Tähti

Wikipediasta
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Tämä artikkeli kertoo taivaankappaleesta. Katso muita merkityksiä täsmennyssivulta.
Kokovertailu eri tähtiluokista, Aurinko on G-luokan tähti.
Tähdet
Synty ja kehitys

Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova
Supernova · Hypernova

Luminositeettiluokitus

Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)
Hyperjättiläinen

Spektriluokitus

O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti

Jäänteet

Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko

Nukleosynteesi

Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova

Yleiset ominaisuudet

Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti

Aiheeseen liittyvää

Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö
Auringon ominaisuudet

Tähti on omavaloinen, yleensä pallomainen ja kaasumainen taivaankappale.[1] Se on oman painovoimansa koossa pitämä ja kasaan puristama plasmapallo, jonka jossakin kehitysvaiheessa tapahtuu ydinfuusiota. Maata lähin tähti on Aurinko. Yötaivaalla on nähtävissä myös useita muita tähtiä, mutta yhdenkään niistä kirkkaus ei vedä vertoja Auringolle johtuen niiden erittäin suurista etäisyyksistä Maahan. Perinteisesti tähtiä on ryhmitelty erilaisiin tähdistöihin ja tähtikuvioihin.

Tähdet syntyvät pääasiassa vedystä koostuvien kaasusumujen romahtaessa kasaan painovoiman vaikutuksesta. Kun tähden ydin on muodostunut, se alkaa hiljalleen muuttaa vetyä heliumiksi ydinfuusiossa. Prosessissa syntyvä energia virtaa tähden keskustasta sen pinnalle ja säteilee ulkoavaruuteen. Tähti on tasapainotilassa, sillä sen sisäinen säteilynpaine estää painovoimaa romahduttamasta sitä enemmän kasaan. Kun tähden vetypolttoaine on kulunut loppuun, sen lopullinen kohtalo riippuu sen massasta: pienimmät tähdet hiipuvat hiljalleen, kun taas massiivisemmat laajenevat punaisiksi jättiläisiksi. Lopulta massiivisimmat punaiset jättiläiset räjähtävät supernovana levittäen avaruuteen erilaisia alkuaineita. Räjähdyksen jäänteeksi voi jäädä esimerkiksi neutronitähti tai musta aukko riippuen räjähtäneen tähden massasta.

Havainnoimalla tähden liikettä, luminositeettia ja spektriä on mahdollista selvittää sen muita ominaisuuksia, kuten massa, ikä ja metallipitoisuus. On olemassa useita erilaisia tähtityyppejä. Yleisin työkalu niiden luokittelemiseksi on Hertzsprungin–Russellin kaavio.

Gravitationaalisesti sitoutuneet kahden tai useamman tähden tähtijärjestelmät ovat varsin yleisiä. Suuressa mittakaavassa tähdet ovat merkittävä osa galaksien rakennetta yhdessä tähtienvälisen kaasun ja pimeän aineen kanssa.

Luokittelu

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Tähtien spektriluokitus[2]
Tyyppi Lämpötila Esimerkkitähti
O 33 000+ K Zeta Ophiuchi
B 10 500–30 000 K Rigel
A 7 500–10 000 K Altair
F 6 000–7 200 K Procyon A
G 5 500–6 000 K Aurinko
K 4 000–5 250 K Epsilon Indi
M 2 600–3 850 K Proxima Centauri

Yleisin tapa luokitella tähtiä on niiden jakaminen spektriluokkiin. Tämä on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Luokittelussa kuumimmat tähdet sijoitetaan luokkaan O, kun taas viileimmät tähdet sijoitetaan luokkaan M. Viilenevässä järjestyksessä luokat ovat O, B, A, F, G, K ja M. Joskus käytetään myös muita luokkia, kuten L (johon kuuluvat tähdet ovat niin viileitä, ettei niitä välttämättä voi edes pitää tähtinä) ja W (johon kuuluvat Wolfin–Rayetin tähdet). Lisäksi jokainen luokka jaetaan kymmeneen alaluokkaan, joita merkitään numeroilla 0–9 viilenevässä järjestyksessä.[2][3][Huom 1]

Lisäksi tähtiä voidaan luokitella luminositeettiluokituksella. Tämä luokittelutapa puolestaan perustuu tähtien säteisiin. Luokituksessa käytetään roomalaisia numeroita I–V, jossa luokka I kuvaa kaikista suurimpia ylijättiläistähtiä ja luokka V pääsarjan kääpiötähtiä. Luokka I voidaan myös jakaa omiin alaluokkiinsa Ia (kirkkaammille) ja Ib (himmeämmille ylijättiläisille). Lisäksi joskus käytössä on luokka VI, johon kuuluvat alikääpiöt. Käyttämällä kumpaakin edellä mainittua luokittelutapaa esimerkiksi Auringon luokaksi tulee G2 V.[3][4][Huom 2]

Edelliset kaksi luokittelutapaa voidaan yhdistää visuaalisesti Hertzsprungin–Russellin kaavioon eli HR-kaavioon, jossa vaaka-akselilla on tähden spektriluokka ja pystyakselilla luminositeetti. Tällaisessa kaaviossa tähdet eivät jakaannu täysin satunnaisesti, vaan siihen muodostuu tiheämpiä alueita, joista selvin on kaavion poikki vinosti kulkeva pääsarja.[5]

Tähtien kehitys

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Pääartikkeli: Tähtien kehitys

Synty

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Pääartikkeli: Tähtien synty
Kaavio Auringon kaltaisen, tyypillisen keskimassaisen tähden kehitysvaiheista.

