Pienen tähden elinkaari

Tähdet ovat todella syntyneet tähtipölystä, ja koska tähdet ovat tehtaita, jotka tuottavat kaikki raskaat alkuaineet, maailmamme ja kaikki sen sisällä syntyy myös tähtipölystä.

Sen pilvet, jotka koostuvat pääosin vetykaasumolekyyleistä, kelluvat ympärillä avaruuden käsittämättömässä kylmässä, kunnes painovoima pakottaa heidät romahtamaan itseensä ja muodostamaan tähtiä.

Kaikki tähdet luodaan tasa-arvoisiksi, mutta ihmisten tavoin niitä on monia muunnelmia. Tähtien ominaisuuksien ensisijainen tekijä on sen muodostumiseen liittyvän tähtipölyn määrä.

Jotkut tähdet ovat hyvin suuria, ja niillä on lyhyt, upea elämä, kun taas toiset ovat niin pieniä, että niillä oli tuskin tarpeeksi massaa tulla tähdeksi ensinnäkin, ja niillä on erittäin pitkä ikä. Tähtien elinkaari, kuten NASA ja muut avaruusviranomaiset selittävät, riippuu suuresti massasta.

Noin aurinkomme kokoisia tähtiä pidetään pieninä tähteinä, mutta ne eivät ole yhtä pieniä kuin punaiset kääpiöt, joiden massa on noin puolet auringon massasta ja jotka ovat yhtä lähellä ikuisuutta kuin tähti pystyy saada.

Matalan massan tähden, kuten auringon, elinkaari, joka luokitellaan G-tyyppiseksi, tärkeimmäksi sekvenssitähdeksi (tai keltaiseksi kääpiöksi), kestää noin 10 miljardia vuotta. Vaikka tämän kokoisista tähdistä ei tule supernovia, ne päättävät elämänsä dramaattisesti.

Painovoima, se salaperäinen voima, joka pitää jalkamme liimattuina maahan ja kiertoradoillaan pyörivät planeetat, on vastuussa tähtien muodostumisesta. Tähtienvälisten kaasujen ja pölyn pilvissä, jotka kelluvat maailmankaikkeuden ympärillä, painovoima yhdistää molekyylit pieniksi kokkareiksi, jotka irtoavat vanhemmista pilvistään protostaariksi. Joskus romahdus johtuu kosmisesta tapahtumasta, kuten supernovasta.

Lisääntyneen massansa ansiosta prototähdet pystyvät houkuttelemaan enemmän tähtipölyä. Vauhdin säilyttäminen aiheuttaa romahtavan aineen muodostavan pyörivän levyn ja lämpötilan kasvaa paineen kasvaessa ja kaasumolekyylien vapauttamaan kineettiseen energiaan keskusta.

Usean prototähden uskotaan olevan muun muassa Orionin sumussa. Hyvin nuoret ovat liian hajautuneita ollakseen näkyvissä, mutta ne tulevat lopulta läpinäkymättömiksi yhdistyessään. Kun näin tapahtuu, aineen kerääntyminen kiinnittää infrapunasäteilyä ytimeen, mikä lisää lämpötilaa ja painetta, mikä lopulta estää enemmän ainetta putoamasta ytimeen.

Tähden kirjekuori houkuttelee edelleen ainetta ja kasvaa, kunnes tapahtuu jotain uskomatonta.

On vaikea uskoa, että painovoima, joka on suhteellisen heikko voima, voisi saostaa tapahtumaketjun, joka johtaa lämpöydinreaktioon, mutta niin tapahtuu. Kun prototähti jatkaa aineen kerääntymistä, paine ytimessä tulee niin voimakkaaksi, että vety alkaa sulautua heliumiin ja prototähdestä tulee tähti.

Lämpöydintoiminnan tulo luo voimakkaan tuulen, joka sykkii tähdestä pyörimisakselia pitkin. Tähän kehän ympäri kiertävä materiaali työntyy ulos tuulta. Tämä on tähden muodostumisen T-Tauri-vaihe, jolle on ominaista voimakas pinta-aktiivisuus, mukaan lukien soihdut ja purkaukset. Tähti voi menettää jopa 50 prosenttia massastaan ​​tässä vaiheessa, joka aurinkokokoiselle tähdelle kestää muutaman miljoonan vuoden.

Lopulta tähden kehän ympärillä oleva materiaali alkaa haihtua, ja jäljelle jäävä osa sulautuu planeetoiksi. Auringon tuuli rauhoittuu, ja tähti laskeutuu vakausjaksoon pääjaksolla. Tänä aikana ytimessä tapahtuva vedyn fuusioreaktiosta heliumiin syntyvä ulospäin oleva voima tasapainottaa painovoiman sisäänpäin suuntautuvaa vetoa, eikä tähti menetä eikä saa ainetta.

