A csillagok típusai

Napjainkban már többféle osztályozási mód létezik, azonban a Morgan-Keenan (MK) a legkönnyebben elsajátítható és az amatőrök számára a leginkább értelmezhető rendszer. Az O, B, A, F, G, K és M betűk használatával könnyen besorolhatók a leghidegebbtől kezdve (M) a legforróbbakig (O). Ezeket hívjuk színképosztályoknak. Az egyes színképosztályok tovább bonthatók hőmérsékletük alapján egy 0-9 szám hozzáadásával, ahol a 0 a legforróbb, a 9 a leghidegebb az adott színképosztályon belül. Tehát az A színképosztály legforróbb csillagai az A0-ba, míg a leghidegebbek az A9 osztályba tartoznak.

Ez a cikk a fenti rendszer használatával mutatja be a fő csillagtípusokat néhány fontos információval és részlettel az egyes osztályok fizikai tulajdonságairól. A csillagok fényességét, sugarát és tömegét a Naphoz viszonyítjuk.

Bár a csillagok színeit is tartalmazza a leírás, számunkra mind fehérnek tűnnek, köszönhetően annak, hogy gyenge fényük a legtöbb esetben nem aktiválja a szemünk színes látását.

H-R diagram

Fősorozati csillagok

A fősorozati csillagok energiáját a magban lévő Hidrogén (H) fúziója adja, aminek során Hélium (He) keletkezik. Ehhez a folyamathoz több, mint 10 millió Kelvin fok szükséges. Az Univerzumban található csillagok 90%-a fősorozati csillag, beleértve a mi Napunkat is. A fősorozati csillagok a Nap tömegének tizedrészétől annak kétszázszorosáig változnak.

Kék csillagok

Színképosztály: O, B
Életciklus: fősorozaton
Hőmérséklet: ~30.000K
Fényesség: 100 – 1M
Sugár: 2,7 – 10
Tömeg: 2,5 – 90
Kor: < 40M év

Forró, O típusú csillagok, amelyek általában az aktív csillagképző régiókban fordulnak elő, különösen a spirális galaxisok karjában, ahol fényük megvilágítja a környező por- és gázfelhőket, így ezek a területek jellemzően kék színűek. A kék csillagok gyakran előfordulnak komplex többes csillag rendszerekben is, ahol fejlődésüket nehéz előre megállapítani a csillagok közötti anyagátadás miatt.

Mivel a kék csillagok nagyon forrók és hatalmasak, viszonylag rövid életciklussal rendelkeznek, melyet heves szupernóva események zárnak, ami fekete lyuk vagy neutroncsillag keletkezéséhez is vezethet.

Példák: 10 Lacertae, AE Aurigae, Delta Circini, V560 Carinae, Mu Columbae, Sigma Orionis, Theta1 Orionis C, Zeta Ophiuchi

Sárga törpék

Színképosztály: G
Életciklus: fősorozaton
Hőmérséklet: 5200K – 7500K
Fényesség: 0,6 – 5
Sugár: 0,96 – 1,4
Tömeg: 0,8 – 1,4
Kor: 4 – 17 milliárd év

A G típusú csillagokat gyakran tévesen sárga törpéknek hívják. A Napunk is G típusú csillag, de valójában fehér színű, mert összekeverednek a színek amiket kibocsát. Ennek ellenére, a látható fénykibocsátásának csúcsa a spektrum zöld részén van, de a zöld fényt elnyeli, vagy széttöri más frekvencia a Napban és a Föld légkörében.

Ahogy a Nap, úgy az összes G típusú csillag is hidrogént alakít át héliummá, majd amint elfogy az üzemanyaguk, vörös óriásokká változnak.

Példák: Alpha Centauri A, Tau Ceti, 51 Pegasi

Narancs törpék

Színképosztály: K
Életciklus: fősorozaton
Hőmérséklet: 3700K – 5200K
Fényesség: 0,08 – 0,6
Sugár: 0,7 – 0,96
Tömeg: 0,45 – 0,8
Kor: 15 – 30 milliárd év

A narancs törpék olyan K típusú csillagok a fősorozaton, melyek a vörös M típusú és a sárga G típusú csillagok közé esnek méretük alapján. A K típusú csillagok különleges jelentőséggel bírnak a földön kívüli élet keresésében, mivel egyrészt jóval kevesebb UV sugárzást bocsátanak ki (ami roncsolja a DNS-t), mint a G típusú csillagok, másrészt jóval tovább maradnak stabilak a fősorozaton: 30 milliárd évig, szemben a Nap 10 milliárd évével. Ezenfelül, a K típusú csillagok négyszer gyakoribbak, mint a G típusúak, ezért az exobolygók keresése sokkal könnyebb.

