jättiläisvaihe


jättiläisvaihe

Selite Tähden kehityksen pääsarjavaihe päättyy, kun ytimen vetyvarasto on kulutettu loppuun. Tähti siirtyy polttamaan vetyä ydintä ympäröivässä kuoressa. Pienimassaisilla tähdillä siirtyminen tapahtuu vähitellen, kun taas massiiviset tähdet suorittavat tässä vaiheessa nopean hypyn HR-diagrammassa.

Heliumytimen massa kasvaa vedyn palaessa. Samalla ulko-osat laajenevat ja tähti siirtyy HR-diagrammassa lähes vaakasuoraan oikealle. Konvektiivisen vaipan kasvaessa tähti lähestyy Hayashi-käyrää, jota se ei kuitenkaan voi ylittää. Koska säde kuitenkin edelleen kasvaa, tähden on siirryttävä ylöspäin pitkin Hayashi-käyrää, jolloin sen luminositeetti kasvaa. Tähdestä on tullut punainen jättiläinen.

Pienimassaisen tähden ytimen massan kasvaessa tiheys kasvaa niin suureksi, että ydin degeneroituu. Ytimen lämpötila jatkaa edelleen kasvuaan. Koko ydin on samassa lämpötilassa degeneroituneen kaasun hyvän lämmönjohtokyvyn ansiosta. Jos tähden massa on suurempi kuin 0.26 Auringon massaa, keskustan lämpötila saavuttaa lopulta 100 miljoonan asteen lämpötilan, mikä riittää, jotta helium voi palaa hiileksi kolmialfaprosessilla.

Heliumin palamisen alkaminen yhtä aikaa koko keskustassa nostaa äkkiä keskustan lämpötilaa. Toisin kuin normaali aine, degeneroitunut aine ei laajene, vaikka lämpötila nousee, ja siksi lämpötilan nousu vain kiihdyttää edelleen ydinreaktioita. Aine ei voi kuitenkaan enää pysyä degeneroituneena, kun lämpötila nousee liian korkeaksi, ja siksi se hetkessä muuttaa olomuotoaan ionisoituneeksi ideaalikaasuksi. Kaasu pyrkii nopeasti laajenemaan, toisin sanoen tapahtuu räjähdys. Räjähdys, heliumleimahdus, tapahtuu vain pari sekuntia sen jälkeen, kun heliumin palaminen alkaa.

Heliumleimahdus ei kuitenkaan merkitse tähden hajoamista, vaan ulko-osat pystyvät tehokkaasti vaimentamaan räjähdyksen. Luminositeetti ei kasva leimahduksen aikana, kuten voisi olettaa, vaan pienenee, sillä vaikka tähden sisäosat laajenevat, ulko-osat kutistuvat. Leimahduksessa vapautunut energia muuttuu laajentuneen keskustan potentiaalienergiaksi. Heliumleimahdus on siten tähden rakenteen nopea mukautuminen uusiin olosuhteisiin, joissa helium palaa rauhallisesti hiileksi degeneroitumattomassa ytimessä.

Heliumleimahduksen jälkeen tähti on hypähtänyt HR-diagrammassa jättiläistähtien horisontaalihaaralle. Kehitys ei ole kuitenkaan suoraviivaista. Tähti voi liikkua HR-diagrammassa edestakaisin useita kertoja ennen kuin se asettuu uuteen tasapainotilaan.

Kun helium loppuu ytimestä, tähdessä on kaksi eri syvyydellä olevaa kuorta. Ulommassa kuoressa tapahtuu vedyn palaminen ja sisemmässä heliumin. Tällainen rakenne on epävakaa ja tähden aine voi sekoittua tai massaa voi purkautua avaruuteen planetaarisen sumun kaltaiseksi kuoreksi.

Raskailla tähdillä (massa yli 1.5 Auringon massaa) keskuslämpötila on suurempi ja tiheys pienempi kuin kevyillä tähdillä, eikä ydin ole degeneroitunut. Niinpä heliumin palaminen alkaa rauhallisesti tähden keskusosien kutistuessa ja jatkuu, kunnes keskustan helium on muuttunut hiileksi. Sen jälkeen heliumin palaminen siirtyy ohueen kuoreen.

