Kysymyksiä Auringosta ja muista tähdistä

K: Kuinka Aurinko ja muut tähdet ovat syntyneet?

Aurinko on tavallinen tähti, jonka näemme vain hyvin läheltä.

Kuva © Kari A. Kuure.

V: Kaikki tähdet syntyvät pöly- ja kaasupilvistä luhistumalla. Luhistuminen käynnistyy yleisen käsityksen mukaan pilven lähistöllä tapahtuneen supernovaräjähdyksen aiheuttaman kaasupilven törmäyksestä.

Pilven luhistumisen aikana syntyy tiivistymiskeskuksia, joista myöhemmin syntyy tähtiä. Tiivistymiskeskukset keräävät ympäristöstään lisää kaasua ja pölyä ja samassa kaasu- ja pölypilvessä niitä voi olla tuhansia tai jopa miljoonia.

Tiivistysydin voi olla moniosainen, ja ne kiertävät toisiaan. Ehkä yleisintä on, että ytimiä on kaksi, sillä tähdistä suurin osa on kaksoistähtiä. Tiivistymisytimiä voi olla enemmänkin, mutta ne voivat yhdistyä toisiinsa kehityskaaren myöhemmässä vaiheessa.

K: Kuinka Aurinko ja tähdet tuottavat energiaa?

Auringon ytimessä tapahtuvat vedyn fuusioituminen 

tuottaa suurimman osan koko energiantuotannosta.

Kuva Wikimedia Commons.

V: Luhistumisen edettyä riittävän pitkälle tiivistymisytimien sisälämpötila ja paine kohoavat hyvin suureksi.  Tässä vaiheessa puhutaan jo prototähdestä. Kun lämpötila on kohonnut ytimessä noin 10 miljoonaan asteeseen, siellä käynnistyy energiantuotanto. Aluksi raskasvety, deuterium, yhdistyy (fuusioituu) toisten deuteriumytimien kanssa. Vapautuva energia kohottaa edelleen ytimen lämpötilaa ja kun se saavuttaa muutaman miljoona astetta korkeamman lämpötilan, käynnistyy (tavallisen) vedyn fuusio. Tällöin neljästä vety-ytimestä, protonista, tulee yksi helium-ydin ja energiaa vapautuu.

Auringon ja sitä pienempien tähtien energian tuotanto tapahtuu pääosin vety-fuusiolla. Aurinkoa merkittävästi raskaampien tähtien (≥1,5×M_Sun) ytimet kuumenevat kehityskaaren loppupuolella (sitä nopeammin mitä massiivisemmasta tähdestä on kysymys), jolloin energian tuotanto tapahtuu suurimmaksi osaksi hiili-typpi-happi (CNO-)-ketjussa. Nämä alkuaineet ovat raskaampia kuin vety ja helium ja vaativat fuusioituakseen korkeampia lämpötiloja ja suurempaa painetta.

K: Kuinka kauan tähdet toimivat?

HR-kaavio kertoo monien muiden asioiden lisäksi

tähden pääsarjaiän.

V: Tähdet eivät voi ikuisesti tuottaa energiaa, vaan se loppuu joskus.  Kuinka kauan tähti tuottaa energiaa, riippuu sen massasta. Aurinko ja samankokoiset tähdet ovat vakaan energiatuotannon vaiheessa (pääsarjassa) noin kymmenen miljardia vuotta. Aurinkoa pienemmät tähdet tuottavat energiaa tasaisesti tätä pidempään ja kaikkein pienimmät tähdet jopa satamiljardia vuotta.

Aurinkoa raskaammat tähdet kehittyvät nopeammin ja esimerkiksi kymmenen kertaa Aurinkoa massiivisempi tähti on pääsarjassa vain joitakin kymmeniä miljoonia vuosia ja kuusikymmentä kertaa Aurinkoa massiivisempi tähti vain muutaman miljoonan vuoden. Tämä saattaa tuntua oudolta, mutta se johtuu siitä, että massiivisemman tähden ytimessä lämpötila ja paine ovat suurempia kuin pienemmän tähden ytimessä.

