Kirjaudu tai rekisteröidy

Tähtien synty ja kehitys

Tähdet syntyvät, kun tähtienvälinen kaasu- ja pölypilvi luhistuu kasaan. Pilvi koostuu pääasiassa vedystä, joka on kaikkein kevyin alkuaine. Mukana on myös heliumia, pölyä (noin yksi prosentti) ja hiukan raskaampia alkuaineita.

Jos luhistuva pilvi on kovin pieni, tähtiä syntyy ehkä vain yksi, mutta toisinaan hyvin suuret pilvet alkavat luhistua ja tähtiä syntyy runsaasti. Usein puhutaankin tähtien syntyalueista. Valtaosa tähdistä löytyy systeemeistä, joissa toisiaan kiertää kaksi tai useampia tähtiä.

Kun pilvi luhistuu, sen ytimeen alkaa tiivistyä tähti (tai useampia tähtiä). Vaikuttaa siltä, että tähtien syntyessä niitten ympärille muodostuu pilven materiaalista hyvin yleisesti myös yksi tai useampia planeettoja. Tähdet ja planeetat siis syntyvät yhdessä.

Kun muodostumassa oleva tähti kerää lisää massaa emopilvestään, lämpötila sen ytimessä nousee. Jos tähti kerää tarpeeksi massaa (noin 18 prosenttia Auringon massasta), vety alkaa fuusioitua heliumiksi. Ellei massa riitä lämpötilan nostamiseen näin ylös, lopputuloksena on ns. ruskea kääpiö, joka säteilee hiljaksiin lämpöenergiaansa avaruuteen.

Kun vedyn fuusio on alkanut tähden ytimessä, tähteä aletaan kutsua pääsarjan tähdeksi. Kaikki tähdet massastaan riippumatta viettävät pääosan elinkaarestaan pääsarjassa muuttaen vetyä heliumiksi ja säteillen ulos fuusioprosesseissa muodostunutta energiaa. Mitä enemmän massaa tähdellä on, sitä kiivaammin se muuttaa vetynsä heliumiksi. Raskaimmissa tähdissä ytimen lämpötila on niin korkea, että myös helium ja sitä raskaammat alkuaineet fuusioituvat ja tuottavat energiaa. Vasta rauta on alkuaineena sellainen, että sen ydinten liittäminen yhteen kuluttaa energiaa enemmän kuin tuottaa sitä, joten raudan fuusiota ei enää tapahdu tähdissä.

 

Nuori tähtijoukko NGC 602 sijaitsee Linnunradan pienessä naapurigalaksissa, Pienessä Magellanin Pilvessä. Nuoret, kuumat tähdet ovat avanneet säteilypaineellaan kuplan tähtienväliseen pilveen, josta ne ovat syntyneet. Ajan kuluessa tähtijoukko tulee hajaantumaan ja tähdet lähtevät omille teilleen. Kuva Nasa / ESA / STScI

Tähdet

Tähdet ovat hyvin kuumasta kaasusta eli plasmasta muodostuneita valtavia palloja. Tähtien massa koettaa vetää niitä gravitaation voimalla kasaan, mutta tämä kasaanpainuminen nostaa vastaavasti tähden ytimen lämpötilaa ja painetta. Paine vastustaa gravitaation vaikutusta, ja tähti pysyy näin tasapainotilassa.

Mitä raskaampi tähti on, sitä voimakkaammin gravitaatio vetää sitä kasaan ja sitä kuumempi tähden ydin on. Massa (eli paino) määrittää valtaosan tähden ominaisuuksista kuten lämpötilan, kirkkauden, säteen ja eliniän.

Kuumassa ytimessä vapautuu energiaa, kun vety (ja joissain tapauksissa raskaammatkin alkuaineet) liittyvät yhteen eli fuusioituvat. Kun tämä energia on viimein kulkeutunut tähden pinnalle, se säteilee avaruuteen paitsi näkyvänä valona, myös muunlaisena elektromagneettisena säteilynä (kuten infrapuna- ja uv-säteilynä).

