Alkuun Tähdistöt Aurinkokunta Tähtisumuja Linnunrata Tähden elämä Galaksit Maailmankaikkeus
In English Etelätaivas Revontulet Kuu Silloin ennen Menetelmät Mars Taivaalla nyt

Tähden elämä ja alkuaineet

Tähdet syntyvät avaruuden kaasu ja pölypilvien tiivistyessä kasaan oman painovoimansa vaikutuksesta.

Tähdet tuottavat energiaa fuusioreaktiossa, joka on ydinreaktio, jossa keveät atomiytimet yhdistyvät raskaammiksi ytimiksi ja samalla vapautuu energiaa. Yleisin fuusioreaktio on vety ytimien yhdistyminen heliumiksi. Tähden sisällä on tarpeeksi korkea lämpötila ja paine fuusion tapahtumiseen.

Elämänsä lopussa auringon kaltainen tähti tuottaa planetaarisen sumun. Tähti on noin 6-10 miljardia vuotta loistettuaan tullut elämänsä loppuun ja fuusioreaktiot sen keskustassa ovat pysähtymässä. Tässä loppuvaiheessa tähden ydin kutistuu ja ytimen lämpötila nousee uudelle tasolle. Samalla tähden ydin on epävakaa vuoroin laajenee ja supistuu. Korkea lämpötila ja sykkiminen puhaltavat tähden ulkokerrokset avaruuteen tuottaen planetaarisen sumun. Fuusioreaktiot ovat tuottaneet alkuainekerroksia tähteen siten että vetykerros on pinnalla, sen alla helium ja alkuainekerroksia tähden keskustan hiileen ja happeen asti. Näiden kerrostumien vuoksi planetaarisen sumun uloin kerros yleensä hehkuu punaisena, joka on ionisoituneen vedyn tunnusomainen väri avaruudessa. Tällainen loppuvaihe on tähdillä jotka ovat alle 3 kertaa aurinkomme painoisia. Esimerkiksi Lyyran rengassumu M57 ja Ketun Nostopainosumu M27 ovat tällaisia. Planetaarisen sumun keskelle jää pieni tähden ydin, valkoinen kääpiötähti joka hiljalleen hiipuu vuosimiljardien aikana. Valkoinen kääpiö on noin maapallon kokoinen.

Tähdet jotka ovat painoltaan yli 3 auringon massaa tuottavat fuusioreaktioissa alkuaineita aina rautaan saakka. Rauta ei enää fuusioidu tähdessä. Tästä syntyy painavalle tähdelle raju loppu. Kun fuusioreaktiot pysähtyvät keskuksessa, niin tähteä tasapainossa pitävä säteilypaine loppuu. Tähti alkaa luhistua kasaan. Atomiytimet puristuvat toisiinsa kiinni ja elektronit yhdistyvät protoneihin, tuottaen neutroneja. Koko luhistumistapahtuma kestää muutamia sekunteja ja johtaa tähden ulko-osien räjähtämiseen supernova räjähdyksenä. Tällöin tähti loistaa yhtä kirkkaasti kuin galaksin kaikki tähdet yhteensä. Esimerkkeinä supernovajäänteistä ovat M1 Äyriäissumu ja Joutsenen Harsosumu.

Kun tähden massa on välillä 3-6 auringon massaa niin keskelle jää lopulta 30 kilometrin läpimittainen neutronitähti, jonka massa on noin auringon massa. Teelusikallinen tätä neutronitähteä painaa kerrostalon verran.

Jos tähden massa on yli 6 auringon massaa, niin neutronien paine ei riitä pysäyttämään keskuksen luhistumista, vaan se jatkuu mustaksi aukoksi saakka. Eli massa kutistuu alle 6 kilometrin kokoon, jolloin painovoima rajalla on niin suuri että edes valo ei pääse pakenemaan sieltä. On syntynyt musta aukko.

Supernovaräjähdyksissä syntyvä energia tuottaa raskaat alkuaineet raudasta eteenpäin aina uraaniin saakka. Eli räjähdystapahtuman energia saa aikaan laajenevassa ulkokuoressa rautaytimien yhdistymistä raskaammiksi alkuaineiksi.

Kotitähtemme Auringon elin-ikä on noin 10 miljardia vuotta. Aurinkomme on nyt elämänsä puolivälissä. Painavat tähdet ovat huomattavasti lyhyt-ikäisempiä, vain kymmeniä miljoonia vuosia.

Punaiset kääpiötähdet ovat massaltaan pieniä verrattuna aurinkoomme. Niissä ydinreaktiot tapahtuvat hitaasti ja ne ovat hyvin pitkäikäisiä. Ne voivat saavuttaa jopa 100 miljardin vuoden iän. Noin 75% galaksimme tähdistä on punaisia kääpiöitä. Ne ovat enimmäkseen niin himmeitä että emme näe niitä paljain silmin.