Tähtienvälinen avaruus on harvaa, ja koostuu pääasiassa vedystä. Se sisältää myös heliumia ja pienen määrän raskaampia alkuaineita, joita varhaisemmat tähtisukupolvet ovat tuhoutuessaan levittäneet tähtienväliseen avaruuteen. Tähdet syntyvät tähtienvälistä avaruutta tiheämmissä kaasu- ja pölypilvissä, jotka Linnunradassa ja muissa samankaltaisissa galakseissa ovat keskittyneet galaksin tasoon ja sen spiraalihaaroihin.[6]

Tähden kehityksen ensimmäinen vaihe on kaasupilvessä olevan tiivistymän luhistuminen oman painovoimansa vaikutuksesta. Prosessin voi laukaista esimerkiksi ohikulkevan tähden painovoiman aiheuttama häirintä. Joskus myös läheisen supernovaräjähdyksen paineaalto voi synnyttää kaasupilveen paikallisen tiivistymän, joka aloittaa kehityksensä tähdeksi. Prosessin nopeus kiihtyy lähdettyään käyntiin, ja sen kuluessa tiivistymän paine ja lämpötila kasvavat. Tiivistymän atomien ja molekyylien lämpöliike pyrkii hajottamaan pilveä, mutta jos ainetta on riittävästi, painovoima pääsee voitolle ja tiivistymä puristuu kuumaksi palloksi. On syntynyt prototähti.[6][7]

Prototähtiä ympäröi noin aurinkokuntamme kokoinen kaasu- ja pölykiekko, joka toimii ympäristönä mahdollisten tähteä kiertävien planeettojen synnylle. Kiekon syntyminen johtuu siitä, että alkuperäiset tähtienväliset pölypilvet, joista tähdet tiivistyvät, pyörivät aina hitaalla vauhdilla, noin yhden kierroksen miljoonassa vuodessa. Niillä on siis suuri liikemäärämomentti. Liikemäärämomentin säilyttääkseen tiivistyvien prototähtien tulee kasvattaa pyörimisvauhtiaan. Tästä seuraa, että osa aineesta ei putoa suoraan syntyvää tähteä kohti, vaan muodostaa sen ympärille pyörivän kiekon.[8]

Prototähdet ovat aluksi erittäin kirkkaita, mutta himmenevät hiljalleen tiivistymisen jatkuessa. Tässä vaiheessa tähdessä ei vielä tapahdu ydinreaktioita, vaan kirkkauden vaatima energia syntyy gravitaatiotiivistymisestä. Prototähtiä ympäröi yleensä voimakas tähtituuli, joka puhaltaa kohti tähteä ympäröivän kaasun läpi. Aluksi kaasua siirtyy siis tähteä kohti, mutta tähden kehittyessä ulospäin suuntautuvat tähden ympäristöä puhdistavat suihkut kehittyvät voimakkaammiksi pienentäen tähteä ympäröivää kiekkoa hiljalleen. Kun prototähden ydin saavuttaa 10 miljoonan kelvinin lämpötilan, prototähden ytimen vety alkaa fuusioitumaan heliumiksi.[6][7][8]

Pääsarja

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Pääartikkeli: Pääsarja
Hertzsprungin–Russellin kaavio. Suuri osa tähdistä asettuu vinolle viivalle, jota kutsutaan pääsarjaksi. Tällaisten tähtien sisäinen rakenne on sopiva ylläpitämään vedyn fuusiota heliumiksi.[5][9]

Ydinreaktioiden alettua tähden kutistuminen lakkaa, sillä sen sisäinen säteilynpaine alkaa vastustaa painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Tällöin tähti on tasapainotilassa, ja se on siirtynyt HR-kaavion pääsarjaan, missä suurin osa tähdistä viettää pääosan elämästään. Pääsarjavaiheen saavuttamiseksi tähden massan tulee olla vähintään 0,08 Auringon massaa. Muuten tähden ydin ei kykene saavuttamaan vetyfuusion alkamisen vaatimaa lämpötilaa, ja siitä kehittyy ruskea kääpiö, hiljalleen jäähtyvä ”epäonnistunut tähti”.[7] Syntyvän tähden massan ylärajan arvellaan olevan noin 100 Auringon massaa, sillä näin suuret syntyvät tähdet säteilevät niin kirkkaasti, että ne puhaltavat tähteä kohti putoavan aineen pois estäen tähden massan kasvun.[9][10] Ne saattavat myös luhistua mustiksi aukoiksi jo syntyvaiheessaan.[9]

