Kuten kaikki elävät olennot, tähdet käyvät läpi luonnollisen kiertokulkunsa. Tämä alkaa syntymästä, jatkuu läpi elämän, jolle on ominaista muutos ja kasvu, ja päättyy kuolemaan. Tietenkin puhumme tässä tähdistä, ja tapa, jolla he syntyvät, elävät ja kuolevat, on täysin erilainen kuin missä tahansa meille tutussa elämänmuodossa.
Ensinnäkin ajanjaksot ovat täysin erilaiset, ja ne kestävät miljardeja vuosia. Myös muutokset, joita he käyvät läpi elämänsä aikana, ovat myös täysin erilaisia. Ja kun he kuolevat, seuraukset ovat, sanotaanko, paljon näkyvämmät? Katsotaanpa tähtien elinkaarta.
Molekyylipilvet:
Tähdet alkavat valtavista kylmän molekyylikaasun pilvistä. Kaasupilvi voi kellua galaksissa miljoonia vuosia, mutta sitten jokin tapahtuma saa sen romahtamaan alas oman painovoimansa vaikutuksesta. Esimerkiksi kun galaksit törmäävät, kylmän kaasun alueille annetaan potku, jota ne tarvitsevat romahtaakseen. Se voi myös tapahtua, kun läheisen supernovan shokkiaalto kulkee alueen läpi.
Kun se romahtaa, tähtienvälinen pilvi hajoaa yhä pienemmiksi paloiksi, ja jokainen näistä romahtaa sisäänpäin itseensä. Jokaisesta näistä kappaleista tulee tähti. Kun pilvi romahtaa, gravitaatioenergia saa sen lämpenemään, ja liikemäärän säilyminen kaikista yksittäisistä hiukkasista saa sen pyörimään.
Protostari:
Kun tähtimateriaali vetää tiukemmin ja tiukemmin toisiaan vastaan, se lämpenee työntäen painovoiman jatkuvaa romahtamista vastaan. Tässä vaiheessa kohde tunnetaan prototähdenä. Prototähtiä ympäröi ympyrämäinen lisämateriaalilevy. Osa tästä jatkaa spiraalia sisäänpäin kerrostaen ylimääräistä massaa tähden päälle. Loput pysyvät paikoillaan ja muodostavat lopulta planeettajärjestelmän.
Tähtien massasta riippuen tähtien evoluution prototähtien vaihe on lyhyt verrattuna sen kokonaiselinkaariin. Niille, joilla on yksi aurinkomassa (eli sama massa kuin Auringollamme), se kestää noin 1000 000 vuotta.
T Tauri Tähti:
T Tauri -tähti alkaa, kun materiaali lakkaa putoamasta prototähden päälle, ja se vapauttaa valtavan määrän energiaa. Ne on nimetty tämän auringon evoluution vaiheen tutkimiseen käytetyn prototyypin tähden – T Tauri, muuttuva tähti, joka sijaitsee Hyades-joukon suunnassa, noin 600 valovuoden päässä Maasta.
T Tauri -tähti voi olla kirkas, mutta tämä kaikki tulee sen painovoimaenergiasta romahtavasta materiaalista. T Tauri -tähden keskilämpötila ei riitä tukemaan fuusiota sen ytimessä. Silti T Tauri -tähdet voivat näyttää yhtä kirkkailta kuin pääsarjan tähdet. T Tauri -vaihe kestää noin 100 miljoonaa vuotta, jonka jälkeen tähti siirtyy kehitysnsä pisimpään vaiheeseen – pääsekvenssivaiheeseen.
Pääsekvenssi:
Lopulta tähden ydinlämpötila saavuttaa pisteen, jossa sen ytimen fuusio voi alkaa. Tämä on prosessi, jonka kaikki tähdet käyvät läpi, kun ne muuttavat vedyn protoneja useissa vaiheissa heliumatomeiksi. Tämä reaktio on eksoterminen; se luovuttaa enemmän lämpöä kuin se vaatii, ja siten pääsarjatähden ydin vapauttaa valtavan määrän energiaa.
