Tähtien elämä

Tähtitieteellinen yhdistys Kirkkonummen Komeetta järjesti yleisöesitelmän, jossa dosentti Jouni Niskanen kertoi aiheesta Tähtien synty, elämä, kuolema ja ylösnousemus. Esitelmä pidettiin Kirkkonummen koulukeskuksessa Kirkkoharjun koulun auditoriossa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti esitelmän. Esitelmää kuulemassa oli 63 henkeä.

Klikkaa kuvaa!
Dosentti Jouni Niskanen esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.

Tähtien, myös oman Aurinkomme, energiantuotto ja siihen liittyen niiden koko elämä perustuu ydinfysikaalisiin prosesseihin, niin sanottuihin fuusioreaktioihin. Tämä esitelmä käsitteli näitä ilmiöitä hyvin kansantajuisella tasolla. Erityisesti käsiteltäviä kysymyksiä ovat mm., miten kauan polttoainetta riittää jä mitä tapahtuu, kun polttoaine lopulta loppuu - hiljainen hiipuminen vai räjähtävä loppunäytos supernovana.

Fysiikan dosentti Jouni Niskanen toimii yliopistonlehtorina Helsingin yliopiston fysikaalisten tieteiden laitoksessa. Hänen tieteellinen erikoisalansa on teoreettinen ydinfysiikka, mutta hän yrittää pukea tiedettä myös Kainuun murteelle.

Aineen rakenne

Esitelmöitsijä aloitti katsauksella aineen rakenteeseen. Jos esimerkiksi pöydän pintaa tarkastellaan elektronimikroskoopilla, näkyviin tulee pitkiä molekyylejä. Molekyylit taas koostuvat atomeista. Atomin ytimessä on valtaosa massasta, mutta sen koko on vain sadastuhannesosa atomin koosta. Valtaosan atomista täyttävät elektronit. Ytimessä on protoneita ja neutroneita. Ne taas koostuvat kvarkeista, jotka on sidottu toisiinsa ns. liimahiukkasilla eli gluoneilla. Lisäksi on mm. fotoneja ("valohiukkasia"), neutriinoja ja antihiukkasia.

Valo on vain hyvin pieni osa sähkömagneettista säteilyä. Pisimmästä aallonpituudesta lähtien säteilyn lajit ovat: radioaallot, mikroaallot, infrapunasäteily, näkyvä valo, ultraviolettisäteily, röntgensäteily ja gammasäteily. Säteilyn hiukkasten eli fotonien energiat kasvavat (samassa järjestyksessä).

Lämpö on hiukkasten (atomien, molekyylien, ionien) liikettä. Mitä korkeampi on lämpötila, sitä suurempi on hiukkasten keskimääräinen liike-energia.

Klikkaa kuvaa!
Jouni Niskasen esitelmää kuunteli yli 60 henkeä. Kuva Seppo Linnaluoto.

Auringon ominaisuuksia

Auringon ikä on 4,5 miljardia vuotta. Massa taas on kaksi kertaa 10 potenssiin 30 kiloa eli kakkkosen perässä on 30 nollaa. Auringon säde on 700 000 km eli lähes kaksi kertaa Kuun etäisyys maapallosta. Tiheys Auringon keskustassa on 160 kiloa litrassa eli 160 kertaa veden tiheys. Se on yli 10 kertaa suurempi kuin lyijyn tiheys. Auringon keskuspaine on 0,2 biljoonaa ilmakehää. Keskuslämpötila on noin 15 miljoonaa astetta. Lämpötila Auringon pinnalla on 5800 astetta.

Auringon säteilyteho eli luminositeetti on 4 kertaa 10 potenssiin 26 wattia. Mistä sitten Auringon energia on peräisin? Kemiallinen energia eli esim. koivuhalkojen tai öljyn poltto riittäisi vain muutamaksi tuhanneksi vuodeksi. Auringon kutistuminen riittäisi antamaan energiaa jo pitempään, muutamaksi mijoonaksi vuodeksi. Tässä yhteydessä esitelmöitsijä kertoi jutun Arthur Eddingtonista, joka oli morsiamensa kanssa iltakävelyllä vuonna 1920. Morsian ihaili tähtiä. Tähän Eddington sanoi, että hän on ainoa henkilö, joka myös tietää, miksi ne loistavat! Nimittäin hän oli keksinyt, että Aurinko ja muut tähdet saavat energiansa vedyn yhtymisestä heliumiksi.

Tähtien synty

Tähdet syntyvät kun suuri kaasu- ja pölypilvi kutistuu oman painovoimansa vuoksi. Mitä suurempi pilvi on (eli enemmän massaa), sitä harvempi kaasu ylittää kriittisyyden. Eli yhteistyö on voimaa. Kannattaa alkaa moniin tähtiin riittävästä materiaalista. Sen tihennyttyä pilvi jakaantuu ja alkaa tuottaa yksittäisiä tähtiä.

Tyypillisen tähden esiasteen eli prototähden säde on noin biljoona km eli 0,1 valovuotta. Se kutistuu säteeseen 100 000 km noin 20 000 vuodessa vapaassa pudotuksessa. Vapautuva energia muuttuu lämmöksi. Kun lämpötila on noin 30 000 astetta saavutetaan tasapaino. Atomit ionisoituvat ja säteily pysäyttää putoamisen. Alkaa hidas kontraktio (supistuminen), joka kestää kymmeniä miljoonia vuosia. Paine kasvaa ja syntyvä tähti kuumenee. Kun lämpötila kasvaa yli 10 miljoonaan asteeseen, alkavat tähden lämpöydinreaktiot.