Pääsarjavaiheessa olevan tähden energianlähde on ytimessä tapahtuva vedyn fuusioiminen heliumiksi. Reaktiossa syntynyt energia ilmenee näkyvänä valona ja muuna säteilynä, ja sen tapahtuessa tähti menettää hiljalleen pieniä määriä massastaan Einsteinin kuuluisan yhtälön mukaisesti. Auringon kaltaisissa ja pienemmissä tähdissä hallitseva fuusioreaktion tyyppi on protoni-protoni-ketju, jossa neljä vety-ydintä fuusioituu heliumytimeksi. Aurinkoa vähintään 1,5 kertaa suuremmissa tähdissä hallitseva tyyppi on hiilisykli, jossa käytetään katalyytteinä hiili-, happi- ja typpiytimiä.[11]

Auringon massainen tähti voi pysyä pääsarjavaiheessa noin 10 miljardia vuotta ennen kuin sen vetypolttoaine alkaa loppua.[12] Massiivisempien tähtien fuusioreaktiot ovat kiihkeämpiä, ja siksi ne saavuttavat pääsarjavaiheen nopeammin ja viettävät siinä vähemmän aikaa. Niiden elämä on siis pienimassaisempia tähtiä lyhyempi: esimerkiksi kymmenen Auringon massainen tähti pysyy pääsarjavaiheessa vain 20 miljoonaa vuotta. Vastaavasti kaikista pienimassaisimpien, vetypolttoainettaan säästeliäästi kuluttavien tähtien elämä on kaikista pisin.[7][10][12] Punaiset kääpiöt voivat elää biljoonia vuosia ennen niiden vetypolttoaineen loppumista. Tämä on huomattavasti kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä, 13,8 miljardia vuotta.[13]

Lopullinen kohtalo

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pienimassaiset tähdet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vetypolttoaineensa loppuun kuluttaneen tähden lopullinen kohtalo riippuu sen massasta. Aurinkoa huomattavasti pienemmissä tähdissä energia siirtyy pinnalle konvektiovirtauksina, jotka samalla sekoittavat kaiken aikaa tähden ainetta. Näiden tähtien vedyn osuus siis pienenee tasaisesti koko tähdessä, ja sen tullessa liian pieneksi tähden energiantuotanto vain loppuu. Tähti säteilee hiljalleen siihen varastoitunutta energiaa. Sen lopullisena kohtalona on himmetä ja jäähtyä muuttuen lopulta mustaksi kääpiöksi.[10]

Auringonkaltaiset tähdet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Auringon kaltaisessa ja suuremmissa tähdissä vedyn määrän väheneminen ei kuitenkaan ole tasaista, ja tähtien keskelle muodostuu heliumista koostuva ydin. Vetyfuusio jatkuu edelleen ydintä ympäröivässä vetykuoressa.[10] Itse ytimen lämpötila ei kuitenkaan riitä fuusioimaan heliumia edelleen raskaammiksi alkuaineiksi, joten ytimeltä puuttuu energianlähde. Lopulta ytimen säteilynpaine ei enää riitä vastustamaan tähden painovoiman kokon puristavaa vaikutusta, ja tähti alkaa kutistua. Tällöin ytimen lämpötila nousee. Kun lämpötila on saavuttanut 100 miljoonaa kelviniä, voi alkaa kolmialfareaktio, jossa tähden keskustassa olevan helium fuusioituu hiileksi. Tämän reaktion tapahtumiseen tähden massan tulee olla vähintään neljäsosa Auringon massasta.[7][14] Samalla kuitenkin tähden pinta- ja keskikerrokset viilenevät ja laajenevat. Tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.[14]

Heliumin fuusioituminen hiileksi on äärimmäisen herkkä prosessi lämpötilan suhteen, ja jo vähäinen lämpötilan lisäys kasvattaa ydinreaktioiden määrää suuresti. Herkkyydestä johtuen hiilen synty tähden ytimessä muuttuu hetkellisesti hallitsemattoman suureksi, ja punaisen jättiläisen energiantuotanto voi olla hetken aikaa suurempi kuin kaikkien galaksin muiden tähtien yhteenlaskettu energiantuotanto. Tätä lyhytaikaista tapahtumaa kutsutaan heliumleimahdukseksi, ja sitä seuraa suhteellisen tasainen fuusioitumisvaihe.[14]

Heliumin loputtua tähden tulevaisuus riippuu sen massasta. Auringonkaltaisissa tähdissä massiivisempia alkuaineita tuottavien ydinreaktioiden sarja ei todennäköisesti jatku hiiltä pidemmälle. Nämä tähdet eivät myöskään ylitä Chandrasekharin rajaa (1,4 M☉). Rajaa vähämassaisempien tähtien elämän loppuvaiheessa säteilynpaine puhaltaa niiden uloimmat osat ulkoavaruuteen planetaariseksi sumuksi. Tähden sisäosat luhistuvat lähinnä hiilestä ja hapesta koostuvaksi valkoiseksi kääpiöksi, joka on kuuma, Maan kokoluokkaa oleva kappale. Joskus rajan ylittävätkin tähdet menettävät massaansa ennen tuhoutumistaan niin, että jäävät rajan alle ja päättävät elämänsä valkoisina kääpiöinä.[12][15]

Massiivisimmat tähdet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Massiivinen tähti koostuu elämänkaarensa loppuvaiheissa sisäkkäisistä, eri alkuaineista koostuvista kuorista.

Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi alkaa edelleen uusia ydinreaktioita niiden tiivistyessä ja kuumentuessa edelleen heliumin loputtua. Reaktioissa syntyy yhä raskaampia alkuaineita, ja se, miten pitkälle reaktiosarja jatkuu, riippuu tähden massasta.[10][11][12]

Massiivisen tähden tiivistyminen pysähtyy jälleen hetkeksi ytimen kuumentuessa pisteeseen, jossa hiiliytimet pystyvät fuusioitumaan magnesiumytimiksi. Magnesiumydin voi hajota usealla tavalla tuottaen monia reaktiotuotteita, kuten neonia, happea ja kalsiumia. Nämä reaktiotuotteet ovat tärkeitä myöhemmille ydinreaktioille. Hiilen loputtua ytimestä tähden on jälleen tiivistyttävä ja kuumennuttava. Ytimessä happi ja neon fuusioituu edelleen piiksi, rikiksi ja yhä raskaammiksi alkuaineiksi. Loppuvaiheissaan massiiviset tähdet koostuvatkin useista sisäkkäisistä eri alkuaineiden kuorista, joissa tapahtuu erilaisia reaktioita.[16]

Tähden energiantuotanto perustuu siihen, että ydinten fuusioituminen raskaimmiksi ytimiksi vapauttaa energiaa vastustamaan painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Vapautuvan energian määrä laskee kohti raskaampia alkuaineita, minkä takia heliumin loputtua tapahtuvat myöhemmät ydinreaktiovaiheet kestävät suhteellisen vähän aikaa. Ydinreaktioiden sarja päättyy, kun merkittävä osa tähden ytimestä koostuu raudasta, sillä raudan fuusioituminen raskaammiksi alkuaineiksi, kuten hopeaksi ja kullaksi, ei enää vapauta energiaa, vaan vaatii sitä. Rautaytimen tiheys on noin 1010 g/cm3 ja lämpötila yli miljardi astetta. Uusien ydinreaktioiden puutteessa ydin alkaa luhistua kasaan oman painovoimansa vaikutuksesta.[17]

Luhistuvan ytimen tiheydeksi saattaa kasvaa sekunnissa lähes 1014 g/cm3. Kohonnut lämpötila tuhoaa rautaytimet alkutekijöihinsä protoneiksi ja neutroneiksi. Myös vapaat elektronit ja protonit yhdistyvät tuottaen neutroneja ja neutriinoja. Luhistuvan neutroniytimen saavuttaessa maksimitiheytensä se usein ponnahtaa takaisin aiheuttaen suunnattoman shokkiaallon. Tähti päättää kehityksensä räjähtämällä valtavana supernovana, jossa tähden uloimmat osat sinkoutuvat avaruuteen. Räjähdys levittää tähden aiemmin tuottamia alkuaineita avaruuteen, ja itse räjähdyksessä syntyy myös rautaa raskaampia alkuaineita, kuten hopeaa, kultaa ja uraania. Tähden massasta riippuen se saattaa tuhoutua räjähdyksessä kokonaan tai luhistua, kunnes jäänteeksi jää äärimmäisen tiheä neutronitähti, tähden neutroneista koostuva ydin. Äärimmäisen massiivisten tähtien luhistumisprosessi supernovan aikana ei välttämättä pääty ollenkaan painovoiman yliotteen takia, ja ne romahtavat mustiksi aukoiksi, kappaleiksi, joista edes valo ei pysty pakenemaan.[12][15][17]

Etäisyydet, määrä ja jakauma

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Hubble-avaruusteleskoopin kuvaa Jousimiehen tähdistön suunnalta, läheltä Linnunradan keskusta.

Paljain silmin yötaivaalta on havaittavissa noin 2500 tähteä edellyttäen, että tarkkailijan näkökyky on virheetön ja havainto-olosuhteet ovat erinomaiset. Kaikki paljain silmin nähtävissä olevat tähdet kuuluvat kotigalaksiimme Linnunrataan, ja useimmat niistä näkyvät pistemäisinä tehokkaimmillakin kaukoputkilla.[18]

Yalen yliopiston tutkijoiden vuonna 2010 julkaisemien havaintojen perusteella havaittavassa maailmankaikkeudessa arvioitiin olevan noin 300 000 triljoonaa (3 × 1023) tähteä. Tarkan arvion tekemiseksi olisi kuitenkin tunnettava muuttujia, joista emme vielä ole varmoja, esimerkiksi maailmankaikkeuden galaksien määrä.[19][20]

Aurinkoa lähin vieras tähti on nimeltään Proxima Centauri, ja se sijaitsee noin 4,24 valovuoden päässä.[21]