Ydinfuusiot tapahtuvat sitä herkemmin ja runsaampana mitä korkeampi paine ja lämpötila ovat. Tästä syystä massiivisempi tähti käyttää fuusiokelpoista materiaalia enemmän ja nopeammin kuin pienempi tähti, ja huolimatta niiden suuremmasta massasta fuusiokelpoista ainetta ytimessä riittää lyhyemmäksi aikaa kuin pienemmillä tähdillä.

K: Mitä tapahtuu kun tähti on käyttänyt kaiken fuusiokelpoisen materiaalin?

V: Aurinko ja sitä pienemmät tähdet kokevat kehityskaarensa lopulla ns. heliumleimahduksen. Tämä tarkoittaa sitä, että tähden ytimessä lämpötila ja paine kasvavat sen verran, että heliumin fuusioituminen raskaammiksi hiileksi ja hapeksi on mahdollista. Heliumin fuusioituessa, siitä vapautuu energiaa enemmän kuin vedyn fuusiosta ja tästä syystä tähti säteilee enemmän valoa ja lämpöä.

Aurinko muuttuu punaiseksi jättiläiseksi

Punaiset jättiläistähdet ovat kooltaan yli satakertaisia

Aurinkoon verrattuna. Kuva Wikimedia Commons.

Säteilevän energiamäärän lisääntyessä tähti pyrkii säilyttämään ns. hydrostaattisen tasapainotilansa ja se on mahdollista vain, jos tähti laajenee. Näin käy myös Auringollemme ja laajimmillaan sen pinta ulottuu suunnilleen maapallon nykyisen radan tuntumaan. Tätä vaihetta Auringon kehityskaaressa kutsutaan punaiseksi jättiläistähtivaiheeksi ja Aurinkoa pienempien tähtien punaiseksi alijättiläisvaiheeksi.

Samaan aikaan tapahtuu muutakin! Säteilevän energian määrän kasvu aiheuttaa tähtituulen (tai aurinkotuulen) voimistumista. Tähti tavallaan kiehuu voimakkaammin ja samalla menettää osan massastaan avaruuteen. Kaiken kaikkiaan Auringon lasketaan menettävän massastaan noin 40 % tässä kehityskaaren vaiheessa. Tästä on omat seurauksensa planeetoille ja kaikille muille kappaleille, jotka kiertävät Aurinkoa.

Auringon massan vähetessä planeetat vaeltavat uloimmille radoille: maapallon arvellaan siirtyvän nykyisen Marsin radan tuntumaan. Vastaavasti Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus siirtyvät ulospäin jonkin matkaa. Sen sijaan Merkurius ja Venus päätyvät Auringon sisään ja ennen pitkään höyrystyvät olemattomiin. Niiden massat päätyvät osaksi Aurinkoa. Maapallon ei ehkä höyrysty, mutta on sen verran lähellä Auringon pintaa, että koko kiinteä kuori sulaa ja sulana se pysyy niin kauan kunnes Aurinko luhistuu valkoiseksi kääpiöksi.

Aurinko muuttuu valkoiseksi kääpiötähdeksi

Punainen jättiläistähtivaihe ei suinkaan ole viimeinen vaihe Auringon kehityskaaressa. Aikanaan tähden ytimessä helium tulee käytetyksi, jolloin paine tähden ytimessä ei enää ole riittävä hiilen ja hapen fuusioitumiselle. Energian tuotanto tyrehtyy ja tähden luhistuminen alkaa.

Lyyran rengassumu on varmasti tunnetuin ja

helpoimmin havaittavissa oleva planetaarinen

sumu. Kyva Wikimedia Commons.

Luhistumisen aikana ytimen lämpötila ja paine voivat vielä käynnistää heliumin rippeiden ja osittain myös hiilen ja hapen fuusioita lyhytaikaisesti.  Tällöin tähden koko voi kasvaa hetkellisesti mutta lopulta se luhistuu vääjäämättä valkoiseksi kääpiöksi. Auringosta syntyvä valkoinen kääpiötähti on suunnilleen maapallon kokoinen mutta massaltaan noin puolet Auringon nykyisestä massasta.

