Avagy hány monolitot kell bevetnünk ahhoz, hogy ez megtörténjen? Heti sci-fi vs tudomány cikk egy korábbi bejegyzés apropóján.
Mindannyian, sci-fi kedvelők, magunk előtt látjuk a 2010 Űrodüsszeia azt a jelenetét, amikor a fekete monolitok milliárdjai hatására a Jupiterből egy újabb csillag születik a Naprendszerünkben. Az ikonikus képsorok a mesterségesen beindított fúziót szemléltetik, nekünk pedig az a feladatunk mára, hogy megvizsgáljuk, hogy a valóságban miként válhatna ebből a gázóriásból csillag.
A Jupiter anyagának túlnyomó részét hidrogén és hélium alkotja, vagyis lényegében ugyanaz a két elem, amelyből a Nap és a legtöbb csillag felépül, ezért adódik a kérdés, hogy ha valamilyen elképzelhetetlen kozmikus folyamat során egyre több anyagot adnánk hozzá, elérkezne-e az a pont, amikor a belsejében megindul a magfúzió, és az addigi bolygóból valódi csillag születik. Elméletileg igen, ehhez azonban olyan mértékben kellene megnövelni a Jupiter tömegét, hogy a végeredmény már alig emlékeztetne arra az égitestre, amelyet ma Jupiterként ismerünk.
A Jupiter tömege körülbelül 1,898 × 10²⁷ kilogramm, ami a Föld tömegének csaknem 318-szorosa, a Nap tömegének azonban mindössze nagyjából ezredrésze. A tartós hidrogénfúzió megindulásához az összetételtől függően hozzávetőleg 75–80 Jupiter-tömeg szükséges, tehát nem arról van szó, hogy bolygónk óriási szomszédja éppen csak lemaradt volna a csillaggá válásról: jelenlegi tömegének több mint hetvenszeresére lenne szükség ahhoz, hogy egyáltalán elérje a hidrogént égető csillagok alsó tömeghatárának környékét.
A különbséget nem a rendelkezésre álló üzemanyag okozza, hiszen hidrogénből a Jupiterben is óriási mennyiség található, hanem az, hogy a belsejében uralkodó fizikai körülmények nem teszik lehetővé a tartós magfúziót. Ahhoz, hogy két hidrogénatommag, vagyis két proton fúziós reakcióba léphessen egymással, rendkívül közel kell kerülniük egymáshoz, ezt azonban pozitív elektromos töltésük miatt az elektromágneses taszítás akadályozza. A csillagok belsejében a hatalmas gravitáció olyan nagy nyomást és hőmérsékletet hoz létre, hogy az atommagok rendkívül gyorsan mozognak, miközben a kvantummechanikai alagúthatás lehetővé teszi, hogy egy részük akkor is elegendően közel jusson egymáshoz, amikor a klasszikus fizika alapján ehhez nem lenne elegendő energiájuk.
A Nap középpontjában körülbelül 15 millió kelvin a hőmérséklet, és ezen a hőmérsékleten már folyamatosan működik a proton–proton lánc, amelynek során több lépésen keresztül végül négy hidrogénatommagból egy hélium-4 atommag jön létre. A keletkező héliumatommag tömege valamivel kisebb, mint a reakcióba belépő részecskék össztömege, a különbség pedig Einstein E = mc² összefüggésének megfelelően energiává alakul. A Nap minden másodpercben mintegy 600 millió tonna hidrogént alakít át héliummá, miközben körülbelül négymillió tonnányi tömegnek megfelelő energia szabadul fel; ez a folyamat évmilliárdokon keresztül képes fenntartani csillagunk energiatermelését.
Ha most gondolatban elkezdenénk egyre több hidrogént és héliumot juttatni a Jupiterre, eleinte nem történne semmi olyasmi, amit csillagszületésnek nevezhetnénk. Két, öt vagy akár tíz Jupiter-tömegnél továbbra is egy rendkívül nagy tömegű, saját gravitációja által erősen összenyomott objektumunk lenne, amely belső hőt termel és sugároz ki, de közönséges hidrogénből még nem képes fúziós energiát előállítani. Közben egy látszólag furcsa folyamat is megjelenne: miközben egyre több anyagot adnánk hozzá, az objektum átmérője nem növekedne a tömegével arányosan, mert az erősödő gravitáció egyre hatékonyabban préselné össze a belsejét. Emiatt egy több tíz Jupiter-tömegű barna törpe sugara még mindig nagyjából a Jupiteréhez hasonló lehet, vagyis egy közel azonos méretű gömbben több tízszer annyi anyag zsúfolódhat össze.