Suurin osa yötaivaan tähdistä on pääjärjestys tähtiä, koska tämä jakso on ylivoimaisesti pisin minkä tahansa tähden elinkaaressa. Pääsekvenssissä ollessaan tähti sulattaa vetyä heliumiksi, ja se jatkaa niin, kunnes sen vetypolttoaine loppuu.

Fuusioreaktio tapahtuu nopeammin massiivisissa tähdissä kuin pienemmissä, joten massiiviset tähdet palavat kuumemmalla, valkoisella tai sinisellä valolla, ja ne palavat lyhyemmän ajan. Auringon kokoinen tähti kestää 10 miljardia vuotta, mutta erittäin massiivinen sininen jättiläinen voi kestää vain 20 miljoonaa.

Yleensä pääsekvenssitähdissä esiintyy kahden tyyppisiä lämpöydinreaktioita, mutta pienemmissä tähdissä, kuten auringossa, esiintyy vain yksi tyyppi: protoni-protoniketju.

Protonit ovat vetyytimiä, ja tähden ytimessä ne kulkevat riittävän nopeasti voidakseen voittaa sähköstaattisen hylkimisen ja törmäävät muodostaen helium-2-ytimiä vapauttaen v-neutrino ja positroni prosessissa. Kun toinen protoni törmää vasta muodostuneeseen helium-2-ytimeen, ne sulautuvat helium-3: ksi ja vapauttavat gammafotonin. Lopuksi kaksi helium-3-ydintä törmäävät muodostamaan yhden helium-4-ytimen ja kaksi muuta protonia, jotka jatkavat ketjureaktiota, joten kaiken kaikkiaan protoni-protoni-reaktio kuluttaa neljä protonia.

Yksi pääreaktion sisällä esiintyvä aliketju tuottaa beryllium-7: n ja litium-7: n, mutta nämä ovat siirtymäelementtejä, jotka yhdessä positronin kanssa törmäyksen jälkeen muodostavat kaksi helium-4-ydintä. Toinen alaketju tuottaa beryllium-8: ta, joka on epävakaa ja jakautuu spontaanisti kahteen helium-4-ytimeen. Näiden aliprosessien osuus energian kokonaistuotannosta on noin 15 prosenttia.

Ihmisen elinkaaren kultaiset vuodet ovat niitä, joissa energia alkaa hiipua, ja sama pätee myös tähtiin. Pienen massan tähden kultaiset vuodet tapahtuvat, kun tähti on kuluttanut kaiken ytimessä olevan vetypolttoaineen, ja tämä ajanjakso tunnetaan myös tärkeimpänä jaksona. Fuusioreaktio ytimessä loppuu ja ulkoinen heliumkuori romahtaa, mikä luo lämpöenergiaa, kun romahtavan kuoren potentiaalienergia muuttuu kineettiseksi energiaksi.

Ylimääräinen lämpö saa kuoressa olevan vetyä jälleen sulautumaan, mutta tällä kertaa reaktio tuottaa enemmän lämpöä kuin se tapahtui, kun se tapahtui vain ytimessä.

Vetykuorikerroksen fuusio työntää tähden reunat ulospäin, ja ulompi ilmakehä laajenee ja jäähtyy, jolloin tähdestä tulee punainen jättiläinen. Kun tämä tapahtuu auringolle noin 5 miljardin vuoden aikana, se laajenee puolet maasta.

Laajentumiseen liittyy lämpötilan nousu ytimessä, kun kuoressa esiintyvät vetyfuusioreaktiot joutuvat enemmän heliumia. Se lämpenee niin kuumaksi, että heliumin fuusio alkaa ytimestä, mikä tuottaa berylliumia, hiiltä ja happea, ja kun tämä reaktio (nimeltään helium flash) alkaa, se leviää nopeasti.

Kun kuoressa oleva helium on loppunut, pienen tähden ydin ei voi tuottaa tarpeeksi lämpöä sulautua muodostuneet raskaammat elementit, ja ydintä ympäröivä kuori romahtaa jälleen. Tämä romahdus tuottaa merkittävän määrän lämpöä - tarpeeksi aloittaa heliumin fuusion kuoressa - ja uuden reaktio alkaa uuden laajenemisjakson, jonka aikana tähden säde kasvaa peräti 100 kertaa alkuperäisen säde.

Kun aurinkomme saavuttaa tämän vaiheen, se laajenee Marsin kiertoradan ulkopuolelle.