Maailmankaikkeus syntyi noin 13 miljardia vuotta sitten alkuräjähdyksessä ja sen jäljiltä maailmankaikkeus oli keveiden alkuaineiden vedyn ja heliumin täyttämä. Raskaampia alkuaineita ei ollut, vaan ne syntyivät myöhemmin tähtien kuolemissa: planetaariset sumut ja supernovaräjähdykset kylvivät raskaita alkuaineita avaruuteen. Meidän Aurinko ja planeetat syntyivät noin 4.5 miljardia vuotta sitten kaasu ja pölypilvestä, jossa elämän tarvitsemat raskaammat alkuaineet olivat valmiina kylvettynä.

Ne atomit jotka meissä ovat, ovat syntyneet muinaisissa tähdissä: Olemme tähtiainesta.

Supernovajäänne Messier 1, Äyriäissumu, Härän tähdistössä. Etäisyys 6300 valovuotta, Kulmakoko taivaalla 6 kaariminuuttia ja todellinen läpimitta 11 valovuotta. Tähti räjähti supernovana vuonna 1054. Tämän kirkkaan tähden Arabit, Kiinalaiset ja Japanilaiset merkitsivät muistiin. Se oli taivaan kirkkain kohde, visuaalisesti neljä kertaa Venus planeettaa kirkkaampi ja näkyi helposti päivätaivaallakin. Sumun keskellä on halkaisijaltaan 28-30 kilometriä kokoinen neutronitähti, joka pyörii akselinsa ympäri 30 kertaa sekunnissa. Kohde on voimakas röntgen ja gamma säteilylähde. Kuvattu 15.3.2015 Celestron 8 F6.3 fokuksessa. Valotukset 24 x 30 sekuntia, ISO6400.

Kuvasarja galaksissa M101 räjähtäneestä supernovasta SN2011ef ja M82 galaksin supernovasta SN2014J sekä galaksin M65 supernovasta SN2013am. Galaksin M101 etäisyys on 27 miljoonaa valovuotta ja se sijaitsee Ison Karhun tähdistössä. Ensimmäisen kuvan vasemmalla otin 5 kuukautta räjähdyksen kirkkaimman vaiheen jälkeen. Kolmannessa kuvassa elokussa 2012 supernova on vielä himmeänä nähtävissä. Marraskuun 2012 kuvassa sitä ei enää erota. Ensimmäisen ja toisen kuvan laatu on heikko, kuvattu valosaasteessa, mutta oleellinen, eli supernovan kirkkaus suhteessa muihin tähtiin näkyy. Kolme ensimmäistä otosta ovat yksittäisiä valotuksia ja oikeanpuoleinenon pinottu kuva viidestä ruudusta. Kaukoputkena Celestron 8. Kamerana kahdessa ensimmäisessä kuvassa on Canon Eos 550D ja kahdessa viimeisessä Eos 60Da. Kuvien kirkkaat tähdet ovat oman galaksimme linnunratamme tähtiä. Galaksissa M82 on usein supernovia.

Harsosumu Joutsenen tähdistössä. Supernovajäänne tähdestä joka räjähti noin 6000 vuotta sitten. Etäisyys 1470 valovuotta. Puolikaarien väli taivaalla on 3 astetta. Itäkaari (vasemmalla) on kohdeluetteloissa Caldwell 33(NGC6992) ja länsikaari on Caldwell 34 (NGC6960). Räjähdyksestä on voinut syntyä musta aukko, sillä alueen keskeltä ei ole löydetty neutronitähteä. Sumun löysi William Herschel vuonna 1784. Kuvattu 28.8.2013 EF400L telezoomilla asetettuna 300 millimetriin. Valotukset 4 x 3 minuuttia, ISO 1600.

Planetaarisia sumuja.
M76 Little Dumbbel Joutsenessa. Etäisyys 3400 valovuotta.
Caldwell 39 Eskimo sumu Kaksosten tähdistössä. Etäisyys 2870 valovuotta.
M27 Nostopainosumu Ketun tähdistössä. Etäisyys 1250 valovuotta.
Caldwell 6 Kissansilmäsumu Kefeuksen tähdistössä. Etäisyys 3300 valovuotta.
M57 Lyyran tähdistössä. Etäisyys 2300 valovuotta.
M97 Pöllösumu Ison Karhun tähdistössä. Etäisyys 2600vv

Joutsenen tähdistössä Eta Cygni tähden vieressä on voimakas röntgen lähde Cygnus X-1 . Se on musta aukko joka kiertää sinistä jättiläistähteä HDE 226868. Etäisyys 6070 valovuotta. Kuvattu 25.9.2017.