Nagyjából 13 Jupiter-tömeg környékén következne be az első valódi nukleáris változás, mert a központi hőmérséklet és nyomás ekkor már elegendő lehet a deutérium fúziójához. A deutérium a hidrogén nehezebb izotópja, amelynek atommagjában egy proton mellett egy neutron is található, és jóval könnyebben vesz részt fúziós reakciókban, mint a közönséges hidrogén, ezért olyan objektumban is megindulhat a deutériumégetés, amely még messze nem képes a proton–proton lánc tartós fenntartására. A körülbelül 13 Jupiter-tömegű határt ezért gyakran használják a bolygók és a barna törpék közötti egyik gyakorlati választóvonalként, bár a valóságban a két kategória megkülönböztetésében az objektum kialakulásának módja és összetétele is szerepet kaphat.
Ha tovább folytatnánk a képzeletbeli tömegnövelést, a Jupiterből kialakult barna törpe központja egyre sűrűbbé és forróbbá válna, miközben mérete továbbra sem növekedne jelentősen. Néhány tíz Jupiter-tömegnél már olyan objektummal lenne dolgunk, amely külső megjelenésében és belső szerkezetében egyre közelebb kerülne a legkisebb csillagokhoz, mégsem lenne képes arra, hogy a közönséges hidrogén fúziójával hosszú távon pótolja a felszínén elveszített energiát. Körülbelül 60–65 Jupiter-tömeg térségében a központi hőmérséklet már a lítium fúzióját is lehetővé teheti, ezért a lítium jelenléte vagy hiánya fontos támpontot jelenthet a csillagászok számára annak eldöntésében, hogy egy halvány objektum barna törpe vagy rendkívül kis tömegű csillag.
Itt azonban megjelenik egy olyan kvantummechanikai hatás, amely alapvetően meghatározza, hogy egy kis tömegű objektumból lehet-e csillag. Amikor az anyag egyre sűrűbbé válik, az elektronokat már nem lehet egyszerűen egy közönséges, egyre forróbb gáz részecskéiként kezelni, mert a Pauli-féle kizárási elv miatt nem foglalhatnak el tetszőleges számban azonos kvantumállapotokat. Az egyre erősebben összepréselt elektronok emiatt úgynevezett elektrondegenerációs nyomást hoznak létre, amely képes ellenállni a gravitáció további összehúzó hatásának, és éppen ez okozza a barna törpék egyik alapvető problémáját: az objektum összehúzódása lelassulhat, mielőtt központja elérné a tartós hidrogénfúzióhoz szükséges állapotot.
Ezért nem válhat egy tetszőlegesen kis tömegű gázgömb egyszerűen úgy csillaggá, hogy elegendően sokáig várunk. Ha nincs elég tömege, a gravitáció nem tudja megfelelően felhevíteni a központját, mielőtt a sűrű anyag kvantummechanikai tulajdonságai stabilizálják az objektumot. A barna törpe ettől kezdve nem egy lassan készülődő csillag, amelynek csak időre van szüksége, hanem olyan égitest, amelynek tömege eleve kevés ahhoz, hogy eljusson a tartós hidrogénfúzió állapotába; miután fiatalkori gravitációs energiáját és esetleges deutériumkészletét felhasználta, hosszú idő alatt fokozatosan hűlni kezd.
Ha azonban tovább növelnénk a tömegét, valahol nagyjából 75–80 Jupiter-tömeg környékén átbillenne a rendszer. A pontos érték nem egyetlen univerzális szám, mert függ többek között a kémiai összetételtől, különösen a hélium és a hidrogénnél nehezebb elemek arányától, de ebben a tartományban a gravitáció már képes olyan központi hőmérsékletet és sűrűséget létrehozni, amely mellett a proton–proton lánc energiatermelése hosszú távon fenntarthatóvá válik. Ettől kezdve az objektum már nem pusztán a korábbi gravitációs összehúzódás során eltárolt energiáját sugározná ki, hanem központjában folyamatosan új energia termelődne a hidrogén héliummá történő átalakulásából.