Sisäosat kutistuvat ja kuumenevat edelleen, ja kun lämpötila on kohonnut riittävästi, syttyy hiili palamaan, sitten happi ja pii. Lopulta tähti koostuu sisäkkäisistä kuorista, jotka sisältävät eri alkuaineita, raskaimmilla tähdillä (M > 15 Auringon massaa) aina rautaan asti.

Jättiläisvaiheen loppu

Heliumin palamisen jälkeinen kehitys riippuu oleellisesti tähden massasta. Syynä on se, että tähden massa määrää, kuinka suureksi lämpötila voi nousta tähden sisäosissa ja kuinka voimakkaasti degeneroitunut tähti on silloin, kun raskaammat ydinpolttoaineet syttyvät.

Tähdissä, joiden massa on alle 3 Auringon massaa, lämpötila ei nouse riittävän suureksi, jotta hiili syttyisi niiden keskustassa. Jättiläisvaihe päättyy siihen, että säteilypaine puhaltaa tähden ulko-osat avaruuteen. Ulko-osista syntyy hitaasti laajeneva kaasupilvi, planetaarinen sumu. Kuumasta sisäosasta sen sijaan tulee valkea kääpiö.

Tähdissä, joiden massa on 3-15 Auringon massaa, hiili tai happi syttyy samaan tapaan räjähdysmäisesti kuin helium syttyy degeneroituneessa aineessa: tapahtuu hiili- tai happileimahdus. Tämä on paljon voimakkaampi kuin heliumleimahdus ja merkitsee siksi tähden räjähtämistä supernovana. Räjähdyksessä tähti todennäköisesti hajoaa kokonaan.

Kaikkein massiivisimmat tähdet, M > 15 Auringon massaa. palavat sisäosistaan raudaksi ⁵⁶Fe asti. Kun niiden ydin on muuttunut raudaksi, kaikki mahdolliset energianlähteet on käytetty. Raskaampien alkuaineiden rakentaminen vaatisi lisää energiaa, samoin hajoaminen keveämmiksi aineiksi.

Kuvassa on esitetty kaavamaisesti 30 Auringon massaisen tähden rakenne tässä vaiheessa. Tähti koostuu sisäkkäisistä kerroksista, joiden rajalla on järjestyksessä sisältä päin piin ²⁸Si, hapen ¹⁶O ja hiilen ¹²C, heliumin ⁴He sekä vedyn ¹H palamiskuoret. Tämä ei kuitenkaan ole stabiili tilanne, sillä ydinreaktioiden päättyessä ytimessä paine pienenee ja ydin luhistuu. Luhistumisessa vapautuva energia hajottaa keskustan rautaytimet aluksi heliumytimiksi, jotka edelleen hajoavat protoneiksi ja neutroneiksi. Peräkkäiset rauta- ja heliumytimien dissosioitumiset vaativat energiaa ja kiihdyttävät tähden sisuksen luhistumista. Vaikutus on samankaltainen kuin esimerkiksi vetymolekyylien hajoamisella prototähden luhistuessa.

Sisäosien luhistuminen tapahtuu dynaamisessa aikaskaalassa, joka tähden sisuksen suuren tiheyden vuoksi on vain joitakin sekunnin murto-osia. Myös ulko-osat luhistuvat, vaikkakin hitaammin. Lämpötila kasvaa tällöin kerroksissa, jotka sisältävät palamatonta ydinpolttoainetta. Kohonneen lämpötilan vaikutuksesta ydinreaktiot tapahtuvat nyt räjähdysmäisesti ja vapauttavat suunnattomasti energiaa muutamassa sekunnissa.

Lopputuloksena on tähden ulko-osien räjähtäminen supernovana. Sisäosan luhistuminen on kuitenkin niin nopeaa, että se jatkuu ulko-osien kohtalosta riippumatta. Tiheyden kasvun myötä sisäosissa protonit yhtyvät elektroneihin muodostaen neutroneita. Lopulta tähden sisus koostuu lähes yksinomaan neutroneista, jotka suuren tiheyden vuoksi alkavat degeneroitua. Degeneroituneet neutronit aiheuttavat degeneraatiopaineen, joka pysäyttää sisuksen luhistumisen. Jos sisäosan massa on kuitenkin riittävän suuri, luhistuminen voi tuottaa mustan aukon.

Erikieliset vastineet

giant stage

englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 18.12.2024: Tähtitiede:jättiläisvaihe. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:jättiläisvaihe.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →