tähtien kuolema | alkuaineet

Tähdetkään eivät elä ikuisesti


Vastasyntyneitä, kirkkaita tähtiä Orionin sumun sisällä. "Tähtipienokaisilla" on edessään miljardien vuosien elämäntaival. (© Anglo-Australian Observatory/Royal Observatory Edinburgh)

Tähtien elinkaari mitataan miljardeissa vuosissa. Vaikka yhden ihmisen elinikä ei tietyn tähden elinkaarta tutkimaan riitäkään, tiedetään tähtien synnystä, elämästä ja kuolemasta jo paljonkin.
Kuten olet jo saattanut huomatakin, tähden massa on hyvin tärkeä tekijä tähden ominaisuuksien määräytymisessä. Mutta massa on myös hyvin tärkeä tekijä tähden elinkaaren eri vaiheiden määräytymisessä. Toki tähden koostumuksellakin on hieman vaikutusta asiaan. Perussääntönä on, että suuret tähdet loistavat kirkkaammin ja käyvät elämänvaiheensa lävitse nopeammin kuin pienet tähdet.

Miksi näin on?

Tähden lähettämä säteilyhän aiheutuu tähden ytimessä tapahtuvista ydinfuusioreaktioista. Suurimassaisella tähdellä on suurempi määrä ydinreaktioihin tarvittavaa polttoainetta, vetykaasua. Niinpä suurimassaisissa tähdissä vapautuu energiaa paljon enemmän kuin pienemmissä. Tästä voi päätellä, että mitä suurempi massa tähdellä on, sen kirkaammin se loistaa.

Suurimassaiset tähdet kuitenkin kuluttavat polttoaineensa loppuun paljon nopeammin kuin pienet tähdet, joten polttoaineen suurempi määrä ei tee tähdestä pitkäikäisempää. Kevyiden tähtien elinkaari esiteltiin Auringon yhteydessä. Mutta miten Aurinkoa paljon raskaammat tähdet kohtaavat määränpäänsä?

Suurimassaisten tähtien elinkaari


Suurimassaisten tähtien elämä päättyy valtaisaan supernovaräjähdykseen; samalla avaruuteen sinkoutuu tähdessä syntyneitä alkuaineita.

Kaikkien tähtien kehitys, massasta riippumatta, noudattaa samaa kaavaa tiettyyn pisteeseen saakka; kaasupilvestä tiivistyy tähti, joka loistaa suurimman osan elämästään normaalina pääsarjan tähtenä polttaen ytimessään vetyä heliumiksi. Vanhetessaan tähti paisuu punaiseksi jättiläiseksi. Jättiläisvaiheen jälkeen tähden kehityskaari riippuu sen massasta: kevyistä tähdistä tulee valkoisia kääpiöitä, raskaat tähdet räjähtävät supernovina.

Jättiläisvaiheen jälkeinen elämä suurilla tähdillä

Suurimassaiset (vähintään 3 kertaa Auringon massa) tähdet jatkavat energiantuottoa ytimessään. Kaikkein massiivisimmat tähdet laajenevat punaista jättiläistäkin suuremmiksi ylijättiläisiksi.
Suurimassaisen tähden luoma painovoima tiivistää tähden ydintä niin paljon, että lämpötilat ytimessä nousevat hyvin korkeiksi. Korkea kuumuus mahdollistaa ydinreaktioiden jatkumisen eteenpäin. Koska vetyä ei ytimessä enää ole, polttoaineena ovat raskaammat alkuaineet helium, sitten hiili, sen jälkeen happi. Usein hiilen ja hapen fuusioreaktiot alkavat räjähdysmäisellä voimalla, tapahtuu ns. hiili- tai happileimahdus. Vain suurimassaisimmat tähdet kestävät sen, pienemmät räjähtävät supernovana ja hajoavat avaruuteen.


Supernovaräjähdys

Jos tähti on tarpeeksi massiivinen (> 15 Auringon massaa), ja selviää hiilen ja hapen fuusioreaktioista, ydinreaktiot ytimessä jatkuvat raskaammilla alkuaineilla, synnyttäen uusia, yhä raskaampia alkuaineita aina rautaan saakka.
Tämän jälkeen tähdellä ole enää polttoainetta; tähden energiantuotto loppuu, ja paine ytimessä alenee. Tähti luhistuu sisäänpäin, jolloin lämpötila tähden eri kerroksissa nousee äkillisesti niin korkeaksi, että siellä voivat ydinreaktiot alkaa uudestaan. Ydinreaktiot alkavat niin voimallisesti, että tapahtuu suuri ydinräjähdys. Siinä tähden kuoriosa räjähtää joka suuntaan, myös sisälle päin. Osa räjähdyksessä vapautuvasta energiasta kanavoituu valoksi; tämä nähdään supernovana. Supernovaräjähdys vastaa yli tuhannen Auringon kirkkautta! Koska supernovaräjähdys on niin kirkas, se voidaan nähdä satojen miljoonien valovuosien päästä.

Elämä supernovavaiheen jälkeen

Kuten edellä jo kävi ilmi, kaikki tähdet eivät kestä hiilen ja hapen fuusioreaktioiden voimallista alkamista, vaan räjähtävät supernovina jo tässä vaiheessa. Räjähdys on niin raju, että tähti hajoaa kokonaan avaruuteen laajenevaksi kaasupilveksi.


Supernovan jäänne. (© STScI)

Jos tähti kuitenkin jatkaa ydinreaktioita rautaan saakka, ja räjähtää vasta sitten, sillä on kaksi mahdollista päätepistettä, massasta riippuen; neutronitähti tai musta aukko.

Neutronitähti

Räjähdys tiivistää ytimen entistäkin pienemmäksi ja tiiviimmäksi. Jos ydin on massaltaan 1.5-3 kertainen Auringon massaan verrattuna, sitä sanotaan neutronitähdeksi.

Musta aukko

Jos romahtaneen ytimen massa on suurempi kuin 3 Auringon massaa, sen aiheuttama painovoima nousee niin voimakkaaksi, että siitä tulee musta aukko.

Tähtiakatemia 98
tähtien kuolema | alkuaineet