Ez a változás nem egy hatalmas robbanás vagy hirtelen felvillanás formájában történne, hanem fokozatos átmenet lenne, amelynek során a fúzió energiatermelése egyre jelentősebbé válna, majd kialakulna a csillagokra jellemző tartós hidrosztatikai egyensúly. A gravitáció továbbra is folyamatosan befelé húzná az anyagot, miközben a forró és sűrű belső anyag nyomásgradiense kifelé hatna, a két folyamat egyensúlya pedig stabilizálná az objektum méretét és szerkezetét. A fúziót tehát nem úgy érdemes elképzelni, mint egy folyamatos belső robbanást, amely egyszerűen kifelé fújja a csillagot, hanem mint azt az energiaforrást, amely lehetővé teszi a csillag megfelelő hőmérsékleti és nyomásszerkezetének hosszú távú fenntartását.
Az így létrejövő égitest azonban távolról sem hasonlítana a Naphoz. A Nap körülbelül 1047 Jupiter-tömegű, ezért egy 80 Jupiter-tömegű objektum mindössze a naptömeg 7–8 százalékát képviselné, és a csillagok hierarchiájának legalján helyezkedne el. Egy rendkívül halvány és hűvös vörös törpéről beszélnénk, amelynek felszíni hőmérséklete jóval alacsonyabb lenne a Nap körülbelül 5800 kelvines fotoszférájánál, fényének jelentős részét pedig a vörös és infravörös tartományban sugározná ki. Energiatermelése sokkal kisebb lenne a Napénál, ugyanakkor hidrogénkészletét elképesztően lassan használná fel.
Ebben rejlik a kis tömegű vörös törpék egyik legérdekesebb tulajdonsága, mert miközben a Nap központi tartományában zajlik a hidrogénfúzió, és a csillag teljes hidrogénkészletének jelentős része nem jut el a magba a fősorozati életszakasz során, a legkisebb vörös törpék anyagát nagyon hatékony konvekció keverheti. Így friss hidrogén kerülhet a központi tartományokba, a fúzió pedig a csillag teljes tömegének jóval nagyobb hányadát képes felhasználni, miközben maga a reakció rendkívül lassan zajlik. Ennek eredményeként a legkisebb vörös törpék várható élettartama akár ezermilliárd éves nagyságrendet is elérhet, ami annyira hosszú idő, hogy a 13,8 milliárd éves Világegyetem történetében még egyetlen ilyen csillagnak sem volt ideje természetes módon eljutni fejlődésének végére.
A Jupiter tehát összetételét tekintve valóban ugyanabból a kozmikus nyersanyagból épül fel, amelyből a csillagok, de ebből nem következik, hogy „majdnem csillag” lenne. Jelenlegi belsejében a nyomás már olyan nagy, hogy a hidrogén jelentős része különleges, fémes állapotba kerül, és a bolygó ma is több energiát sugároz ki, mint amennyit a Naptól elnyel, ennek forrása azonban nem a hidrogénfúzió, hanem nagyrészt a bolygó kialakulásából visszamaradt belső hő és a rendkívül lassú gravitációs összehúzódás.
Ha tehát egy elképzelt kozmikus kísérletben elkezdenénk anyagot adagolni a Jupiterhez, először egyre nagyobb tömegű gázóriást kapnánk, körülbelül 13 Jupiter-tömegnél megjelenhetne a deutérium fúziója, több tíz Jupiter-tömegnél már egy egyre forróbb és sűrűbb barna törpe állna előttünk, majd valahol 75–80 Jupiter-tömeg környékén a központi körülmények végül lehetővé tennék a közönséges hidrogén tartós fúzióját. Ekkor a valaha Jupiterként indult objektum átlépné azt a fizikai határt, amelynek egyik oldalán a bolygók és barna törpék saját kialakulásukból és gravitációs összehúzódásukból származó energiájukat lassan elveszítve hűlnek, a másik oldalán pedig megjelennek azok az égitestek, amelyek képesek saját belsejükben hosszú időn keresztül energiát termelni.
A Jupiterből tehát elméletileg lehetne csillagot készíteni, de ehhez nem még egy vagy két Jupiterre (vagy több milliárd monolitra) lenne szükség. Több mint hetvenszeresére kellene növelni a tömegét, és mire elérnénk ezt a határt, már egy egészen más fizikai világban járnánk: a bolygóból előbb barna törpe, majd a tömeg további növelésével egy rendkívül kis tömegű vörös törpe válna. A Napunkhoz hasonló csillag sose lehetne belőle.
