Stjärnorna - Tähdet

Nedanstående innehåll är skapat av Mimers Brunns besökare. Kommentera arbete

Johdanto

Olen valinnut tähdet siitä syystä että ne yksinkertaisesti kiinnostavat minua. Olisin mielelläni tehnyt työn mustista aukoista, mutta semmoisia töitä kuulemma riitti. Kirjoitin työni suomeksi, sillä olen tehnyt suurimman osan ruotsiksi ja halusin vähän vaihtelua.

Historia

Tähdet ovat vetäneet puoleensa ihmisten kiinnostusta kautta aikojen. Jo muinaisessa Bablynoniassa ja Egyptissä tutkittiin tähtiä. Tutkintojen mukaan kumminkin nämä kansat pitivät tähtiä jumalallisina tai yliluonnollisina ilmiöinä, jota nykyään kutsuttaan astrologiaksi. En kumminkaan nytten ole alkanut tekemään työtä astrologiasta vaan astronomiasta.
Tähdet

Tähdet ovat suuria kaasupilviä jotka palaavat avaruudessa. Jokaisessa galaxissa on suurinpiirtein 500 miljardia tähteä. Yhteensä meidän universumissa olisi 100 000 triljoonaa tähteä. Kaikki tähdet jotka me voidaan nähdä on linnunradassa.

Nykytutkimusten mukaan saattaa olla äärettömästi muita universumeita.


Tähden synty

Nykyisen käsityksen mukaan tähti syntyy suuresta, pääasiassa vetyä sisältävästä kaasupilvestä, joka kutistuu oman painovoimansa vetämänä kokoon. Muiden tähtien räjähdyksissä syntyneet paineaallot voivat hajoittaa kaasupilven osiin, josta jokainen muodostuu omaksi tähdekseen. Kaasupilven kutistuessa sen molekyylit putoavat alemmaksi, jolloin putoamisessa vapautuva energia muttuu lämmöksi. Tähden lämpötila voi kohota jopa miljooniin asteihin. Jos lämpötila pääsee ylittämään 15 miljoonaa astetta vety-ytimet alkavat törmäämään toisiansa kohti ja ne muodostuvat helium ytimiksi (Tällasita kutsutaan Fuusioksi). Oikeastaan lämpötila ei riitä, vety-ytimet pitäisi olla myös tiheydessä niin että ne voisivat törmätä toisiinsa.

Siniset jättiläistähdet: Nämä tähdet ovat suurimpia ja kuumimmat tähdet. Siniset jättiläistähdet ovat paljon suurempia kuin aurinko. Siniset jättiläistähdet voivat jopa ylittää 30 000 ja ne lähettävät sinisiä energiaaltoja.


Keskikokoiset tähdet : Meidän aurinkomme on myös samanlainen keskikokoinen tähti. Näitten tähdiitten kuumuus on suurinpiirtein ja ne loistavat keltaista heikkoa valoa.


Ruskeat tähdet: Nämä tähdet eivät loista lainkaan, sillä ne ova 1/10 auringon massasta ja ovat silloin liian kylmiä tuottamaan heliumia. Tästä syystä ne eivät tuota energiaa.

Enenrgian tuotto

Vety-ydinten eli protonien yhtymisessä vapautuu runsaasti energiaa. Kaksi vety-ydintä eivät suoraan muodosta heliumin ydintä, vaan heliumin synty on monikertainen tapahtuma. Neljästä vedyn ytimestä syntyy yksi helium ydin ja kaksi positronia, ne ovat positiivisesti ladattu. Positronit eivät kumminkaan säily kauan, sillä heti kun se törmää elektrooniin se muuttuu energiaksi (Myös elektrooni). Yksinkertaisesti voi ajatella että yhden helium atomin valmistamiseen tarvitaa neljä protonia.
Vetyatomin massa tarkoittaa atomimassayksikköä. Neljä vetyatomia on 4,0312 u, joka fuusiossa syntyy yhdeksi heliumiatomiksi, jonka massa on 4,0026 u. Huomaamme että massaa on kadonnut. Tämä massa on muuttunut energiaksi Einsteinin E=mc2 kaavan mukaan. E tarkoittaa energiaa, m massaa ja c valon nopeutta avaruudessa.

Tähden kehitys

Tähti muutttaa vetyä heliumiksi lähes koko aikansa. Oman aurinkomme elinkaaren pituudeksi on arvioitu 9 000 000 vuotta. Suurissa tähdissä vedyn muuttuminen heliumiksi on nopeampaa, siksi kun ne ovat kuumempia ja niitten sisuksessa on korkeampi paine. Tästä syystä avaruudessa on kaiken ikäisiä tähtiä. Vety muuttuu heliumiksi yleensä omassa tahdissa, koska fuusion vapautunut energia aiheuttaa painetta, joka estää painovoiman pitämästä tähteä koossa. Näin tähti pysyy pitkiä aikoja tasapainossa. Fuusioreaktiot tapahtuvat tähden keskustassa, mistä lämpö kulkeutuu eri tavoin tähden pintaan.
Kun tähden keskustan kaikki vety on muuttunut heliumiksi, energiaa ei enään vapaudu. Painovoima on silloin vahvempi ja silloin tähti alkaa kutistua. Kutistumisessa vapautuu lämpöä, joka kuumentaa tähden niin paljon että siellä alkaa vedyn yhtyminen heliumiksi. Tästä syntyvä lämpö saa tähden ulkokerroksen laajenemaan ja tähti pullistuu läpimitaltaan monikertaiseksi. Laajrntuminen jäähdyttää tähden niin paljon että se alkaa hehkua punaista. Näin syntyy punainen jättiläinen.

Punaisen jättiläisen keskustassa oleva heliumi kuumenee kutistuessaan. Jos heliumin massa on vähintään 0,3 auringon massaa ja lämpötila vähintään 100 000 000, heliumin ytimet alkavat liittyä toisiinsa ja muodostavat hiilen ja happen ytimiä. Tähti alkaa sykkiä. Sen kirkkaus ja läpimitta vaihtelee säännölliseen tahtiin. Näitä kutsutaan ”sykkiviksi muuttujiksi. Joskus energia tuotto tähden keskustassa on niin rajua että tähden ulkokerrokset muodostavat ”planetaarisen sumun


Tähden kuolema

Jos tähden massa on riittävän suuri ydin reaktiot voivat jatkua sen jälkeen että heliumi on kulunut loppuun. Tämmöisessä ilmiössa alkaa syntymään keskiraskaita alkuaineita kuten piitä ja rautaa. Kumminkin joskus on ydinreaktion energian muodostuminen loppuva. Silloin on kiinni siitä jos tähen massa on suurempi tai pienempi auringon 1,4 Auringon massaa. Jos massa on on alle 1,4 auringon massaa siitä tulee valkoinen kääpiö, joka kutistuu kunnes tähden sisäinen paine voittaa sen painovoiman. Tällaisen tähden sisäinen paine ei synny lämpötilasta vaan tähden elekronien välisistä vuorovaikutuksista, jotka noudattavat kvantifysiikan lakeja. Valkoiset kääpiöt ovat vain planetan kokoisia. Se säteilee siihen jäännyttä lämpöenergiaa ja jäähtyy sen takia vähitellen.
Jos massa on yli 1,4 Aurinkoa, painovoima voittaa elektrooneista johtuvan paineen ja tähti jatkaisi kutistumaan. Tähden keskustassa paine kasvaa niin suureksi, että elektronit työntyvät protoneihin ja muodostavat niiden kannsa neutroneja. Tässä vaiheessa luhistuminen kiihtyy nopeaksi, että äkisti vapautuva painovoimaenergia kehittää uusia ydinreaktioita. Ydinreaktioista vapautuva massiivinen energiamäärä räjäyttää tähden ulkokerrokset tiehensä rajussa purkauksessa, joka näkyy taivaalla supernovana(Näistä hieman lisää lopussa). Jäljelle jää vain tähden keskusta, jossa on nyt pellkiä nutrooneja(neutronitähti). Neutronitähdet eivät ole kovin suuria. Useimmiten ne ovat suurinpiirtein parikymmentä kilometriä, koska se vastaa ainetiheydeltään atomin ydintä. Neutroonitähteä kutsutaan myös pulsaariksikoska nopean pyörimisensä takia se lähettää hyvin tiheästi toistuvia radiosignaaleja, pullseja.
...