Példák: Alpha Centauri B, Epsilon Indi

Vörös törpék

Színképosztály: K, M
Életciklus: korai fősorozaton
Hőmérséklet: 4000K
Fényesség: 0,0001 – 0,08
Sugár: 0,7
Tömeg: 0,08 – 0,45
Kor: nincs megállapítva, de feltehetően néhány trillió év

A vörös törpék teszik ki a Tejút csillagpopulációjának nagy részét, ám mivel nagyon halványak, optikai segítség nélkül láthatatlanok az emberi szem számára. A 0,35 naptömegnél masszívabb vörös törpék általában konvektívak, azaz fúziójuk a csillag teljes területén zajlik, nem csak a magban.

Ennek eredményeként a nukleáris fúzió lelassul és jelentősen meghosszabbodik, ami a csillagot több trillió évig állandó fényességen és hőmérsékleten tartja. Valójában a nukleáris szintézis folyamata annyira lassú, hogy az univerzum nem elég idős ahhoz, hogy olyan ismert vörös törpét találjunk, ami evolúciója során egy fejlettebb fázisba ért volna.

Példák: Proxima Centauri, TRAPPIST-1

Óriások és szuperóriások

Óriások és szuperóriások akkor alakulnak ki, amikor egy csillag hidrogén készlete elfogy és nekiáll héliumot égetni. Ahogy a csillag magja összeomlik és még forróbb lesz, az így keletkezett hő elkezdi a csillag külső burkát kifelé tolni. A kis és közepes tömegű csillagok vörös óriásokká alakulnak. A Napnál tízszer nagyobb tömegű csillagok azonban vörös szuperóriásokká változnak mikor a héliumot kezdik elhasználni.

Ezek a nagy tömegű csillagok gyors ütemben égetik a héliumot, mely során szén és oxigén keletkezik, ám a lassabb fúziós periódusokban a csillag összehúzódhat kék szuperóriássá válva. Azért kék, mert hőmérséklete kisebb felületre oszlik el. Ez a folyamat is vissza tud fordulni, a csillag pedig újra vörös szuperóriássá válni. Ez periodikusan ismétlődhet is mindaddig, amíg élete végén végül szupernóvává nem válik.

Kék óriások

Színképosztály: O, B, A
Életciklus: fősorozatról levált
Hőmérséklet: 10.000K – 33.000K
Fényesség: 10.000
Sugár: 5 – 10
Tömeg: 2 – 150
Kor: 10 – 100 millió év

A “kék óriás” nem egy tudományos definíció, széles körben különböző csillagokat sorolunk ide, amik leváltak a fősorozatról. Gyakorlati okokból azonban gyakran nevezik a II. és III. (fényes óriás és óriás) fényességi osztályba tartozó csillagokat “kék óriás”-nak, pusztán kényelmi okokból, persze csak akkor, ha elég forróak (10.000K-nél melegebb). Sokszor azonban tévesen hívnak csillagokat kék óriásnak, csak mert nagy és forró.

A gyakorlatban pedig azért nevezik őket kék óriásnak, amiért a H-R diagram (fenti kép) egy specifikus régiójában laknak, nem pedig azért, mert megfelelnek speciális elvárásoknak.

Példák: Iota Orionis, LH54-425, Meissa, Xi Persei

Kék szuperóriások

Színképosztály: O, B
Életciklus: fősorozatról levált
Hőmérséklet: 10.000K – 50.000K
Fényesség: 10.000 – 1.000.000
Sugár: 20+
Tömeg: 20 – 1000
Kor: 10 millió év

A kék szuperóriások tudományosan OB szuperóriásként ismertek. Általában az I. fényességi osztályba sorolhatók, és B9 vagy még korábbi színképosztállyal.

Az O- és korai B típusú csillagok gyakran leválnak pár millió év alatt a fősorozatról, mivel üzemanyagkészletüket gyorsan elégetik nagy tömegüknek köszönhetően. Ezek a csillagok kék szuperóriássá válásukat akkor kezdik meg, amikor a nehéz elemek elkezdenek megjelenni felszínükön.

Példák: UW Canis Majoris, Rigel, Zeta Puppis, 29 Canis Majoris, Alnitak, Alpha Camelopardalis, Cygnus X-1, Tau Canis Majoris

Vörös óriások

Színképosztály: M, K
Életciklus: fősorozatról levált
Hőmérséklet: 3.300K – 5.300K
Fényesség: 100 – 1.000
Sugár: 20 – 100
Tömeg: 0,3 – 10
Kor: 0,1 – 2 milliárd év

Ezekben a csillagokban a hidrogén fúziója még mindig zajlik, azonban egy központi hélium mag körüli rétegben. Vannak olyanok is, amik héliumot égetnek, mely során szén áll elő, és vannak olyanok is, amik szénből és hidrogénből álló szabálytalan mag körüli rétegben égetik a héliumot.

