Tähden kehitys
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Tähden kehitys on monivaiheinen tapahtumaketju, jonka aikana tähti käy miljoonien tai miljardien vuosien aikana läpi eri kehitysvaiheita säteillen valoa ja lämpöä. Lopulta tähti joko tuhoutuu näkyvästi tai aloittaa hiljaisen viilentymisen. Kehityskaaren pituuden takia sitä on mahdotonta tutkia tarkkailemalla yksittäistä tähteä; sen sijaan on tarkasteltava useita tähtiä kehityksensä eri vaiheissa.[1]
Tähden kehitys alkaa, kun tähtienvälisestä pöly- ja kaasupilvestä tiivistyy gravitaation vaikutuksesta prototähti, joka kehittyy hiljalleen vetyä polttavaksi pääsarjan tähdeksi.[1] Tämä on pitkä ja vakaa vaihe, jonka pituus vaihtelee tähden koosta riippuen muutamasta miljoonasta vuodesta aina maailmankaikkeuden ikää pidempiin ajanjaksoihin (pienempien ja himmeämpien tähtien polttoaine riittää pidempään). Kun tähden vetypolttoaine on lopulta loppunut, se alkaa polttamaan yhä raskaampia alkuaineita muuttuen jättiläistähdeksi.[1] Lopulta Auringon kokoiset tähdet kutistuvat hiljalleen viilentyviksi valkoisiksi kääpiöiksi.[1] Huomattavasti massiivisemmat tähdet voivat kuitenkin romahtaa neutronitähdiksi tai mustiksi aukoiksi.[1]
Tähden synty
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Tähtien synty
Tähdet syntyvät kylmistä, suurista kaasupilvistä luhistumalla oman painovoimansa ansiosta. Pilven tai sen osan täytyy olla kyllin tiheä ja alussa kylmä, jotta se luhistuisi. Havaintojen mukaan tähdet syntyvät joukkoina. Tähden syntyessä se hehkuu, kun tähden synnyttävän kaasupilven luhistumisen aiheuttama kitka kuumentaa kaasua. Syntyvää, kutistuvaa tähteä sanotaan prototähdeksi. Monesti prototähti havaitaan kaasupilven läheltä ja sisältä radio- tai infrapunakohteena. Tähden kutistuessa ja kuumetessa ensin sen synnyttäneen kaasupilven molekyylit hajoavat atomeiksi, ja edelleen kuumetessa lopulta atomit ionisoituvat[2]. Lopulta tähdestä tulee niin tiivis ja kuuma, että sen ydinreaktiot syttyvät. Kaikki aines ei putoa suoraan tähteen, vaan kutistuvan tähden ympärille syntyy keskipakoisvoiman takia kiekkomainen rakenne. Eri tutkimusten mukaan näistä kiekoista syntyy pienimassaisia tähtiä ja/tai planeettoja. Muodostuttuaan tähti asettuu niin sanottuun pääsarjaan.
Pääsarjavaihe
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- Pääartikkeli: Pääsarja
Pääsarjaksi kutsutaan Hertzsprungin–Russellin kaaviossa sen lävistäjän suuntaista vyöhykettä, jossa valtaosa tähdistä sijaitsee, koska ne viettävät valtaosan kehityskaarestaan siellä. Tänä aikana tähti saa energiansa yksinomaan vedyn fuusiosta ja sen tila pysyy vakaana. Ainoa muutos tapahtuu hyvin hitaasti tähden rakenteessa ja kirkkaudessa, kun ydinreaktiot kasvattavat heliumin suhteellista osuutta tähdessä ja kirkkaus kasvaa muutamia kymmeniä prosentteja. Pääsarjavaihe kestää 15 kertaa Aurinkoa massiivisemmalla tähdellä vain 10 miljoonaa vuotta, Auringolla 10 miljardia vuotta ja tähdellä, jonka massa on neljännes Auringon massasta, noin 70 miljardia vuotta. Aurinko on tällä hetkellä pääsarjavaiheensa puolessavälissä, joten sillä on yhä viisi miljardia vuotta aikaa vakaata hiljaiseloa; kirkkauden kasvusta kuitenkin johtuu, että elämä maapallolla alkaa käydä mahdottomaksi jo miljardin vuoden kuluessa valtamerten alkaessa höyrystyä pois.
