Tähdet, kuten mikä tahansa elävä olento, käyvät läpi luonnollisen kierron. Tämä alkaa syntymästä, ulottuu elinajan, jolle on ominaista muutos ja kasvu, ja päättyy kuolemaan. Tietenkin, puhumme tähdistä tänne, ja tapa, jolla ne syntyvät, elävät ja kuolevat, on täysin erilainen kuin mikä tahansa tuttu elämämuoto.
Yhden osalta aikataulut ovat täysin erilaisia ja kestävät miljardeja vuosia. Myös muutokset, joita he käyvät läpi elinaikanaan, ovat myös täysin erilaisia. Ja kun he kuolevat, seuraukset ovat, sanotaan sanottava, paljon näkyvämpiä? Katsotaanpa tähtien elinkaarta.
Molekyylipilvet:
Tähdet alkavat laajoina pilveinä kylmää molekyylikaasua. Kaasupilvi voi kellua galaksissa miljoonia vuosia, mutta silloin jokin tapahtuma saa sen alkamaan romahtamaan oman painovoimansa alla. Esimerkiksi kun galaksit törmäävät, kylmän kaasun alueille annetaan potku, jonka ne tarvitsevat romahtamisen alkamiseksi. Se voi tapahtua myös silloin, kun läheisen supernovan iskuaalto kulkee alueen läpi.
Kun se romahtaa, tähtienvälinen pilvi hajoaa pienemmiksi ja pienemmiksi paloiksi, ja jokainen näistä romahtaa sisäänpäin itseensä. Jokaisesta näistä kappaleista tulee tähti. Kun pilvi romahtaa, painovoimaenergia aiheuttaa sen kuumenemisen, ja vauhdin säilyminen kaikista yksittäisistä hiukkasista aiheuttaa sen pyörimisen.
Prototähtivaihetta:
Koska tähtimateriaali vetää yhä tiiviimmin toisiinsa, se kuumenee työntäen edelleen painovoimaista romahtamista vastaan. Tässä vaiheessa esine tunnetaan protostarina. Protostarin ympärillä on pyöreä levy lisämateriaalia. Osa tästä jatkaa spiraalia sisäänpäin, kerrostaen lisämassaa tähtiin. Loput pysyvät paikoillaan ja muodostavat lopulta planeettajärjestelmän.
Tähtimassasta riippuen, tähtien evoluution protostarivaihe on lyhyt verrattuna sen kokonaisikään. Niille, joilla on yksi aurinkomassa (ts. Sama massa kuin aurinkoomme), se kestää noin 1000 000 vuotta.
T Tauri-tähti:
T Tauri-tähti alkaa, kun materiaali lakkaa putoamasta protostariin, ja se vapauttaa valtavan määrän energiaa. Niitä kutsutaan auringon evoluutiovaiheen tutkimiseen käytetyn prototyyppitähteen takia - T Tauri, muuttuva tähti, joka sijaitsee Hyades-klusterin suunnassa, noin 600 valovuoden päässä Maasta.
T-Tauri-tähti voi olla kirkas, mutta tämä kaikki johtuu sen painovoimaenergiasta romahtavasta materiaalista. T-Tauri-tähden keskilämpötila ei riitä tukemaan fuusiota sen ytimessä. Silti T Tauri -tähdet voivat näyttää yhtä kirkkailta kuin pääsekvenssin tähdet. T Tauri-vaihe kestää noin 100 miljoonaa vuotta, minkä jälkeen tähti siirtyy kehityksensä pisinyn vaiheeseen - pääsekvenssivaiheeseen.
Pääsekvenssi:
Lopulta tähden ytimen lämpötila saavuttaa pisteen, jossa sen ytimen fuusio voi alkaa. Tämä on prosessi, jonka kaikki tähdet käyvät läpi, kun ne muuntavat vedyn protoneja useiden vaiheiden läpi heliumin atomeiksi. Tämä reaktio on eksoterminen; se antaa enemmän lämpöä kuin vaatii, ja siten pääsekvenssin tähden ydin vapauttaa valtavan määrän energiaa.