Kaikkien lasten tähtien elinkaaren tarinoiden tulisi sisältää selitys planeettasumuista, koska ne ovat maailmankaikkeuden silmiinpistävimpiä ilmiöitä. Termi planeettasumu on väärä nimi, koska sillä ei ole mitään tekemistä planeettojen kanssa.

Se on ilmiö, joka on vastuussa dramaattisista kuvista Jumalan silmästä (Helix-sumu) ja muista vastaavista kuvista, jotka täyttävät Internetin. Planeettasumu on kaukana planeetan luonteesta, ja se on pienen tähden kuoleman allekirjoitus.

Kun tähti laajenee toiseen punaiseen jättiläisvaiheeseensa, ydin romahtaa samanaikaisesti erittäin kuumana valkoisena kääpiö, joka on tiheä jäännös, jonka suurin osa alkuperäisen tähden massasta on pakattu maapallon kokoiseksi pallo. Valkoinen kääpiö lähettää ultraviolettisäteilyä, joka ionisoi laajenevassa kuoressa olevan kaasun ja tuottaa dramaattisia värejä ja muotoja.

Planeettasumut eivät ole pitkäkestoisia, vaan haihtuvat noin 20000 vuodessa. Planeettasumun hajoamisen jälkeen jäljellä oleva valkoinen kääpiötähti on kuitenkin hyvin pitkäikäinen. Se on pohjimmiltaan hiili- ja happipalaa sekoitettuna elektroneihin, jotka on pakattu niin tiukasti, että niiden sanotaan olevan rappeutuneita. Kvanttimekaniikan lakien mukaan niitä ei voida pakata kauemmaksi. Tähti on miljoona kertaa tiheämpi kuin vesi.

Valkoisen kääpiön sisällä ei tapahdu fuusioreaktioita, mutta se pysyy kuumana pienen pinta-alansa ansiosta, mikä rajoittaa sen säteilemää energiaa. Lopulta se jäähtyy tullakseen mustaksi, inertiksi hiukkaseksi ja rappeutuneeksi elektroniksi, mutta tämä vie 10-100 miljardia vuotta. Maailmankaikkeus ei ole vielä tarpeeksi vanha tämän tapahtumiseen.

Auringon kokoisesta tähdestä tulee valkoinen kääpiö, kun se kuluttaa vetypolttoainetta, mutta tähti, jonka ytimen massa on 1,4 kertaa auringon koko, kokee toisen kohtalon.

Tähän massaan kuuluvat tähdet, jotka tunnetaan nimellä Chandrasekhar-raja, romahtavat edelleen, koska gravitaatiovoima riittää voittamaan elektronin rappeutumisen ulospäin tulevan vastuksen. Sen sijaan, että niistä tulisi valkoisia kääpiöitä, heistä tulee neutronitähtiä.

Koska Chandrasekharin massaraja koskee ydintä sen jälkeen, kun tähti on säteillyt suuren osan massastaan, ja koska menetetty massa on Huomattava on, että tähdellä on oltava noin kahdeksankertainen auringon massa, ennen kuin se saavuttaa punaisen jättiläisvaiheen, jotta siitä tulisi neutronitähti.

Punaiset kääpiötähdet ovat tähtiä, joiden massa on puoli - kolme neljäsosaa aurinkomassasta. Ne ovat tyylikkäin kaikista tähdistä eivätkä kerää ytimiinsä niin paljon heliumia. Näin ollen he eivät laajene punaisiksi jättiläisiksi, kun he ovat tyhjentäneet ydinpolttoaineensa. Sen sijaan he supistuvat suoraan valkoisiksi kääpiöiksi ilman planeetan sumua. Koska nämä tähdet palavat kuitenkin niin hitaasti, kestää vielä kauan - ehkä jopa 100 miljardia vuotta - ennen kuin yksi niistä käy läpi tämän prosessin.

Tähtiä, joiden massa on alle 0,5 aurinkomassaa, kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi. He eivät ole lainkaan tähtiä, koska kun ne muodostuivat, heillä ei ollut tarpeeksi massaa vedyn fuusion aloittamiseksi. Painovoiman painovoimat tuottavat riittävästi energiaa sellaisten tähtien säteilyä varten, mutta spektrin kaukana punaisessa päässä on tuskin havaittavaa valoa.

Koska polttoainekulutusta ei ole, mikään ei estä tällaista tähtiä pysymästä täsmälleen samalla tavalla kuin kaikkeus kestää. Heitä voisi olla yksi tai monet aurinkokunnan välittömässä läheisyydessä, ja koska ne loistavat niin hämärästi, emme koskaan tienneet heidän olevan siellä.