Osa tähdistä on kaksoistähtiä jotka kiertävät toisiaan. Alla on kolme sellaista. Joutsenen tähdistön Albireo ja Ajokoirien tähdistön Cor Caroli. Albireo on 430 valovuoden etäisyydellä ja tähtien näennäinen kulmavälimitta on 35 kaarisekuntia. Tähdet kiertävät toisensa 100000 vuodessa. Albireon kirkkaampi tähti on 5 kertaa auringon massainen ja se on 1200 kertaa kirkkaampi kuin aurinkomme. Cor Caroli on 110 valovuoden etäisyydellä ja tähtien näennäinen kulmavälimitta on 20 kaarisekuntia. Tähdet kiertävät toisensa 7900 vuodessa. Käärmeen tähdistön kaksoistähti Alyan etäisyys on 132 valovuotta. Tähtiparin väli on 22 kaarisekuntia ja magnitudit 4.62 ja 4.98.

Barnardin tähti on punainen kääpiötähti 5.98 valovuoden etäisyydellä Käärmeenkantajan tähdistössä. Se on toiseksi lähin tähti aurinkokuntaamme, Alpha Centauri kolmoistähden jälkeen. Tähti on massaltaan 14% Auringon massasta ja läpimitta 20% Auringon läpimitasta. Tähden pintalämpötila on 3100 astetta ja sen kirkkaus on 0.0004 kertaa Auringon kirkkaus. Tähti liikkuu taivaalla huomattavan nopeasti, noin 10 kaarisekuntia vuodessa. Se liikkuu 142 km/s suhteessa aurinkoomme ja se tulee olemaan lähimpänä aurinkokuntaamme vuoden 11800 paikkeilla, jolloin sen etäisyys on 3.75 valovuotta. Mutta silloinkin se on sen verran himmeä että se ei näy paljain silmin. Tähti on iältään 10 miljardia vuotta, eli yli tuplasti Aurinkomme ikä. Vuonna 1998 tähdessä havaittiin voimakas flare purkaus. Kuvassa alla näkee Barnardin tähden liikkeen 13 kuukauden aikana. Barnardin tähteä kiertää planeetta, Barnard b, jonka massa on 3 kertaa maapallon massa. Planeetan pintalämpötilaksi on laskettu -170 C astetta.

Nova Delphini 2013

Alla kuva uudesta Novasta 15.8.2013 Delfiinin tähdistössä. Kohde löydettiin 14.8.2013. Tämä Nova erottuu taivaalla paljain silmin. Kyse on kaksoistähtijärjestelmästä, jossa toinen osapuoli on tiheä valkoinen kääpiötähti. Toinen osapuoli on jättiläistähti joka on elämänsä loppuvaiheessa laajentunut. Jättiläistähdestä virtaa materiaa valkoisen kääpiön pinnalle. Kun materiaa on virrannut tarpeeksi, niin syttyy äkillinen fuusioreaktio valkoisen kääpiön pintakerroksessa. Tämä näkyy Nova-räjähdyksenä, jolloin tähden kirkkaus voi kasvaa jopa satatuhatkertaiseksi.

KIC 8462852 - Tabbyn tähti

Kepler satelliitti jolla etsitään ekso-planeettoja on tehnyt kiinnostavia havaintoja tähdestä KIC 8462852 , joka sijaitsee Joutsenen tähdistössä, lähellä Denebiä. Tähti himmenee välillä 20% tietyllä tavalla, jota toistaiseksi on vaikea selittää. Sadan vuoden aikana tähti on himentynyt kokonaisuudessaan 20 prosenttia. Yhtenä vaihtoehtona on spekuloitu että onko tässä vieras sivilisaatio rakentamassa jotain kotitähtensä ympärille? SETI instituutti on aloittanut kohteen radiokuuntelun. Alla on kuva arkistostani tähdestä 5s syyskuuta 2012 ja toinen ottamani kuva 20 elokuuta 2016. Voi arvioida että kuvien ottohetkellä tähti ei ole himmenneenä. Kuvaan on merkitty myös avonainen tähtijoukko NGC 6866, joka helpottaa kohteen etsimistä taivaalta. Tähden etäisyys on noin 1500 valovuotta ja visuaalinen kirkkaus yleensä m11.88. Tähteä kutsutaan myös nimellä Tabbyn tähti löytäjänsä Tabetha Boyajian mukaan. Aiheesta lisää:
Universe Today 9.8.2016: Tabby’s Star Megastructure Mystery Continues To Intrigue
Universe Today 21.10.2015: SETI Institute Undertakes Search for Alien Signal from Kepler Star KIC 8462852
Patrick Rowan's Skywatch: Is alien megastructure blocking this star's light?

Copyright (c) for pictures, 2017 Harry Rabb. All rights reserved.

Linkki alkusivulle.