Lähitähtien etäisyyksiä voidaan määrittää parallaksimenetelmällä. Menetelmässä tähden sijainti määritetään mahdollisimman tarkasti puolen vuoden välein (eli Maan ollessa vastakkaisilla puolilla Aurinkoa). Näiden kahden havaintopisteen väli on noin 300 miljoonaa kilometriä, mikä on riittävän pitkä välimatka tähden sijainnin muutoksen määrittämiseen. Suurin muutos tähden sijainnissa on sen vuotuinen parallaksi, ja tähden etäisyys voidaan laskea tavallisilla trigonometrisillä kaavoilla suorakulmaisesta kolmiosta, jossa vuotuinen parallaksi on kulman suuruus. Parallaksi mitataan taustatähtiä, jotka ovat niin kaukana, että niiden oma parallaksi on merkityksetön, vastaan. Menetelmä ei kuitenkaan toimi luotettavasti kauempana kuin 100–200 pc (330–650 vv) päässä oleviin tähtiin, ja niiden etäisyyden mittaamiseen on käytettävä epäsuoria menetelmiä, joista suuri osa hyödyntää lähitähdistä saatuja parallaksiarvoja.[22]

Kaksoistähdet ja tähtijoukot

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yksittäisten tähtien lisäksi on olemassa kahdesta tai useammasta tähdestä koostuvia tähtijärjestelmiä. Yksinkertaisin tällainen järjestelmä on kaksoistähti, jossa kaksi tähteä kiertää toisiaan yhteisen massakeskipisteen ympäri. Kolmoistähdet ja suuremmat tähtikokonaisuudet esiintyvät yleensä jonkinlaisena hierarkiana kaksoistähtien pareja. Kaikista suurimpia gravitaationaalisesti toisiinsa sitoutuneiden tähtien ryhmiä kutsutaan tähtijoukoiksi.

Noin 80 % massiivisista O- ja B-luokan tähdistä arvioidaan olevan osana gravitaationaalisesti sitoutunutta kahden tai useamman tähden järjestelmää. Punaisista kääpiöistä kuitenkin vain 25 % arvioidaan olevan vastaavasti sitoutuneita. Koska punaiset kääpiöt ovat yleisimpiä tähtiä, on todennäköistä, että suurin osa Linnunradan tähdistä esiintyy yksittäisinä.[23]

Energian tuotanto

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Protoni-protoniketju
Hiili-typpi-happi-sykli

Tähtien sisällä oleva aine on korkeasta paineesta johtuen erittäin kuumaa, ja sen atomit liikkuvat erittäin suurella nopeudella ja törmäilevät jatkuvasti. Olomuodoltaan aine on plasmaa, jossa jatkuva säteilypommitus ja atomien törmäykset ovat ionisoineet sähköisesti neutraalit atomit erillisiksi negatiivisesti varautuneiksi elektroneiksi ja positiivisesti varautuneiksi atomiytimiksi.[24]

Tähtien energianlähde on fuusioreaktio, jossa kevyemmät atomiytimet yhtyvät raskaammiksi ytimiksi. Matalassa lämpötilassa tätä ei tapahdu johtuen positiivisesti varautuneiden ydinten sähköisestä poistovoimasta. Tähtien ydinten kuumuudessa suurella nopeudella tapahtuvissa törmäyksissä tämä on kuitenkin mahdollista kvanttimekaanisen tunneloitumisen avulla. Tapahtumassa ydin tunneloituu toisen ytimen ”sähköisen suojamuurin” läpi, vaikkei sen energia siihen riittäisikään. Tällöin tapahtuman hallitsevaksi vuorovaikutukseksi tulee vahva ydinvoima, joka vetää ytimiä toisiinsa huomattavasti sähköistä poistovoimaa voimakkaammin.[24]

Auringon kaltaisissa tähdissä energian tuotanto perustuu protoni-protoni-ketju -nimiseen fuusioreaktioiden sarjaan. Sarjassa neljä vetyatomin ydintä eli protonia fuusioituu kuvan mukaisesti kaksi neutronia ja kaksi protonia sisältäväksi heliumatomin ytimeksi. Reaktiossa vapautuu energiaa, sillä syntyneen heliumytimen massa on hieman pienempi kuin neljän protonin massa: ”kadonnut” massa on muuttunut energiaksi Einsteinin kuuluisan yhtälön E=mc2 mukaisesti. Osassa törmäyksistä vapautuu energiaa säteilynä, osassa syntyy neutriinoita ja osassa taas positroneja sähkövarauksen säilyttämiseksi. Positronit kuitenkin muuttuvat välittömästi säteilyksi, sillä ne annihiloituvat kohdatessaan vapaan elektronin.[11]

Jos tähden massa on Aurinkoa vähintään puolitoista kertaa suurempi, sen sisäosat saavuttavat noin 20 miljoonan asteen lämpötilan. Tällöin merkittäväksi energiantuotantomuodoksi nousee hiili-typpi-happi-sykli eli lyhyemmin hiilisykli. Kuten protoni-protoni-ketjussakin, myös tässä reaktiosarjassa vety-ytimet yhtyvät heliumytimiksi. Reaktion katalyytteinä kuitenkin toimivat hiili- happi- ja typpiytimet, joiden kokonaismäärä ei kuitenkaan reaktiossa muutu.[11]

Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi tapahtua myös uusia fuusioreaktioita, joissa syntyy yhä massiivisempia alkuaineita aina rautaan asti.[11][12]

Energian siirtyminen

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Energian siirtyminen pinnalle erimassaisissa tähdissä. Vasemmalla matalamassainen punainen kääpiö, keskellä auringon kaltainen keltainen kääpiö ja oikealla massiivinen sinivalkoinen tähti.

