Tähtede evolutsioon – eluetapid, punane hiiglane ja lõppstaadiumid

Tähtede evolutsioon: avasta eluetapid udukogust põhiseeriasse, punane hiiglane ja lõppstaadiumid — valge kääbus, neutrontäht või must auk.

Tähtede evolutsioon on uurimine, kuidas täht muutub aja jooksul. Tähed võivad väga palju muutuda ajavahemikus, mis jääb nende tekkimise ja energia lõppemise vahele. Kuna tähed võivad toota valgust ja soojust miljoneid või miljardeid aastaid, uurivad teadlased tähtede evolutsiooni, vaadeldes erineva massi ja vanusega tähti ning nende muutusi aja jooksul.

Tähe eluetapid on üldjoontes järgmised: udukogu, põhiseeria täht, punane hiiglane ja kas valge kääbus, millele järgneb must kääbus, neutrontäht või must auk. Allpool on iga etapi selgitus, mis aitab mõista, miks tähed elavad nii erinevalt sõltuvalt nende massist ja sisemisest toimimisest.

Tähe teke — udukogust protostärini

Tähed tekivad tihedatest ja külmadest gaasi- ja tolmupilvedest, mida nimetatakse udukogudeks. Tegeliku tekkimise algus saabub siis, kui piirkond udukogus hakkab gravitatsiooni mõjul kokku kukkuma. Kokkutõmbumine soojendab gaasi: tekib prototäht, mis eraldab energiat peamiselt gravitatsioonilise töö tulemusena. Kui kesktemperatuur ja -rõhk kasvavad piisavalt, algab tuumades vesinikustuumas ehk ahelreaktsioon, mis stabiliseerib tähe ja viib selle põhilise eluetapi, põhiseeria tähe staatusse.

Põhiseeria — stabiilne tuumaaneel

Põhiseeria etapis muundatakse tähe südamikus vesinik heeliumiks tuumade fusiiooni abil. See protsess vabastab suures koguses energiat, mis hoiab tähe tasakaalus: sisemine rõhk toetab välja gravitatsioonilist kokkusurumist. Tähe mass määrab väga palju selle temperatuuri, heleduse ja eluea:

• Väiksemad tähed (nn punased kääbused) põlevad aeglaselt ja võivad püsida põhilisel seerial miljardeid kuni triljoneid aastaid.
• Keskmise massiga tähed (näiteks meie Päike) elavad põhilisel seerial umbes 10 miljardit aastat; Päikese vanus on praegu umbes 4,6 miljardit aastat.
• Suurema massiga tähed kulutavad kütust palju kiiremini ja elavad vaid mõni miljon kuni paarikümne miljoni aasta jooksul, seejuures võivad nad olla palju helgemad ja kuumemad.

Punane hiiglane ja järgnev faas

Pärast vesiniku ammendumist südamikus lakkab südamik olema piisavalt kuum, et vesinikufusioonit toetada; selle tulemusena südamik tõmbub kokku ja välised kihid paisuvad, jahtudes ning muutudes eredaks, suureks ja punakaks — tekib punane hiiglane. Sõltuvalt tähe massist ja koostisest võivad järgneda järgmised etapid:

• Keskmise ja madala massiga tähed võivad läbida heeliumituuma püsiku süttimise (mõnikord heeliumvälgu staadium madalamas massis) ning seejärel aset leida asümptootilise hiiglasjaohtuna (AGB), kus toimuvad kihi põletused ja tugevad massikadu.
• Suurema massiga tähed läbivad järjestikuseid tuumapõlemise faase (hiilgutaboonidest kuni rauani), moodustavad mitmetasandilise kesta ja lõppkokkuvõttes tekib rauast raudtuum, mis enam energiat ei vabasta ja viib kiire lagunemiseni.

Lõppstaadiumid — valge kääbus, neutrontäht, must auk

Tähe lõpp sõltub peamiselt tema algmassist:

• Valge kääbus: Keskmise ja madala massiga tähed püüavad punase hiiglase faasis välja visata väliskihid, tekitades tihti kaunid gaasihülgad (planeetide udukogud). Järelejäänud tihe südamik jääb jahtuma valge kääbuseks — elektrondegenereerumisega toetatud objektiks. Valge kääbus aeglaselt jahtub ja teoreetiliselt võiks aja jooksul muutuda mustaks kääbuseks, kuid universumi vanus on liiga väike, et selliseid täielikult jahtunud objekte tänapäeval leiduda.
• Neutrontäht: Kui kerratud südamiku mass pärast supernoovatõrget jääb teatud piiridesse, surutakse elektronid ja prootonid kokku neutroniteks ning tekib neutrontäht. Need on äärmiselt tihedad ning mõnel juhul pöörlevad kiiresti ja kiirgavad raadio-, x- või gammakiirgust (pulsarid).
• Must auk: Kui järelejäänud südamiku mass ületab teatud künnise (kõrgem kui neutrontähe kandevõime), ei suuda ka neutrontuunnetumine gravitatsiooni peatada ja tekib must auk, punkt, kust isegi valgus ei pääse.

Muutujad ja erandid

Reaalses elus on palju nüansse: tähe keemiline koostis, pöörlemine, kaksiktähe süsteem ja massiülekanne võivad kõik järsult muuta evolutsiooni rada. Näiteks kaksiktähtede kokkupõrkel võivad tekkida erakordsed sündmused nagu tüübita supernoovad või kilonoad (neutronitähtede ühendumisel), mis toodavad raskeid keemilisi elemente (nt kuld, plaatina).

Kuidas teadlased uurivad tähti

Teadlased kasutavad vaatlusi (valguse erinevad lainepikkused), tahkeid teooriaid ja arvutisimulatsioone, et modelleerida tähtede elu. Oluline tööriist on Hertzsprungi–Russelli diagramm, mis näitab tähti nende heleduse ja pinnatemperatuuri alusel ning aitab mõista, millises evolutsioonilise staadiumis tähed asuvad.

Kokkuvõtlikult sõltub tähe kogu elu peamiselt tema algmassist ja keemilisest koostisest: need määravad, kuidas täht põleb, kui kaua ta püsib stabiilsena ja milliseks lõplikuks järeltulijaks ta muutub — valge kääbus, neutrontäht või must auk.

Kuidas sünnib täht

Täht alustab oma elu tolmu- ja gaasipilvena, mida nimetatakse uduks. Seda tõmbab kokku gravitatsioon, mis põhjustab selle kuumenemise. Samuti hakkab ta pöörlema ja näeb välja nagu pall. Kui ta muutub piisavalt kuumaks, hakkab ta tuumasünteesi kaudu energiat eraldama, muutes vesiniku heeliumiks. See paneb ta väga eredalt särama ja muutub selliseks, mida astronoomid nimetavad põhiseeria täheks. See võib jääda peamise järjestuse täheks, mis näeb välja umbes samasugune, miljardeid aastaid.

Muutused heleduses ja temperatuuris, kui täht nagu meie Päike vananeb.

Otsing