Tähtien evoluutio:
Kaikki tähdet evoluutiodensa loppuvaiheissa päätyvät kompakteiksi tähdiksi. Kompateihin tähtiin kuuluu kolme päätyyppiä; valkeat kääpiöt, neutronitähdet ja mustat aukot.
Kaikkien tähtien evoluutio voidaan kuvata karkeasti seuraavalla tavalla. Aluksi tähti muodostuu jättimäisen tähtienvälisen kaasupilven luhistuessa ns. prototähdeksi. Tämä prototähti kerää ympäröivästä kaasu/pöly-pilvestä lisää ainetta ja sen massa kasvaa. Prototähden massan kasvaessa myös sen ytimen lämpötila ja tiheys kasvavat ja jos prototähdeksi luhistuneen pilven massa on suurempi kuin 0.05 auringon massaa, tähden ytimessä vety alkaa fuusioitua heliumiksi. Tällöin tähti on ns. pääsarjavaiheessa.
Kuva 2: Vasemmalla, Tähden muodostuminen tähtienvälisestä aineesta prototähdeksi; Oikealla, taiteiljan näkemys prototähdestä (Credits; Left http://www.siena.edu, Right http://www.antonine-education.co.uk)
Tähden ollessa pääsarjavaiheessa se on hyvin stabiilissa tilassa. Tähden oma painovoima pyrkii luhistamaan tähden kasaan, mutta ytimen fuusioreaktioden energiantuotto estää tähteä luhistumasta. Pääsarjavaihe kestää sitä lyhyemmän ajan, mitä massiivisempi tähti on. Esimerkiksi 15 auringon massan tähden pääsarjavaihe kestää vain 10 miljoonaa vuotta, auringon massaisen tähden pääsarjavaihe kestää noin 10 miljardia vuotta ja noin 0.25 auringon massaisen tähden vedyn pääsarjavaihe kestää jopa 70 miljardia vuotta.
Kuva 3: Massiivisen tähden kehittyminen pääsarjalta supernovaksi (Credit; http://jupiter.as.arizona.edu)
Kun lähes kaikki vety tähden ytimestä on fuusioitunut heliumiksi, sen evoluution loppuvaihe riippuu huomattavasti sen ytimen tiheydestä ja lämpötilasta ja siten tähden alkuperäisestä massasta. Pienimassaisimmat tähdet siirtyvät ns. jättiläisvaiheeseen ja nämä tähdet puhaltavat niiden uloimmat kerrokset ympärileen muodostaen planetaarisen sumun. Jos jäljelle jäävän tähden massa on pienempi kuin Chandrasekharin massa (noin 1.4 auringon massaa), tähdestä tulee valkea kääpiö. Tällöin ydinreaktioden energiatuoton sijaan degeneroituneen elektronikaasun paine pitää tähden painovoiman kurissa ja tähti on jälleen stabiili.
Massiivisemmilla tähdillä, joiden jättiläisvaiheen jälkeinen massa ylittää Chandrasekharin massan, degeneroituneen elektronikaasun painekaan ei pysty vastustamaan painovoimaa, vaan tähti räjähtää supernovana ja sen ydin luhistuu neutronitähdeksi. Vielä massiivisemmat tähdet, joiden alkuperäinen massa on suurempi kuin 30 auringon massaa, voivat luhistua vieläkin tiiviimmäksi tähdeksi eli mustaksi aukoksi. Tällöin uskotaan että tähti räjähtää supernovaakin voimakkaampana hypenovana, ja on olemassa myös viitteitä siitä, että myös gammasädepurkaukset liittyvät näihin hypernovaräjähdyksiin.
|