Yli 1,5 kertaa Aurinkoa massiivisemmat tähdet kuuluvat ylempään pääsarjaan, jossa niiden ytimien lämpötila ylittää 18 miljoonaa astetta sallien energian tuoton suurimmaksi osaksi niin sanotussa hiilisyklissä, jossa hiili, typpi ja happi toimivat palamisreaktion katalyytteina. Hiilisykli on keskittynyt tähden kuumaan ytimeen, jossa syntyvän energiavuon määrä on niin suuri, ettei säteily riitä siirtämään kaikkea energiaa sieltä poispäin. Ytimessä tapahtuukin konvektiovirtauksia sekoittaen samalla ytimen ainetta. Ytimen ulkopuolella on vetykerros, jossa ei tapahdu lainkaan ydinreaktioita pääsarjavaiheen aikana.
Massaltaan alle 1,5 kertaa Auringon suuruiset tähdet kuuluvat alempaan pääsarjaan, jossa energiaa tuotetaan niin sanotulla protoni-protoni-ketjulla. Koska ketju ei vaadi niin suurta lämpötilaa kuin hiilisykli, tapahtuvat ydinreaktiot suuremmalla alueella tähden sisuksissa, eikä konvektioita siellä pääse syntymään. Sen sijaan tähden ulko-osien alhaisen lämpötilan seurauksena kaasu on siellä siinä määrin läpinäkymätöntä, että säteily ei enää kykene kuljettamaan kaikkea energiaa ja ulko-osissa tapahtuu siten konvektiota. Tästä seuraa, että ylemmän ja alemman pääsarjan tähtien rakenteet ovat päinvastaiset.
Tähdet, joiden massa on 0,08–0,26 Auringon massaa, ovat kauttaaltaan konvektiivisia. Niissä aine sekoittuu koko ajan ja vetyvarasto on käytettävissä kokonaisuudessaan. Tästä seuraa, että vetyvarastojen loppuessa tähti kutistuu rauhallisesti valkoiseksi kääpiöksi. Kaikki kyseisen kokoluokan tähdet ovat yhä niin nuoria, etteivät ne tule vielä kymmeniin miljardeihin vuosiin poistumaan pääsarjasta.[2]
Jättiläisvaihe
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Jättiläistähti
Kun ytimen vetyvarasto on palanut loppuun ja muuttunut heliumiksi, alkaa tähti polttaa kuoressa sijaitsevaa vetyä, jolloin ulko-osat alkavat laajentua ja heliumytimen massa kasvaa. Tähden ydin kutistuu ja kuumenee. Kuuman ytimen säteily laajentaa ulkokerrokset. Aluksi pintalämpötila laskee, ja tähti muuttuu punaisemmaksi. Lopulta tähden valovoima alkaa kasvaa, ja se kohoaa HR-kaaviossa ylöspäin. Tähti on nyt punainen jättiläinen. Siirtymävaihe jättiläistähdeksi kestää keveillä tähdillä huomattavasti pidempään kuin suurimassaisilla tähdillä.
Alle 2,3 kertaa Auringon massaisen tähden ytimessä tiheys kasvaa siihen pisteeseen, että aine degeneroituu. Lämpötila puolestaan kasvaa siellä lopulta sataan miljoonaan asteeseen, jolloin helium alkaa fuusioitua hiileksi kolmialfaprosessissa. Normaalista aineesta poiketen degeneroitunut kaasu ei laajene lämpötilan kasvaessa, jolloin lämpötilan nousu vain kiihdyttää reaktioita edelleen. Lämpötilan noustessa edelleen aine ei enää pysy degeneroituneena ja muuttuu ionisoituneeksi ideaalikaasuksi, joka pyrkii nopeasti laajenemaan aiheuttaen räjähdyksen, heliumleimahduksen. Heliumin fuusioitumisen alkamisesta heliumleimahdukseen kuluu vain muutamia sekunteja. Tähden ulko-osat vaimentavat räjähdyksen, ja lopulta tähden rakenne muuttuu vastaamaan uutta tasapainotilaa. Heliumin loppuessa ytimestä tähdessä on kaksi kuorta, joista ulommassa tapahtuu vedyn fuusioituminen ja sisemmässä puolestaan heliumin. Rakenne on epävakaa ja saattaa aiheuttaa aineen sekoittumisen tai osan massasta purkautumisen avaruuteen. Esimerkiksi 0,6-1,0 Auringon massainen heliumia polttava tähti asettuu HR-kaaviossa ensin keltaisten jättiläistähtien "kansoittamaan" horisontaalihaaraan, jossa on muun muassa sykkiviä RR Lyrae-tähtiä. Sen jälkeen tähti kirkastuu taas asymptoottihaaraan, jossa on monia pitkäjaksoisia Mira-tyypin sykkiviä tähtiä. Tämän jälkeen 0,6-1,0 Auringon massainen tähti polttaa välillä heliumia, väliä vetyä hiili-happi-ytimen ympäröimässä kuoressa tähti muuttuu epävakaaksi ja sinkoaa ulkokerroksensa pois.