Fuusioreaktiossa syntyneen lyhytaaltoisen röntgen- ja gammasäteilyn siirtyminen tähden pinnalle kestää kauan, sillä säteilyn fotoneja pommitetaan jatkuvasti muilla hiukkasilla. Tämä muuttaa säteilyn aallonpituutta, kunnes tähden pinnalla suurin osa siitä on noin näkyvän valon kaltaista. Säteilyn siirtymistapa tähden pinnalle riippuu tähden massasta.[11]

Pienimassaisissa, Aurinkoa viileämmissä tähdissä energian siirtyminen pinnalle on hitaampaa kuin muissa tähdissä. Säteily liikkuu viileän aineen läpi hitaammin kuin sitä ehtii fuusioreaktiossa syntyä. Aine tähtien sisällä siis kuumenee. Kuumeneva aine virtaa hiljalleen kohti tähden pintaa ja kuljettaa säteilyä mukanaan. Tätä energiansiirtymistapaa kutsutaan konvektioksi.[25]

Auringon kaltaisten tähtien sisäosissa lyhytaaltoinen säteily pääsee etenemään melko vapaasti kohti pintaa. Pintaa kohti aine kuitenkin viilenee, ja lähempänä pintää säteilyn siirtymistapa muuttuu pieniä, viileitä tähtiä muistuttaviksi konvektiovirtauksiksi.[25]

Massiivisten ja kuumien tähtien sisäosissä energiantuotto on niin voimakasta, että pelkkä säteily pystyisi kuljettamaan riittävästi energiaa kohti pintaa. Näinpä massiivisten tähtien sisäosissa on usein konvektiovirtauksia. Ulommissa kerroksissa energia pystyy jälleen virtaamaan vapaasti, sillä säteily on jakaantunut tarpeeksi laajalle alueelle edetäkseen ilman konvektiota. Osat ovat silti tarpeeksi kuumia säteilyn vapaaseen kulkuun.[25]

Fyysiset ominaisuudet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Massa ja koko

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähden massa on mahdollista selvittää havainnoimalla sen painovoimakentän vaikutusta muihin lähellä oleviin kohteisiin. Menetelmää on helppo soveltaa kaksoistähtiin, joissa kaksi tähteä kiertää yhteistä massakeskipistettä. Kun tähtien kiertoaika ja etäisyys selvitetään, niiden massat voidaan laskea.[26] Yksittäisen tähden massan selvittäminen on äärimmäisen vaikeaa, mutta siitä on mahdollista esittää luotettava arvio vertaamalla tähden paikkaa HR-kaaviossa kaksoistähtiin, joiden massa tunnetaan. HR-kaaviossa samalla paikalla olevien tähtien massa on yleensä hyvin samankaltainen.

Tähdeksi määriteltävän kohteen massan alaraja on noin 0,08 Auringon massaa, sillä sitä pienemmät kohteet eivät pysty käynnistämään heliumin fuusiota ytimessään, ja ovat siten ruskeita kääpiöitä (jota voi pitää tietynlaisena harmaana alueena tähtien ja kaasujättiläisten välillä).[7] Pienin tunnettu tähti, jonka tiedetään fuusioivan heliumia, on 2MASS J0523-1403, jonka massan arvioidaan osuvan juuri edellä määritetylle rajalle.[27] Avoimista tähtijoukoista tehtyjen havaintojen perusteella tähtien massan ylärajan taas arvioidaan olevan noin 150 Auringon massaa, sillä ei tunneta tähtiä, joiden massa olisi luotettavasti tätä rajaa korkeampi.[28] R136a-nimisessä tähtijoukon ytimessä tiedetään olevan joitakin tämän massarajan ylittäviä tähtiä, mutta pidetään mahdollisena, että ne olisivat syntyneet kahden massiivisen kaksoistähtikomponentin törmäyksessä.[29]

Myös tähden halkaisijan selvittäminen on vaikeaa johtuen niiden todella suuresta etäisyydestä Maahan. Suurimmilla teleskoopeilla on mahdollista saada lähimpiä tähtiä näkymään kiekkoina, mutta tällöinkin ilmakehän aiheuttamat häiriöt tekevät mittaukset käytännössä mahdottomaksi. Niinpä mittaamiseen käytetään interferometria.[26] Vain joidenkin satojen tähtien halkaisija on onnistuttu mittaamaan.

