A mi Napunk is pulzárrá válhat a "halála" után?

Tudtommal a felfújódás (ez nem azonos a vörös óriással!) után egy fehér törpe fog megmaradni.

Szerintem a pulzárok jóval nagyobb csillagtömegeknél alakulnak csak ki az összeomlás után.

"Először vörös óriás, majd fehér törpe."

Most utána másztam, a Nap jövőbeli felfújódása is vörös óriásnak fog minősülni.

Én spec csak a nagyobb tömegű, vörös óriás állapotban mondhatni "stabil" csillagokra (Pl. Aldebaran) gondoltam csak, tévesen.

Ezek eltérő típusok, de tény, hogy mindkettőt hívják vörös óriásnak.

Bizony, jóval nagyobb tömeg. Minimum a Nap tömegének kb. másfélszerese, hogy elérhesse a chandrasekhar-határt (azt a tömeghatárt, amelynél már elég nagy lesz a saját gravitációja ahhoz, hogy a csillag visszamaradó magja összeroppanjon, összeomoljon tőle). Ez az a tömeghatár, ami alatt még fehér törpévé alakul, és ami felett már szupernóva fog válni belőle (aminek a végén, a kollapszust (összeomlást) követően neutroncsillag, ill. azoknak egy speciális(abb) fajtája, a pulzár alakulhat ki).

Egy másik lehetőség a pulzárok kialakulására, ha a csillag tömege ugyan nem éri el a chandarsekhar-határt, azonban fehér törpe állapota során anyagban gazdag térrészen halad keresztül. Ha a körülmények megfelelőek, akkor annyi anyagot tud magába gyűjteni, amellyel együtt már elég nagyra nő a tömege ahhoz, hogy a kollapszus megtörténjen.

Tehát elvileg a Napunk is lehet majd valamikor pulzár, de ez jó esetben csak az után fog megtörténni, hogy a fehér törpe állapotot már elérte (vagy soha, ha sosem tud ehhez elegendő mennyiségű anyagot begyűjteni).

Ahogy már a többiek is írták. A csillagok fejlődése erősen tömegfüggő. Ha a fejlődés során nincs meg az a hőmérséklet, amelyen beindulhat a hélium-szén fúzió, akkor a magban lévő hidrogén fogytával csökkenni kezd a termelt energia mennyisége, így csökken az ezáltal keltett sugárnyomás, ami ellentart a csillag belső nyomásával a gravitációnak. Ezért megbomlik az egyensúly, a csillag elkezd összeroskadni. Ez bizonyos szint után fellép egy kvantummechanikai eredetű nyomás, ami a részecskék elfajulásával jár és ami a kizárási elvből és határozatlansági relációból következik. Ez a folyamat tömegfüggő, minél könnyebb a részecske annál előbb fajul el. A csillagban elektronok, protonok és neutronok vannak. Az elektron messzi a legkönnyebb, ezért ez fajul el először, az elfajult elektron nyomása képes megfékezni a csillag összeroskadását egy adott tömegérték alatt, ezt nevezzük Chandrashekar-határnak. Ez naptömeggel kifejezve: ~1,44 M. A pontos érték a csillag pontos kémiai összetételétől függ. Tovább gondolva a szálát mi történik akkor, ha az elfajult elektronok nyomása sem képes ellentartani a gravitációs kollapszusnak? A kollapszus tovább folytatódik, amíg el nem érjük azt a nyomást és hőmérsékletet, amikor a sorban következő részecske is elfajul. Ez lenne a neutronnál leheletnyivel kisebb tömegű proton. Viszont ez mégsem történik meg, ugyanis ez a folyamat csak olyan fizikai paraméterekkel rögzített rendszerekben játszódhatna le, ahol a béta-bomlás már jelentős mértékben jelen van, ez viszont az összes protont neutronná, pozitronná és elektron-neutrínóvá "bomlasztja". Amikor nagy tömegű csillagok omlanak össze lejátszódik ez a folyamat, ezt nevezzük neutronizációnak. Ez kb. 1 másodperc alatt megy végbe, utána egy szinte teljesen neutronokból álló mag marad hátra (pozitronok annihilálódnak az elektronokkal a neutrínók meg "kirepülnek" a csillagból), amely még mindig folytatja az összeomlást. Közben viszont elérjük azt a nyomást és hőmérsékletet, amikor a sorban következő tömegű barion, maga a neutron is elfajul. Erre is megadható egy tömeghatár, ezt nevezzük Tolman–Oppenheimer–Volkoff határnak. Amennyiben az összeroskadó mag tömege ezen határ alatt van, akkor az elfajult neutrongáz nyomása képes megállítani a kollapszust. Ekkor egy a perdület és mágneses fluxus megmaradás miatt nagyon gyorsan forgó, nagyon erős mágneses térrel rendelkező neutronból álló objektum jön létre, ezt nevezzük neutroncsillagnak. Speciális esetekben pulzárnak. Viszont, ha a mag tömege nagyobb a Tolman–Oppenheimer–Volkoff hátárnál, akkor az elfajult neutronok nyomása sem képes megállítani a kollapszust, az anyag feltehetően egyetlen téridő szingularitásba zuhan, amelyről nem tudunk információt szerezni, mert kisebb méretű lesz, mint a tömeghez tartozó Schwarzschild-sugár, egy eseményhorizont elfedi előlünk. Ezt nevezzük fekete-lyuknak.

Amikor hirtelen megáll a kollapszus, akkor a még befelé zuhanó külső burok egy része visszaverődik a magról és ez találkozik a még mindig befelé zuhanó külsőbb rétegekkel, így egy nagy erejű lökéshullám jön létre, amely során a csillag leveti a külső burkát. Ezt nevezzük szupernóva-robbanásnak. Ebből aztán később planetáris köd lesz. A Rák-köd tökéletes példa erre.