Taiteilijan näkemys erikokoisista tähdistä. Sininen jättiläinen Bellatrix (8 Auringon massaa), oranssi alijättiläinen Algol B (1,7), keltainen kääpiötähti Aurinko (1) sekä punainen kääpiö OGLE-TR-122 B (0,09). Jälkimmäisen vierellä ovat vertailun vuoksi aurinkokunnan suuret kaasuplaneetat Saturnus ja Jupiter. Niitten yläpuolelle on piirretty keltaisella Kuun rata Maan ympäri. Kuva Paul Stansifer

Valkoiset kääpiöt, neutronitähdet ja mustat aukot

Kaikkein keveimmät tähdet käyvät niin hitaalla liekillä että niitten vety riittää miljardeiksi vuosiksi. Kun kaikki vety niitten ytimestä on muuttunut heliumiksi, tähtien sisäinen paine katoaa ja ne kutistuvat valkoisiksi kääpiötähdiksi, jotka eivät enää tuota energiaa vaan ainoastaan jäähtyvät hitaasti ja muuttuvat lopulta miljardien vuosien kuluessa täysin kylmiksi mustiksi kääpiöiksi. Valkoisten kääpiöiden luhistuminen lakkaa, koska atomien rakenne ei anna periksi puristua pienempään tilaan.

Auringon massaiset tähdet ovat sen verran massiivisia, että ne alkavat fuusioida heliumia hiileksi ytimessään vedyn loputtua. Tämä saa tähden pinnan pullistumaan ulospäin ja viilenemään, saaden ne näyttämään punaisemmilta. Nämä tähdet ovat punaisia jättiläistähtiä. Kun ydinreaktiot loppuvat, tähti puhaltaa pintakerroksensa avaruuteen, ja seurauksena on planetaarinen sumu. Jäljelle jää valkoinen kääpiötähti, joka alkaa jäähtyä. Noin 97 prosenttia Linnunradan tähdistä on niin kevyitä, että ne päättävät päivänsä valkoisina kääpiöinä.

Vain noin 8-11 Auringon massaiset tai sitä raskaammat tähdet räjähtävät supernovana, kun niitten ytimen fuusioreaktiot loppuvat. Ennen tällaisten tähtien räjähtämistä niitten rakenne muistuttaa hiukan sipulia: huikean kuumaksi muuttuneessa ytimessä pii fuusioituu raudaksi ja nikkeliksi ja ydintä ympäröivissä palamiskerroksissa (tai -kuorissa) happi fuusioituu piiksi, neon hapeksi, hiili neoniksi ja vety hiileksi ja heliumiksi. Ulommaisimpana tähden pinnalla on edelleen kerros vetyä.

Raskaimmatkin tähdet tuottavat ytimessään energiaa miljoonia vuosia, mutta piin fuusioreaktiot ytimessä ovat niin rajuja että ne kestävät vain noin vuorokauden. Tämän jälkeen ydin alkaa luhistua kasaan ja sen lämpötila nousee, mutta uusia fuusioreaktioita ei enää käynnisty. Seuraava looginen fuusiotuote olisi sinkki, mutta sinkin valmistaminen ei enää vapauta energiaa, josta aiheutuva ulospäinsuuntautuva säteilypaine pitäisi tähteä kasassa. Siksi luhistuminen jatkuu esteettä, ja ydintä ympäröivät kerrokset luhistuvat ytimen mukana. Kaikki tämä tapahtuu muutamassa sekunnissa.

Luhistuminen muuttuu räjähdykseksi, kun ydin on puristunut niin tiiviiksi että se ponnauttaa ulospäin sokkiaallon. Aalto sinkoaa tähden luhistumassa olevat ulkokerrokset avaruuteen. Ydin jatkaa kuitenkin edelleen luhistumista. Jos se painaa vähemmän kuin noin 3-4 Auringon massaa, luhistuminen pysähtyy kun atomiydinten neutronit pakkautuvat yhteen ja tuloksena on neutronitähti.