Planetaarisen sumun syntyminen

Tähden pintalämpötila kasvaa tiivistymisen seurauksena useisiin miljooniin asteisiin ja tähti säteilee voimakasta ultraviolettivaloa. Säteilyn vaikutuksesta ja osittain magneettikentän voimistumisen seurauksena tähden ympäristössä oleva kaasu (joka ei vielä ole ehtinyt pudota tähteen) laajenee ja lopulta törmää punaisen jättiläistähtivaiheen aikana tähdestä lähteneeseen kaasuun, muodostaen sen kanssa hienon planetaarisen sumun. Niinpä Auringon ympärille monien muiden samankaltaisten tähtien tavoin syntyy tällainen planetaarinen sumu.

K: Kuinka Aurinkoa massiivisempien tähtien käy?

V: Aurinkoa massiivisempien tähtien kehityskaaren loppu on toisenlainen. Heliumfuusion jälkeen aina vain raskaammat alkuaineet fuusioituvat kukin vuorollaan. Suuret ja massiiviset tähdet laajenevat (kuten Aurinkokin) ensin punaisiksi jättiläisiksi, mutta energiantuotannon jatkuessa entistä rajumpana, tähdet laajenevat keltaisiksi jättiläisiksi tai jopa punaisiksi ylijättiläisiksi. 

Jättiläistähtivaiheiden aikana tähtituuli on voimakasta ja tähdet menettävät merkittävän osan massastaan avaruuteen. Tähtituuli voi olla niin voimakasta, että massiiviset tähdet menettävät kokonaan vetyä sisältävän ylimmän kerroksen ja lopulta paljastuu niiden tiivis ydin. Tähtien ympärille syntyy hienoja sumuja, joita taivaalla on nähtävissä useita kymmeniä.

Energiantuotanto päättyy siinä vaiheessa kun tähden ytimessä syntyy rautaa, kobolttia ja nikkeliä. Näiden raskaiden metallien edelleen fuusioituminen vaatisi (lisä)energiaa ja sitä ei ole mistään saatavissa.

K: Kuinka supernova syntyy?

Supernova ylittää hetekellisesti kirkaudeltaan galaksin

jossa se sijaitsee. Kuva © Kari A. Kuure.

V: Massiivisen tähden energiantuotannon päättyminen johtaa, aivan samoin kuin Auringolla, tähden luhistumiseen.  Luhistuminen ei kuitenkaan pääty valkoiseen kääpiötähtivaiheeseen, vaan jatkuu. Seuraava vaihe on neutronitähti. Tällöin tähden atomit ja elektronit joutuvat niin lähelle toisiaan, että elektronit yhdistyvät protonien kanssa muodostaen neutroneja. Tästä tähden nimi, neutronitähti. Neutronitähden massa on suunnilleen samanlainen kuin valkoisella kääpiöllä mutta halkaisija vain 20–30 km.

Jotkut tutkijat ovat päätelleet seuraavan luhistumisvaiheen olevan kvarkkitähti. Tällaisissa tähdissä aineen tiheys on niin suuri, että neutronit lakkaavat olemasta ja kvarkit ja gluonit muodostavat äärimmäisen tiheän ja kuuman plasman. Kvarkkitähtiajatus on kuitenkin vielä sen verran uusi teoria, että niiden olemassa olo on epävarmaa ja tarkat ominaisuudet ovat vielä määrittelemättä. 

Neutronitähden muuttumista kvarkkitähdeksi kutsutaan kvarkkinovaksi ja siinä vapautuu valtavasti energiaa. Hyvin kaukaisessa maailmankaikkeudessa epäsäännöllisesti havaittavista gammapurkauksista osa saattaa olla kvarkkinovia. Ainakin kahden Linnunradassa olevan tähden epäillään olevan kvarkkitähtiä. Jos kvarkkitähtiä todella on, niiden halkaisija on allle 5 km.