Tämä energia alkaa gammasäteinä tähden ytimessä, mutta koska se vie pitkän hitaan matkan tähtiä kohti, se putoaa aallonpituudessa. Kaikki tämä valo työntyy ulospäin tähtiin ja toimii vastapainoksi gravitaatiovoimalle, joka vetää sitä sisäänpäin. Tähti tässä elämänvaiheessa pidetään tasapainossa - niin kauan kuin sen vetypolttoainevarastot kestävät.
Ja kuinka kauan se kestää? Se riippuu tähden massasta. Vähiten massiiviset tähdet, kuten punaiset kääpiöt, joilla on puolet auringon massasta, voivat hieroa polttoainettaan satoja miljardeja ja jopa biljoonia vuosia. Suuremmat tähdet, kuten aurinkomme, istuvat tyypillisesti pääjärjestysvaiheessa 10–15 miljardia vuotta. Suurimmalla tähdellä on lyhyin elämä ja se voi kestää muutaman miljardin ja jopa vain muutaman miljoonan vuoden.
Punainen jättiläinen:
Tähti muuttaa elämänsä aikana vetyä heliumiksi ytimessään. Tämä helium kertyy ja vetypolttoaine loppuu. Kun tähti kuluttaa vetypolttoainetta ytimessään, sen sisäiset ydinreaktiot pysähtyvät. Ilman tätä kevyttä painetta tähti alkaa kutistua sisäänpäin painovoiman kautta.
Tämä prosessi lämmittää vetykuoren ytimen ympärillä, joka sitten syttyy fuusiossa ja saa tähden kirkastamaan uudelleen kertoimella 1 000-10 000. Tällöin tähden ulkokerrokset laajenevat ulospäin, jolloin tähden koko kasvaa useita kertoja. Oman aurinkomme odotetaan paisuttavan palloon, joka ulottuu aina maapallon kiertoradalle.
Tähden ytimen lämpötila ja paine lopulta saavuttavat pisteen, jossa heliumi voidaan sulauttaa hiileksi. Kun tähti saavuttaa tämän pisteen, se supistuu eikä ole enää punainen jättiläinen. Tähdet, jotka ovat paljon aurinkoisempia kuin aurinko, voivat jatkaa tässä prosessissa liikuttamalla raskaampien ja raskaampien atomien muodostavien elementtien taulukkoa ylöspäin.
Valkoinen kääpiö:
Tähdellä, jolla on aurinkomme massa, ei ole painovoimapainetta sulatamaan hiiltä, joten kun se loppuu heliumista ytimessään, se on käytännössä kuollut. Tähti työntää ulkokerroksensa avaruuteen ja supistuu sitten lopulta valkoiseksi kääpiöksi. Tämä tähtijäämä voi alkaa olla kuuma, mutta siinä ei enää ole fuusioreaktioita. Se jäähtyy satojen miljardien vuosien aikana, muuttuen lopulta maailmankaikkeuden taustalämpötilaksi.
Olemme kirjoittaneet monia artikkeleita tähtien live-kiertämisestä Space Magazine -lehdessä. Tässä on Mikä on auringon elinkaari ?, Mikä on punainen jättiläinen ?, Voiko maapallo säilyä, kun aurinko muuttuu punaiseksi jättiläiseksi?, Mikä on aurinkoamme tulevaisuus?
Haluatko lisätietoja tähtiä? Tässä on Hubblesiten uutisia tähtiä koskevista tiedoista ja lisätietoja NASAn kuvitelmasta maailmankaikkeudesta.
Olemme nauhoittaneet useita tähtiä koskeneita Astronomy Cast -juttuja. Tässä on kaksi, josta saatat olla hyödyllistä: Jakso 12: Mistä vauvatähdet tulevat ?, Jakso 13: Mihin tähdet menevät kuollessaan, ja jakso 108: Auringon elämä.
Lähteet:
- NASA: Kuinka tähdet muodostuvat ja kehittyvät?
- NASA: Tähtien elämä ja kuolema
