Tähden täydellinen elinkaari

Tähdet koostuvat pääasiassa vety- ja heliumkaasuista. Ne vaihtelevat dramaattisesti kooltaan, kirkkaudeltaan ja lämpötilaltaan ja elävät miljardeja vuosia siirtymällä useiden vaiheiden läpi. Oma aurinkomme on tyypillinen tähti, yksi sadoista miljardeista, jotka pentävät Linnunradaa.

Tähden elinkaari koostuu useista hyvin määritellyistä vaiheista.

Tähdet syntyvät suurissa galaktisissa "taimitarhoissa", joita kutsutaan sumuiksi, latinankielisenä sanana pilvi. Sumu on tiheä pöly- ja kaasupilvi, josta voi syntyä satoja tähtiä. Joillakin sumujen alueilla kaasu ja pöly kerääntyvät yhteen paloina.

Uusi tähti syntyy, kun yksi näistä paakkuista kerää niin paljon massaa, että se romahtaa oman painovoimansa vaikutuksesta. Kondensoituvan pilven lisääntynyt tiheys saa sen lämpötilan nousemaan merkittävästi. Loppujen lopuksi lämpötila nousee niin korkeaksi, että ydinfuusio tapahtuu muodostaen "lapsen" tähden, jota kutsutaan prototähdeksi.

Kun prototähti on kerännyt tarpeeksi massaa ympäröivistä kaasu- ja pölypilvistä, siitä tulee tärkein sekvenssitähti. Pääsekvenssitähdet fuusioivat vetyatomit yhteen muodostaen heliumia prosessissa, joka tunnetaan ydinfuusiona. Tähti voi olla tässä vaiheessa miljardeja vuosia. Aurinkomme on tällä hetkellä päävaiheessa.

Tähden kirkkaus riippuu suuresti sen massasta. Mitä massiivisempi pääsekvenssitähti on, sitä enemmän kirkkautta sillä on. Pääsekvenssitähden väri on osoitus tähden lämpötilasta. Kuumemmat tähdet näkyvät sinisinä tai valkoisina ja viileämmät tähdet punaisina tai oransseina. Tähden massa vaikuttaa myös sen elinikään. Mitä enemmän tähdellä on massa, sitä lyhyempi sen käyttöikä on.

Polttamisen jälkeen miljardeja vuosia pääsekvenssitähti kuluttaa lopulta polttoaineensa, kun suurin osa vedystä muuttuu heliumiksi ydinfuusion kautta. Tähän elinkaaren tässä vaiheessa ylimääräinen helium aiheuttaa tähden lämpötilan nousun. Kun näin tapahtuu, tähti laajenee punaisesta jättiläisestä.

Punaiset jättiläiset ovat kirkkaan punaisia. Ne ovat myös suurempia ja paljon valoisampia kuin pääsekvenssitähdet. Kun punaisen jättiläisen ydin romahtaa edelleen painovoiman alaisena, siitä tulee riittävän tiheä muuntamaan jäljellä oleva heliumin saanti hiileksi. Tämä tapahtuu noin 100 miljoonan vuoden ajan, kunnes on tähden kuoleman aika. Aivan kuten massa määrää tähden kirkkauden, se määrää myös tähden kuoleman.

Pääsekvenssitähdistä, joilla on pienempi massa, tulee lopulta valkoisia kääpiöitä. Kun punainen jättiläinen on palanut heliumsyötönsä läpi, tähti menettää massansa. Sen jäljellä oleva hiilen ydin jäähtyy ja vähentää kirkkauttaan miljardien vuosien ajan, kunnes siitä tulee valkoinen kääpiö.

Lopulta valkoinen kääpiötähti lakkaa kokonaan tuottamasta energiaa ja pimenee mustaksi kääpiöksi. Valkoiset kääpiötähdet ovat pienempiä, tiheämpiä ja vähemmän valoisia kuin punaiset jättiläistähdet. Valkoisten kääpiötähtien tiheys on niin suuri, että pelkkä lusikka valkoista kääpiömateriaalia painaa useita tonneja.

Pääsekvenssitähdet, joilla on suurempi massa, on tarkoitettu kuolemaan dramaattisissa ja väkivaltaisissa räjähdyksissä, joita kutsutaan supernoviksi. Kun nämä tähdet ovat palaneet heliumilla, jäljellä oleva hiilisydän muuttuu lopulta raudaksi. Tämä rautaydin romahtaa sitten omalla painollaan, kunnes se saavuttaa pisteen, jossa aine alkaa pomppia irti pinnaltaan.

Kun näin tapahtuu, tapahtuu massiivinen räjähdys, joka tuottaa loistavan valonsalaman, joka voi toisinaan vastata koko tähtigalaksin kirkkautta. Joidenkin supernovaräjähdysten aikana protonit ja elektronit yhdistyvät muodostaen neutroneja. Tämä puolestaan ​​johtaa erittäin tiheiden tähtien, nimeltään neutronitähdet, muodostumiseen.