Tähe täielik elutsükkel

Tähed koosnevad peamiselt vesiniku- ja heeliumgaasidest. Need erinevad suuruse, heleduse ja temperatuuri poolest dramaatiliselt ning elavad miljardeid aastaid, liikudes üle mitme etapi. Meie enda päike on tüüpiline täht, üks sadadest miljarditest, mis risustab Linnuteed.

Tähe elutsükkel koosneb mitmest täpselt määratletud etapist.

Tähed sünnivad suurtes galaktilistes puukoolides, mida nimetatakse udukogudeks - ladinakeelne sõna tähendab pilvi. Udud on tihedad tolmu- ja gaasipilved, mis võivad tekitada sadu tähti. Mõnes udukogu piirkonnas kogunevad gaas ja tolm klompidena kokku.

Uus täht tekib siis, kui üks neist klompidest kogub nii palju massi, et variseb oma raskusjõu mõjul kokku. Kondenseeruva pilve suurenenud tihedus põhjustab selle temperatuuri olulist tõusu. Lõpuks muutub temperatuur nii kõrgeks, et toimub tuumasüntees, moodustades "imiku" tähe, mida nimetatakse protostaariks.

Kui protostaar on ümbritsevatest gaasi- ja tolmupilvedest piisavalt massi kogunud, saab sellest peajada täht. Põhijärjestuse tähed ühendavad vesinikuaatomid kokku, moodustades heeliumi protsessis, mida nimetatakse tuumasünteesiks. Tähed võivad selles staadiumis eksisteerida miljardeid aastaid. Meie päike on praegu oma põhijärjestuse etapis.

Tähe heledus sõltub suuresti tema massist. Mida massiivsem on põhijada täht, seda suuremat heledust see avaldab. Põhijada tähe värv näitab tähe temperatuuri. Kuumad tähed ilmuvad sinise või valgena ning jahedamad tähed punase või oranžina. Tähe mass mõjutab ka tema eluiga. Mida rohkem on tähel mass, seda lühem on tema eluiga.

Pärast miljardite aastate pikkust põlemist kurnab põhijada täht lõpuks oma kütusevaru, kuna suurem osa vesinikust muundatakse tuumasünteesi teel heeliumiks. Tähe elutsükli selles punktis põhjustab heeliumi liig tähe temperatuuri tõusu. Kui see juhtub, laieneb täht punaseks hiiglaseks.

Punased hiiglased on erepunase värvusega. Nad on ka suuremad ja palju heledamad kui peajada tähed. Kui punase hiiglase südamik raskusjõu mõjul jätkuvalt variseb, muutub see piisavalt tihedaks, et muuta järelejäänud heeliumivarustus süsinikuks. See toimub umbes 100 miljoni aasta jooksul, kuni on tähe suremise aeg. Nii nagu mass määrab tähe heleduse, määrab see ka tähe surma viisi.

Peamise järjestusega tähed, mille mass on väiksem, saavad lõpuks valgeteks kääbusteks. Kui punane hiiglane on oma heeliumivarustuse läbi põlenud, kaotab täht massi. Selle järelejäänud süsiniku südamik jahtub ja heledus väheneb miljardite aastate jooksul, kuni temast saab valge kääbus.

Lõpuks lakkab valge kääbustäht üldse energiat tootmast ja tumeneb, et saada mustaks kääbuseks. Valged kääbustähed on väiksemad, tihedamad ja vähem helendavad kui punased hiidtähed. Valgete kääbustähtede tihedus on nii suur, et pelgalt valge kääbusmaterjali lusikas kaaluks mitu tonni.

Peamise järjestusega tähed, millel on suurem mass, on määratud surema dramaatilistes ja vägivaldsetes plahvatustes, mida nimetatakse supernoovadeks. Kui need tähed on heeliumivarustuse läbi põlenud, muudetakse allesjäänud süsinikusüdamik lõpuks rauaks. See raudtuum variseb siis oma raskuse all kokku, kuni jõuab punkti, kus aine hakkab selle pinnalt põrkama.

Kui see juhtub, toimub tohutu plahvatus, mis tekitab hiilgava valgussähvatuse, mis võib mõnikord olla võrdne terve tähtgalaktika heledusega. Mõne supernoova plahvatuse korral ühinevad prootonid ja elektronid neutroniteks. See viib omakorda ülitihedate tähtede moodustumiseni, mida nimetatakse neutronitähtedeks.