K: Kuinka tähdestä tulee musta aukko?

Taiteilijan näkemys mustatsta aukosta. 

Kuva Wikimedia Commons.

V: Jos tähti on yli kahdeksan kertaa auringonmassainen, tähden kehitys ei pääty vielä neutronitähti- eikä kvarkkitähtivaiheeseen. Tähdestä tulee tämän jälkeen musta aukko viimeistään muutaman tunnin kuluessa neutroni/kvarkkitähden syntymisestä.

Massiivisen tähden ytimen luhistuessa, se muuttuu neutronitähdeksi (tai kvarkkitähdeksi), mutta suuriosa tähden ulkokerroksista putoaa edelleen kohti ydintä. Putoavan aine saa vastaansa neutronitähdeksi muuttumisen yhteydessä vapautuneet neutriinot ja mahdollisesti neutronitähden pinnasta pompanneen aineen sokkiaaltona. Tämän seurauksena tähden ulko-osan aine ei enää luhistukaan, vaan ”räjähtää” ulospäin.  Sen me näemme muutaman tunnin kuluttua supernovana.

K: Voiko Auringosta syntyä musta aukko?

V: Yksiselitteisesti ei! Auringon massa on liian vähäinen, jotta siitä tulisi musta aukko! Auringosta tulee valkoinen kääpiötähti, kuten aikaisemmin tässä artikkelissa kerrottiin.

K: Kuinka rautaa raskaammat alkuaineet syntyvät?

Alkuaineiden jaksollinen kaavio, johon on erikseen

merkitty niitä alkuaineita ja niiden isotooppeja,

joita syntyy supernovaräjähdyksen aikana. Rautaa raskaammat

alkuaineet ovat syntyneet neutronisieppauksella.

Kuva Wikimedia Commons.

V: Supernovaräjähdyksen aikana syntyy runsaasti hyvin nopeita neutroneja.  Vapautuvien neutronien nopeudet lähestyvät valonnopeutta ja ne törmäävät supernovanräjähdyksessä ulospäin kiitävään aineeseen, etenkin rautaan. Tällöin noin puolesta raudan määrästä muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita.

Tuoreen tutkimuksen mukaan mitä raskaammasta alkuaineesta on kysymys, sitä vähemmän sitä syntyy tavallisessa supernovaräjähdyksessä. Nykykäsityksen mukaan kultaa raskaampien alkuaineiden synty suurelta osin onkin tapahtunut kahden neutronitähden törmäyksen aiheutuneessa supernovaa muistuttavassa räjähdyksessä.

K: Mikä on supernovajäänne?

Supernovan SN1987A'n supernovajäänne ei ole muodoltaan

tyypillinen supernovajäänne, koska itse räjähdyksestä on

kulunut aikaa alle 30 vuotta, ja on sen vuoksi vielä voimak-

kaassa kehittymisen vaiheessa. Kuva Wikimedia Commons.

V: Supernovaräjähdyksen aikana avaruuteen sinkoutuneesta aineesta muodostuu supernovajäänne, jossa on runsaasti raskaita ja radioaktiivisia aineita. Supernovajäänne laajenee ja lopulta muutaman kymmenen tuhannen vuoden kuluttua katoaa näkyvistä.

Näkyvistä katoavat supernovajäänne ei kuitenkaan tarkoita sitä, että pilvi katoaisi tai lakkaisia olemasta. Vaikka sen tiheys ja lämpötila laskevat, sen sisältämä aine säilyy.

Tähtienvälisessä avaruudessa supernovajäänne voi kohdata kaasupilven, johon se aiheuttaa pilven luhistumisen. Samalla se rikastuttaa pilven vetyä ja heliumia raskaammilla alkuaineilla ja uusien tähtien synnyttyä niitä kiertäville radoille voi syntyä kivipintaisia planeettoja. Pilven alkaessa luhistua täyttyy yksi sukupolvi tähtien kehityshistoriassa.