Lämpöydinreaktioissa neljä vetyatomin ydintä (eli protonia) yhtyy heliumytimiksi. Tämä on itsesäätöinen vakaa tilanne. Auringossa ovat ydinreaktiot olleet käynnissä jo lähes 5 miljardia vuotta ja ne jatkuvat vielä toisen mokoman.

Tähden minimimassa on Auringon massan kahdestoistaosa. Jos tähti olisi sitä kevyempi, lämpötila ei kasva riittävästi, jotta ydinreaktiot alkaisivat. Tähtien maksimimassa taas on 50-100 Auringon massaa. Tähti ei pysy koossa, jos se olisi suurempi.

Klikkaa kuvaa!
Esitelmän yhteydessä myytiin tavalliseen tapaan Ursan kirjoja. Kuva Seppo Linnaluoto.

Auringon ydinreaktiot

Auringossa tarvitaan reaktio, jossa kaksi vetyatomin ydintä eli protonia yhtyy raskaaksi vedyksi eli deuteroniksi. Reaktiossa syntyy myös positroni (positiivinen elektroni) ja neutriino. Tämä reaktio on todella hidas, se vie keskimäärin 10 miljardia vuotta. Vuorovaikutuksen heikkouden lisäksi hitaus johtuu siitä, että protonien välillä on sähköinen poistovoima, jota hiukkasten on todella vaikea läpäistä.

Sen jälkeen kun raskas vety-ydin eli deuteroni on syntynyt, jäljellä olevat reaktiot tapahtuvat nopeasti. Protoni yhtyy deuteroniin ja syntyy helium-3. Syntyneet kaksi helium-3-ydintä yhtyvät ja syntyy tavallinen helium-ydin ja kaksi protonia.

Neljä protonia painaa enemmän kuin helium. Hävinnyt massa muuttuu energiaksi Einsteinin kaavan E=mc^2 mukaisesti. Auringossa massaa muuttuu energiaksi neljä miljoonaa tonnia sekunnissa. Tämä tuntuu suurelta, mutta Auringon koko elinaikana massan menetys on alle 0,1 prosenttia kokonaismassasta.

Auringon kehitys

Kun vety polttoaineena vähenee ja helium lisääntyy, Auringon ydin tihenee ja kuumenee, helium alkaa muuttua hiileksi ja hapeksi. Tällöin lämpötila on noin 100 miljoonaa astetta. Säteilypaine alkaa työntää vetyulkokerroksia ulommas, ja Auringosta tulee punainen jättiläinen. Aurinko paisuu niin, että maapallokin tulee niellyksi. Tämä tapahtuu noin viiden miljardin vuoden kuluttua. Auringon pintakerrokset ovat viilentyneet noin 4000 asteeseen.

Ajan mittaan Auringon uloimmat osat puhaltuvat pois, niistä tulee ns. planetaarinen sumu. Jäljelle jäänyttä Aurinkoa sanotaan valkoiseksi kääpiöksi. Sen koko on maapallon luokkaa. Koska siinä ei tapahdu enää mitään ydinreakstioita, se jäähtyy vähitellen.

Raskaampien tähtien kehitys

Raskaimpien tähtien sisällä vedystä syntyy uusia aineita aina rautaan saakka. Rauta on energeettisesti kaikkein edullisin aine. Rautaa raskaampia aineita tuotettaessa energiaa kuluu.

Vedystä syntyy ensin heliumia, josta taas syntyy hiiltä. Hiili taas muuttuu neoniksi ja hapeksi. Hapesta syntyy piitä, josta taas syntyy rautaa.

Uusien aineiden syntymiseen tarvitaan aina korkeampaa lämpötilaa, reaktiot taas sujuvat yhä nopeammin. Rautaa tuotettaessa lämpötilaa tarvitaan kolme miljardia astetta.

Jos tähden massa on yli 1,4 Auringon massaa, se ei fuusion loputtua jaksa enää kannatella itseään vaan romahtaa n. 10 km säteiseksi neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi.

Suuren tähden romahtaessa vapautuu valtava energiamäärä, jopa enemmän kuin tähden koko aikaisemman historian aikana. Se läjäyttää ulommat kerrokset kerralla avaruuteen. Valtaosa energiasta poistuu neutriinojen mukana. Tapahtumaa sanotaan supernovaksi.

Supernovaräjähdys levittää syntyneet uudet raskaat alkuaineet ympäröivään avaruuteen. Syntyvät uudet tähtien sukupolvet voivat muodostaa ympärilleen maankaltaisia planeettoja, joilla elämä on mahdollinen. Tapahtumaketjua voisi sanoa tähtien ylösnousemukseksi.

Klikkaa kuvaa!
Krapu- eli Äyriäissumu on vuonna 1054 havaitun kirkkaan supernovan jäännöspilvi. Kuva ESO.

Seuraava Kirkkonummen Komeetan yleisöesitelmä on tiistaina 7.2. klo 18.30 Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa Asematien varrella. Tutkija Thomas Hackman Yliopiston Tähtitieteen laitokselta kertoo aiheesta Olemmeko yksin - elämän tähtitieteelliset edellytykset.

Seppo Linnaluoto