Raskaiden jättiläistähtien ytimessä lämpötila on suurempi ja aine harvempaa, joten degeneroitumista ei tapahdu. Helium alkaa fuusioitua ytimessä hiileksi rauhallisesti, kunnes heliumin loputtua ytimen tiivistyminen ja siitä aiheutuva lämpötilan nousu saavat aikaan vuoroin hiilen, hapen ja piin fuusioitumisen raskaammaksi alkuaineeksi aina rautaan asti. Lopulta tähdessä on kerroksittain eri alkuaineita, kevyimmät uloimpana ja raskaimmat ytimessä.[2]
Kuolema ja jäänteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Alle kolmen auringon massaisilla tähdillä ytimen lämpötila ei nouse riittävän korkeaksi hiilen fuusioitumisen alkamiseksi. Lopulta säteilypaine puhaltaa tähden ulko-osat avaruuteen laajenevaksi kaasupilveksi, josta muodostuu planetaarinen sumu. Tähdestä jää jäljelle kuuma ydin, valkoinen kääpiö, joiden maksimimassa on 1,4 Auringon massaa. Ydinreaktiot ovat lakanneet, joten valkoinen kääpiö tiivistyy ja viilenee vähitellen. Se saavuttaa lopulta tasapainotilan, kun sen aine on kokonaisuudessaan degeneroitunut ja lämpö siirtynyt avaruuteen. Jäljelle on jäänyt musta kääpiö, kuollut tähti, joka voidaan havaita vain sen mahdollisesti muihin taivaankappaleisiin aiheuttaman painovoiman välityksellä.
3–15 Auringon massaisilla tähdillä tapahtuu lopulta heliumleimahduksen kaltainen hiili- tai happileimahdus, joka on paljon voimakkaampi. Tähti räjähtää supernovana, ja on mahdollista, että ytimestä ei jää mitään jäljelle. Yli 15 Auringon massaisilla tähdillä sisimmissä kerroksissa fuusioituminen jatkuu rautaan saakka, jonka jälkeen raskaampien alkuaineiden fuusio ei enää tuota energiaa, kuten ei myöskään raudan hajottaminen fissiossa kevyemmiksi alkuaineiksi. Ydinreaktiot lakkaavat, ja tähti alkaa luhistua kokoon hyvin nopeasti. Luhistumisessa vapautuva energia kasvattaa tähden kerrosten lämpötilaa huomattavasti, ja ulommissa osissa yhä olevat kevyemmät alkuaineet alkavat fuusioitua räjähdysmäisesti. Tähden ulko-osat räjähtävät muutamassa sekunnissa supernovana.
Räjähdyskään ei pysty keskeyttämään tähden sisimpien osien nopeaa luhistumista. Tiheyden kasvaessa protonit yhdistyvät elektroneihin ja muodostavat yhä tiiviimmin pakkautuvia neutroneita, jotka alkavat degeneroitua. Mikäli luhistuvan ytimen massa on alle tietyn rajan, todennäköisesti noin 3 Auringon massaa, saa degeneroituneiden neutronien aiheuttama degeneraatiopaine aikaan luhistumisen lakkaamisen. Tuloksena syntyy äärimmäisen tiivis neutronitähti. Mikäli massa kuitenkin ylittää edellä mainitun rajan, jota kutsutaan Oppenheimerin–Volkoffin massaksi, ei mikään voi enää estää ytimen luhistumista äärettömän pieneen ja tiheään tilaan, mustaksi aukoksi.[2]
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ a b c d e Ian Nicolson ja Patrick Moore: ”5: Tähtien kehitys”, Tieteen maailma: Maailmankaikkeus, s. 29-32. Suomentanut Pertti Jotuni ja Jarmo Hakanen. Bonniers Bøger, 1992. ISBN 87-427-0407-3
- ↑ a b c d Hannu Karttunen, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja ja Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet, s. 352-375. Ursa, 2016.
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Tähden kehitys Wikimedia Commonsissa