Tähtien halkaisijat vaihtelevat halkaisijaltaan 10–20 kilometrin kokoisista neutronitähdistä[30] ja noin Maan kokoisista valkoisista kääpiöistä[31] jopa tuhat kertaa Auringon halkaisijaa suurempiin ylijättiläistähtiin. Tällä hetkellä suurin tunnettu tähti on UY Scuti, jonka halkaisijaksi on arvioitu 1708 ± 192 Auringon halkaisijaa.[32]

Lämpötila

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähden pintalämpötila voidaan arvioida sen värin perusteella. Mitä suurempi osa tähden säteilystä on lyhytaaltoista, sitä korkeampi on tähden lämpötila. Esimerkiksi Aurinko, jonka pintalämpötila on noin 6000 K, säteilee suurimman osan energiastaan näkyvänä valona ja näkyy keltaisena. Aurinkoa kuumemmat tähdet näyttävät sinisen sävyisiltä, viileämmät tähdet oransseilta tai punaisilta. Kaikista viileimmät ja kuumimmat tähdet voivat säteillä suurimman osan energiastaan infrapuna- tai ultraviolettisäteilynä. Määrittämällä tähden kahden eri aallonpituuden magnitudiero saadaan sen väri-indeksi, mitä voidaan käyttää pintalämpötilan likimääräiseen arvioimiseen.[33]

Tähtien pintalämpötilat vaihtelevat vain noin 2 600 kelvinistä yli 33 000 kelviniin.[2] Tähtien ytimet ovat paljon niiden pintaa kuumempia, usein kymmeniä miljoonia asteita. Punaisten jättiläisten pinta on auringonkaltaisten tähtien pintaa viileämpi, vaikka niiden ytimet ovat huomattavasti kuumempia.[14]

Koostumus

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Pääartikkeli: Tähden metallipitoisuus

Keskimääräinen tähti koostuu pääasiassa vedystä. Seuraavaksi yleisin alkuaine on helium, ja muita, raskaampia alkuaineita on vain muutama prosentti.[34] Esimerkiksi Auringon koostumus on 70,68% vetyä, 27,43% heliumia ja 1,89% raskaampia aineita.[35] Tähden iästä saadaan siis vihjeitä sen kemiallisesta koostumuksesta, sillä raskaammat alkuaineet yleistyvät tähtienvälisessä avaruudessa sitä mukaa, kun tähtisukupolvia kuolee räjähdyksissä. Enemmän raskaita alkuaineita sisältävät tähdet kuuluvat siis vanhempiin tähtisukupolviin. Osuutta kutsutaan metallipitoisuudeksi.[34]

Vuonna 2005 julkaistun tutkimuksen mukaan tähden korkeampi metallipitoisuus korreloi sitä kiertävien eksoplaneettojen kanssa.[36]

Tähtien kemiallisesta koostumuksesta voi saada tietoa analysoimalla niiden spektrissä esiintyviä, tietyille alkuaineille ominaisia absorptio- ja emissioviivoja. Absorptioviivat syntyvät, kun tähden pintakerrosten atomit imevät sen syvemmistä kerroksista tulevasta valosta niille ominaisia aallonpituuksia. Emissioviivoja esiintyy pääasiassa kuumempien tähtien spektreissä, ja ne taas syntyvät, kun pintakerrosten atomien virittyneet elektronit putoavat alemmille energiatasoille.[33][34]

Ikä

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Suurin osa tähdistä on noin 1–10 miljardin vuoden ikäisiä. Vanhin tunnettu tähti on nimeltään HD 140283 (lempinimeltään ”Metusalah-tähti”). Tähden iäksi on määritetty sen etäisyydestä, koostumuksesta, kirkkaudesta ja rakenteesta päätellen noin 14,5 miljardia vuotta, mikä olisi kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä (13,8 miljardia vuotta). Tämä ei kuitenkaan ole ristiriidassa alkuräjähdysteorian kanssa, sillä mittauksen epävarmuus on ±800 miljoonaa vuotta. Tähden todellinen ikä voisi siis olla noin sata miljoonaa vuotta maailmankaikkeuden ikää vähemmän.[37]

Pienemmät tähdet elävät pidempään kuin suuremmat tähdet, sillä ne käyttävät vetypolttoainettaan säästeliäämmin. Suurimpien tähtien elinikä voi olla vain joitakin miljoonia vuosia, kun taas pienimmät tähdet voivat elää jopa biljoonia vuosia.[7]

Katso myös

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Huomautukset

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
  1. ↑ Muita harvemmin käytettyjä luokkia ovat mm. Q, P, L, T, Y, C, R, N, S. Luokkaan Q kuuluvat novat, luokkaan P planetaariset sumut ja loput ovat erityisiä luokituksia viileille tähdille, joilla on havaittu olevan tietynlainen kemiallinen koostumus.
  2. ↑ Joskus käytössä on myös luokka 0 hyperjättiläisille ja luokka VII valkoisille kääpiöille.