Példák: Aldebaran, Arcturus, Gacrux

Vörös szuperóriások

Színképosztály: M, K
Életciklus: fősorozatról levált
Hőmérséklet: 3.500K – 4.500K
Fényesség: 1000 – 800.000
Sugár: 100 – 1.650
Tömeg: 10 – 40
Kor: 3 – 100 millió év

A vörös szuperóriások olyan csillagok, amik hidrogénjüket már elégették, így hatalmassá fúvódva hagyják el a fősorozatot. Ezeket a csillagokat a legnagyobbként tartják számon, bár fényességük és tömegük nem tartozik a legek közé.

Vannak olyan vörös szuperóriások, melyek tömegüknél fogva képesek nehéz elemeket előállítani fúziójuk során (például vasat). Ezek a csillagok II. típusú szupernóvaként robbannak fel.

Példák: Alpha Herculis (Rasalgethi), Psi1 Aurigae, 119 Tauri, Antares, Betelgeuse, Mu Cephei, VV Cephei A

Halott csillagok

Ezekben a csillagokban már nem zajlik fúzió.

Fehér törpék

Színképosztály: D
Életciklus: már nem termel energiát
Hőmérséklet: 8.000K – 40.000K
Fényesség: 0,0001 – 100
Sugár: 0,008 – 0,2
Tömeg: 0,1 – 1,4
Kor: nem meghatározható, valahol 100.000 és 10 milliárd év között

Életük során már ledobták külső rétegeiket. Ezek a csillagmaradványok már nem termelnek energiát tömegük ellensúlyozására, ezért gravitációs összeomlásban vannak. Noha a fehér törpék elméleti maximális tömege nem haladhatja meg az 1,4 naptömeget, ez az érték nem tartalmazza a forgásuk hatásait. A gyakorlatban ez azt jelenti, hogy a gyorsan forgó fehér törpék jelentősen meghaladhatják a maximális tömeghatárt.

Példák: Sirius B, Procyon B, Van Maanen 2, 40 Eridani B, Stein 2051 B

Neutron csillagok

Színképosztály: D
Életciklus: már nem termel energiát
Hőmérséklet: 600.000K
Fényesség: nagyon alacsony kis méretük miatt
Sugár: 5 – 15 km
Tömeg: 1,4 – 3,2
Kor: nem meghatározható, valahol 100.000 és 10 milliárd év között

A neutroncsillagok olyan hatalmas csillagok összeomlott magjai (10 és 29 naptömeg között), amelyek egy szupernóva esemény során a fehér törpe stádiumot kihagyva nyomódtak össze. Ebben az állapotban a csillagmaradvány teljes tömege neutronokból áll, olyan részecskékből, amelyek valamivel nehezebbek, mint a protonok, de nem tartalmaznak elektromos töltést. Összeomlásuk nem áll meg, a 3 naptömegnél nehezebb csillagokból fekete lyuk lesz, bár gyors pörgésük meggátolhatja ebben őket.

Példák: PSR J0108-1431 (legközelebbi), LGM-1 (elsőként felfedezett rádiópulzár), PSR B1257+12 (elsőként felfedezett bolygókkal), SWIFT J1756.9-2508, PSR B1509-58, PSR J0348+0432

Fekete törpék

A fekete törpe egy hipotetikus csillagtípus, amivé a fehér törpék válnának, ha kisugározták megmaradt hőjüket és fényüket. Erre azonban még nem került sor az univerzum történelme során. Még ha valaha létezni is fognak majd, az a Nap életciklusán kívül lesz már.

Fekete lyukak

Míg a kisebb csillagok neutroncsillagokká vagy fehér törpékké válhatnak, miután tüzelőanyaguk elfogy, a nagyobb csillagok, amelyek tömege meghaladja a Napunk háromszorosát, szupernóva-robbanásban végezheti az életét. Az a halott maradvány, amelynek már nincs energiája a gravitációs erő ellen, gravitációs szingularitásba fog esni, és végül fekete lyukká válik. Amikor egy objektum gravitációja ilyen erőssé válik, még a fény sem tud menekülni belőle.

A fekete lyukaknak is van több típusa. Például, a csillagtömeg alapú fekete lyuknak hívjuk amik egy csillag élete végén bekövetkezett szupernóva robbanása után marad, míg a szupertömegű fekete lyukak azok, amelyek a galaxisok közepén találhatók és több milliószor, sőt milliárdszor nagyobb tömegűek lehetnek, mint a csillagtömeg alapú fekete lyukak.

Példák: Cygnus X-1, Sagittarius A

Írta: astroboy

Tóth Csaba vagyok, 33 éves. Tüsiként ismerhet a Csillagváros (a Magyar Csillagászati Egyesület hivatalos fóruma) népe, ahol moderátorként tevékenykedem.