Tämä energia alkaa gammasäteinä tähden ytimessä, mutta kun se vie pitkän hitaan matkan ulos tähdestä, sen aallonpituus laskee. Kaikki tämä valo työntyy ulospäin tähteen ja vastustaa sitä sisäänpäin vetävää gravitaatiovoimaa. Tähti pysyy tässä elämänvaiheessa tasapainossa – niin kauan kuin sen vetypolttoainevarastoja riittää.
Auringon kaltaisen tähden elinkaari sen syntymästä kehyksen vasemmalla puolella sen kehittymiseen punaiseksi jättiläiseksi oikealla miljardien vuosien jälkeen. Luotto: ESO/M. Kornmesser
Ja kuinka kauan se kestää? Se riippuu tähden massasta. Vähiten massiiviset tähdet, kuten punaiset kääpiöt, joiden massa on puolet Auringosta, voivat siemailla polttoainetaan satoja miljardeja ja jopa biljoonia vuosia. Suuremmat tähdet, kuten aurinkomme, istuvat tyypillisesti pääsekvenssivaiheessa 10-15 miljardia vuotta. Suurimpien tähtien elinikä on lyhyin, ja ne voivat kestää muutaman miljardin ja jopa vain muutaman miljoonan vuoden.
Punainen jättiläinen:
Tähti muuttaa elämänsä aikana vedyn ytimessä heliumiksi. Tämä helium kerääntyy ja vetypolttoaine loppuu. Kun tähti tyhjentää vetypolttoaineensa ytimellään, sen sisäiset ydinreaktiot pysähtyvät. Ilman tätä kevyttä painetta tähti alkaa supistua sisäänpäin painovoiman vaikutuksesta.
Tämä prosessi lämmittää ytimen ympärillä olevan vetykuoren, joka syttyy sitten fuusiossa ja saa tähden kirkastumaan uudelleen, kertoimella 1 000-10 000. Tämä saa tähden ulommat kerrokset laajenemaan ulospäin, mikä kasvattaa tähden kokoa monta kertaa. Oman aurinkomme odotetaan paisuvan palloksi, joka ulottuu aina Maan kiertoradalle asti.
Lämpötila ja paine tähden ytimessä saavuttavat lopulta pisteen, jossa helium voidaan sulattaa hiileksi. Kun tähti saavuttaa tämän pisteen, se supistuu eikä ole enää punainen jättiläinen. Aurinkoamme paljon massiivisemmat tähdet voivat jatkaa tässä prosessissa siirtyen ylöspäin alkuainetaulukossa luoden raskaampia ja raskaampia atomeja.
Valkoinen kääpiö:
Tähdellä, jonka massa on aurinkomme, ei ole painovoimapainetta sulattaakseen hiiltä, joten kun sen ytimessä oleva helium loppuu, se on käytännössä kuollut. Tähti työntää ulommat kerroksensa avaruuteen ja supistuu sitten alas, jolloin siitä tulee lopulta valkoinen kääpiö. Tämä tähtien jäännös saattaa alkaa kuumana, mutta sen sisällä ei enää tapahdu fuusioreaktioita. Se jäähtyy satojen miljardien vuosien aikana ja siitä tulee lopulta maailmankaikkeuden taustalämpötila.
Olemme kirjoittaneet monia artikkeleita tähtien elävästä syklistä Universe Today -sivustolla. Tässä Mikä on auringon elinkaari? , Mikä on punainen jättiläinen? , Selviääkö maapallo, kun auringosta tulee punainen jättiläinen? , Mikä on aurinkomme tulevaisuus?
Haluatko lisätietoja tähdistä? Tässä Hubblesiten uutistiedotteet tähdistä , ja lisätietoja osoitteesta NASA kuvittelee maailmankaikkeuden .
Olemme äänittäneet useita jaksoja Astronomy Cast -sarjasta tähdistä. Tässä on kaksi, joista saatat olla apua: Jakso 12: Mistä Baby Stars tulevat? , Jakso 13: Minne tähdet menevät kuollessaan? , ja Jakso 108: Auringon elämä .
Lähteet: