Alates molekulaarpilvedest kuni tähtede jäänusteni: rännak läbi kosmilise evolutsiooni
Tähed on galaktikate põhilised komponendid – kosmilised "ahjud", kus tuumareaktsioonid kergetest elementidest loovad raskemaid. Kuid tähed on väga mitmekesised: nende massid, heledus ja eluiga erinevad väikseimatest punastest kääbustest, mis võivad elada triljoneid aastaid, kuni hiiglaslike superhiidudeni, kes särasid lühidalt, kuid väga eredalt, kuni plahvatavad supernoovadena. Tähetekke ja tähtede elutsükli mõistmine aitab aru saada, kuidas galaktikad jäävad aktiivseks, töötlevad gaase ja tolmu ning rikastavad universumit keemiliste elementidega, mis on vajalikud planeetide ja elu tekkeks.
Selles neljandas suuremas temaatilises plokis – Tähtede teke ja nende elutsükkel – käsitleme tähtede teekonda algsest seemnest pimedates, tolmustes pilvedes kuni sageli plahvatavate lõppstaadiumiteni. Allpool on toodud tulevaste peatükkide nimekiri:
-
Molekulaarpilved ja prototähed
Alustame pilguheitest tähtede hällidesse – pimedatesse, külmadesse galaktikavälistele molekulaarpilvedesse, mis on gaasi ja tolmu rikkad. Need pilved, mida mõjutab gravitatsioon, võivad laguneda prototähtedeks, mis kasvavad järk-järgult, kogudes massi ümbrusest. Magnetväljad, turbulents ja gravitatsiooniline lagunemine määravad, kui palju ja millise massiga tähti tekib ning kas moodustuvad ka parved. -
Peamise jada tähed: vesiniku süntees
Kui prototähe tuumas saavutavad temperatuur ja rõhk kriitilise taseme, käivitub vesiniku süntees. Enamiku aja veedavad tähed peamisel joonel, kus tuumareaktsioonide poolt tekitatud kiirgusrõhk tasakaalustab gravitatsioonilise tõmbe. Pole vahet, kas tegemist on Päikese või kauge punase kääbusega, see faas on tähtede evolutsiooni kõige olulisem etapp, mis tagab stabiilse säramise ja toetab potentsiaalseid planeedisüsteeme. -
Tuumasünteesi teed
Kõik tähed ei muuda vesinikku heeliumiks samal viisil. Siin käsitleme prooton-prooton ahelat, mis on tüüpiline väiksema massiga tähtedele (nt Päike), ning CNO tsüklit, mis on oluline suurema massi ja kuumemate tuumade puhul. Tähe mass määrab, milline sünteesitee domineerib ja kui kiiresti tuumareaktsioonid toimuvad. -
Väikese massiga tähed: punased hiiglased ja valged kääbused
Tähtedel, mis on Päikese sarnased või väiksemad, lõpeb vesiniku varu tuumas ja nad paisuvad punaste hiiglaste staadiumisse, jätkates tuumasünteesi väliskihis (heeliumist ja mõnikord raskematest elementidest). Lõpuks moodustavad nad väliskihist planeediudu ja tähe tuumast saab valge kääbus – väike, kuid väga tihe jäänuk, mis jahtub aeglaselt kosmoses. -
Suure massiga tähed: superhiiglased ja tuumakollapsi supernoovad
Suure massiga tähed läbivad sünteesietapid palju kiiremini, tootes tuumas järjest raskemaid elemente. Nad lõpetavad oma elu tuumakollapsi supernoovana, plahvatusega, mis vabastab tohutu energia ja loob rasked elemendid. Selline plahvatus võib jätta maha neutronitähe või musta augu, mis mõjutavad oluliselt oma ümbrust ja galaktika arengut. -
Neutronitähed ja pulsarid
Paljude supernoovade jäänuste iseloomulikuks tunnuseks on tugev gravitatsiooniline kokkusurumine, mis moodustab neutronitähe. Kui see pöörleb kiiresti ja omab tugevat magnetvälja, võib selle pinnalt kiirguda regulaarselt pulseeriv kiirgus – pulsar. Nende väga tihedate tähtede jäänuste jälgimine laiendab meie teadmisi ekstreemse füüsika kohta. -
Magnetarid: ekstreemsed magnetväljad
Eriline neutronitähtede klass – magnetarid – omab erakordselt tugevat magnetvälja, mis ületab Maa magnetvälja triljoneid kordi. Mõnikord kogevad magnetarid "tähetõmblusi" (starquakes), vabastades väga võimsaid gammakiirguse sähvatusi, mis on üks tugevamaid teadaolevaid magnetilisi nähtusi. -
Tähelistest mustadest aukudest
Kõrgeima massiga tähtede tuumade kokkukukkumine võib jätta maha musta augu. Need on piirkonnad, kus gravitatsioon on nii tugev, et isegi valgus ei pääse välja. Need tähelistest mustadest aukudest erinevad supermassiivsetest galaktikakeskustes ja võivad moodustada röntgenikiirguse kaheastmelisi süsteeme ning ühinedes tekitada tuvastatavaid gravitatsioonilaine signaale. -
Tuumasüntees: rauast raskemate elementide teke
Just supernoovades ja neutronitähtede ühinemistes tekivad rauast raskemad elemendid (nt kuld, hõbe, uraan), rikastades tähevahelist keskkonda. See pidev rikastamise ahel "külvab" galaktikatesse tulevaste tähtede põlvkondi ja võimalikke planeedisüsteeme. -
Kaksiktähtede süsteemid ja eksootilised nähtused
Paljud tähed tekivad kaksik- või mitmiksystemidena, mis mõjutab massi ülekannet ning põhjustab novade plahvatusi või I tüüpi Ia supernoovasid, kui valge kääbuse mass süsteemis jõuab Chandrasekhari piirini. Neutronitähtede või mustade aukude kaksikute ühinemised on gravitatsioonilaine allikad, mis kinnitavad dramaatilisi tähtede jäänuste lõppkokkupõrkeid.
Kokkuvõttes paljastavad need teemad tähtede kogu elutsükli – kuidas habras prototäht süttib, kuidas stabiilsed peamise jada faasid tagavad pikaajalise säramise, kuidas supernoovad rikastavad galaktikaid raskete elementidega ja kuidas tähtede jäänused lõpuks moodustavad kosmilise keskkonna. Nende tähtede lugude uurimine aitab astronoomidel sügavamalt mõista galaktikate arengut, universumi keemilist evolutsiooni ja tingimusi, mis võivad määrata planeetide ja ehk elu tekkimise paljude tähtede juures.