. Sándor Nagy, translator