Neutronitähdet ovat tyypillisesti halkaisijaltaan vain noin 10 kilometrin luokkaa (esimerkiksi Aurinko on noin 60 000 kertaa suurempi), ja ne ovat hyvin tiivistä materiaa. Niitten tiheys vastaa sitä, että koko ihmiskunta puristettaisiin sokeripalan kokoiseksi nokareeksi. Niitten sisäistä rakennetta ei tunneta. On kuitenkin epäilty, että niitten ydin saattaa muodostua neutronien rakennepalikoista, kvarkeista ja gluoneista. Neutronitähdet pyörivät hyvin nopeasti ja lähettävät avaruuteen korkeaenergistä säteilyä. Tällaisia neutronitähtiä kutsutaan pulsareiksi.

Jos luhistuvan tähden ydin painaa enemmän kuin 3-4 Auringon massaa, luhistuminen ei pysähdy neutroneihin vaan jatkuu, kunnes ydin on puristunut äärettömän tiiviiksi. On syntynyt musta aukko. Aukon "mustuus" johtuu siitä, että huikean voimakas painovoima ei päästä edes valoa pakenemaan aukosta. Mustia aukkoja ei olekaan koskaan voitu havaita suoraan niitten näkymättömyyden vuoksi. Aukkoja on kuitenkin löydetty epäsuoraan, kun niitä ympäröivän materiaalin on havaittu käyttäytyvän aivan kuin lähistöllä olisi hyvin voimakas, pistemäinen massakeskittymä. Toistaiseksi käytössä olevat fysikaaliset teoriat eivät osaa ennustaa, millaiset olosuhteet mustissa aukoissa vallitsevat.

Helix-sumu on Vesimiehen tähdistössä sijaitseva planetaarinen sumu. Punainen jättiläistähti on puhaltanut ulkokerroksensa avaruuteen ja jättänyt sumun keskelle valkoisen kääpiötähden. Kuva Nasa / ESA / C. R. O'Dell

Tähdet siis syntyvät tiivistymällä tähtienvälisistä kaasupilvistä, jotka muodostuvat pääasiassa vedystä. Kun niitten ytimen lämpötila kasvaa riittävän korkeaksi, vety alkaa fuusioitua heliumiksi. Niin kauan kuin tähden ydin tuottaa energiaa vedyn fuusiolla, tähden sanotaan olevan pääsarjassa. Kaikki tähdet viettävät pääosan elinajastaan pääsarjassa. Mitä massiivisemmasta tähdestä on kyse, sitä nopeammin vetyä kuluu.

Kun ytimen vety on muuttunut heliumiksi, seuraavat tapahtumat riippuvat tähden massasta. Keveimmät, alle puolen Auringon massaiset tähdet tiivistyvät suoraan valkoisiksi kääpiötähdiksi. Sitä raskaammat tähdet, aina noin kahdeksaan Auringon massaan saakka ovat riittävän massiivisia, jotta ydin kuumenee riittävästi heliumin fuusioon. Heliumin syttyessä tähden ulko-osat laajenevat ja siitä tulee punainen jättiläinen. Lopulta tähti puhaltaa uloimmat kerroksensa planetaariseksi sumuksi ja ydin tiivistyy valkoiseksi kääpiöksi.

Raskaammat tähdet luhistuvat hetkellisesti kasaan, kun ydinreaktiot niitten ytimessä loppuvat. Tämän jälkeen tähti räjähtää supernovana. Jäljellejääneen ytimen massasta riippuu, onko lopputuotteena neutronitähti vai musta aukko. Tähti voi myös räjähtää kokonaan hajalle niin, ettei siitä jää jäljelle muuta kuin supernovajäänteenä tunnettu kaasusumu.

Planetaarisina sumuina ja supernovajäänteinä avaruuteen levinnyt kaasu voi myöhemmin muodostaa jälleen uusia tähtiä yhdessä muun tähtienvälisen kaasun kanssa. Tutkimalla nykyisten tähtien kemiallista koostumusta on voitu päätellä, että nykyiset tähdet sisältävät materiaalia aiemmista tähtisukupolvista.

Otsakkeen kuvat: Nasa, ESA, N. Smith (Kalifornian yliopisto, Berkeley), ja The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)