Lähteet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
  • Adams, Fred & Laughlin, Greg: Maailmankaikkeuden elämäkerta: Ikuisuuden fysiikkaa. (Alkuteos: Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, 1999.) Suomentanut Mäkelä, Pekka. Helsinki: HLike, 2002. ISBN 952-471-018-8
  • Karttunen, Hannu: Tähdet ja maailmankaikkeus. Helsinki: Otava, 2005. ISBN 951-1-18866-6
  • Nicolson, Ian & Moore, Patrick: Tieteen maailma: Maailmankaikkeus. Suomentanut Jotuni, Pertti & Hakanen, Jarmo. Bonniers Bøger, 1992. ISBN 87-427-0407-3
  • Tähtinen, Leena & Pohjolainen, Silja: Aurinko: Tähden tarina. Helsinki: WSOY, 2005. ISBN 951-0-30083-7

Viitteet

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
  1. ↑ Tähti Kosmos. Ursa. Viitattu 10.9.2020.
  2. ↑ a b c Stellar Spectra 19.4.1999. Kalifornian yliopisto. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  3. ↑ a b Spektriluokittelu Ursa. Viitattu 16.1.2016.
  4. ↑ MacRobert, Alan: The Spectral Types of Stars skyandtelescope.com. 1.8.2006. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  5. ↑ a b Karttunen 2005, s. 204
  6. ↑ a b c Karttunen 2005, s. 206
  7. ↑ a b c d e f g Nicholson & Moore 1992, s. 29
  8. ↑ a b Adams & Laughlin 2002, s. 69–70
  9. ↑ a b c Adams & Laughlin 2002, s. 74–77
  10. ↑ a b c d e Karttunen 2005, s. 207–208
  11. ↑ a b c d e f Karttunen 2005, s. 201
  12. ↑ a b c d e f Nicholson & Moore 1992, s. 31−32
  13. ↑ Redd, Nora Taylor: Red Dwarfs: The Most Common and Longest-Lived Stars 27.11.2013. Space.com. Viitattu 18.4.2016. (englanniksi)
  14. ↑ a b c d Adams & Laughlin, s. 80
  15. ↑ a b Karttunen 2005, s. 209
  16. ↑ Adams & Laughlin 2002, s. 87
  17. ↑ a b Adams & Laughlin 2002, s. 88–89
  18. ↑ Our Tiny Universe: What's Really Visible at Night Space.com. Viitattu 26.8.2007. (englanniksi)
  19. ↑ Hyypiä, Tuomas: Uusi havainto kolminkertaisti arviot universumin tähtimäärästä Tekniikka & Talous. 2.12.2010. Viitattu 16.1.2016.
  20. ↑ Discovery triples number of stars in universe EurekAlert!. 1.12.2010. Yalen yliopisto. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  21. ↑ Darling, David: Proxima Centauri (Gliese 551) Internet Encyclopedia of Science. Viitattu 18.4.2016. (englanniksi)
  22. ↑ Nicholson & Moore 1992, s. 21
  23. ↑ Most Milky Way Stars Are Single 29.1.2006. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  24. ↑ a b Karttunen 2005, s. 200
  25. ↑ a b c Karttunen 2005, s. 202
  26. ↑ a b Nicholson & Moore 1992, s. 24–25
  27. ↑ Dieterich et al.: The Solar Neighborhood XXXII. The Hydrogen Burning Limit (PDF) Astronomical Journal. 2014. Viitattu 18.4.2016. (englanniksi)
  28. ↑ Schirber, Michael: Study: Stars Have a Size Limit 9.3.2005. Space.com. Viitattu 18.4.2016. (englanniksi)
  29. ↑ Banerjee et al.: The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters (PDF) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2012. Viitattu 18.4.2016. (englanniksi)
  30. ↑ Nicholson & Moore 1992, s. 26
  31. ↑ Nicholson & Moore 1992, s. 45
  32. ↑ Arroyo-Torres et al.: The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Sco, UY Sct and KW Sgr (PDF) Astronomy & Astrophysics. 2013. Viitattu 18.4.2016. (englanniksi)
  33. ↑ a b Nicholson & Moore 1992, s. 22–23
  34. ↑ a b c Richmond, Michael: The Chemical Composition of Stars and the Universe spiff.rit.edu. Viitattu 21.4.2016. (englanniksi)
  35. ↑ Tähtinen & Pohjolainen 2005, s. 137
  36. ↑ Fischer, Debra & Valenti, Jeff: The Planet-Metallicity Correlation (PDF) The Astrophysical Journal. Viitattu 21.4.2016. (englanniksi)
  37. ↑ Wall, Mike: Strange 'Methuselah' Star Looks Older Than the Universe 7.3.2013. Space.com. Viitattu 21.4.2016. (englanniksi)

Kirjallisuutta

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
  • Krauss, Lawrence M.: Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elämän syntyyn ja siitä edelleen. (Alkuteos: Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth...and Beyond, 2001.) Suomentanut Pietiläinen, Juha. Helsinki: Terra Cognita, 2002. ISBN 952-5202-51-8
  • Maalampi, Jukka (toim.): Minne menet, maailmankaikkeus?: Kirjoituksia kosmoksesta. Helsinki: Fysiikan kustannus, 2001. ISBN 951-97790-0-0
  • Valtonen, Mauri: Kvasaareja ja mustia aukkoja. Helsinki: Ursa, 1992. ISBN 951-9269-63-0
  • Karttunen, Hannu; Donner, Karl; Kröger, Pekka; Oja, Heikki & Poutanen, Markku: Tähtitieteen perusteet. (Neljäs laitos) Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5

Aiheesta muualla

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta tähdet.
Wikisitaateissa on kokoelma sitaatteja aiheesta Tähti.

 

Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=Tähti&oldid=21785584”