Sisältö
Tähdet koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumkaasuista. Ne vaihtelevat dramaattisesti kooltaan, valoisuudeltaan ja lämpötilaltaan, ja elävät miljardeja vuosia siirtymällä useiden vaiheiden läpi. Oma aurinko on tyypillinen tähti, yksi sadoista miljardeista, jotka roskaisevat Linnunrataa.
syntymä
Tähdet syntyvät suurissa galaktisissa taimitarhoissa, joita kutsutaan sumuniksi, latinalainen sana, joka tarkoittaa pilviä. Nebulae ovat tiheitä pöly- ja kaasupilviä, joista voi syntyä satoja tähtiä. Joillakin sumualueilla kaasu ja pöly kerääntyvät yhteen kohoumina. Uusi tähti syntyy, kun yksi näistä kohoumista kertyy niin paljon massaa, että se romahtaa oman painovoimansa vaikutuksesta. Tiivistyvän pilven lisääntynyt tiheys saa sen lämpötilan nousemaan merkittävästi. Lopulta lämpötila nousee niin korkeaksi, että tapahtuu ydinfuusio, joka muodostaa “vastasyntyneen” tähden, jota kutsutaan protostariksi.
Pääsekvenssitähdet
Kun protostari on kerännyt tarpeeksi massaa ympäröivistä kaasu- ja pölypilvistä, siitä tulee pääsekvenssin tähti. Pääsekvenssin tähdet sulavat vetyatomeja yhdessä muodostaen heliumin prosessissa, joka tunnetaan ydinfuusiona. Tähdet voivat olla tässä vaiheessa miljardeja vuosia. Aurinko on tällä hetkellä pääjärjestyksessä.
Tähteen valoisuus riippuu suuresti sen massasta. Mitä massiivisempi pääsekvenssitähti, sitä enemmän valoisuutta se näyttää. Pääsekvenssin tähden väri osoittaa tähden lämpötilan. Kuumat tähdet näkyvät sinisinä tai valkoisina ja viileämmät tähdet punaisina tai oransseina. Tähden massa vaikuttaa myös sen elinkaareen. Mitä enemmän massaa tähdellä on, sitä lyhyempi sen käyttöikä on.
Punaiset jättiläiset
Miljoonien vuosien palamisen jälkeen pääsekvenssitähti lopulta polttaa polttoaineensaannin, koska suurin osa sen vedystä muuttuu heliumiksi ydinfuusion avulla. Ylimääräinen helium aiheuttaa tähtilämpötilan nousun. Kun näin tapahtuu, tähti laajenee punaiseksi jättiläiseksi.
Punaiset jättiläiset ovat väriltään kirkkaan punaisia. Ne ovat myös suurempia ja paljon valoisempia kuin pääsekvenssin tähdet. Kun punaisen jättilän ydin jatkaa romahtamista painovoiman vaikutuksesta, siitä tulee riittävän tiheä muuttamaan jäljelle jääneen heliumin määrän hiileksi. Tämä tapahtuu noin 100 miljoonan vuoden ajanjaksolla, kunnes tähden on aika kuolla. Aivan kuten massa sanoo tähden kirkkauden, se myös määrää tähden kuoleman tavan.
Valkoiset kääpiöt
Pääsekvenssitähteistä, joilla on pienempi massa, lopulta tulee valkoisia kääpiöitä. Kun punainen jättiläinen on palanut heliuminsa kautta, tähti menettää massan. Sen jäljellä oleva hiilen ydin jatkaa jäähtymistä ja kirkkauden pienenemistä miljardien vuosien ajan, kunnes siitä tulee valkoinen kääpiö. Lopulta valkoinen kääpiötähti lakkaa tuottamasta energiaa kokonaan ja tummuu tullakseen mustalle kääpiölle. Valkoiset kääpiötähdet ovat pienempiä, tiheämpiä ja vähemmän valoisia kuin punaiset jättilähetähdet. Valkoisten kääpiötähteiden tiheys on niin suuri, että pelkkä lusikka valkoista kääpiömateriaalia painaa useita tonneja.
supernovat
Pääsekvenssitähteiden, joilla on suurempi massiivisuus, on tarkoitus kuolla dramaattisissa ja väkivaltaisissa räjähdyksissä, joita kutsutaan supernovoiksi. Kun nämä tähdet ovat palanneet heliumin tarjonnansa kautta, jäljelle jäävä hiiliydin muuttuu lopulta rautaksi. Sitten tämä rautaydin romahtaa oman painonsa alla, kunnes se saavuttaa pisteen, jossa aine alkaa pomppia pois pinnastaan. Kun tämä tapahtuu, tapahtuu massiivinen räjähdys, joka tuottaa loistavan valon salaman, joka on yhtä suuri kuin kokonaisen tähtigalaksin valoisuus. Joidenkin supernoova-räjähdysten aikana protonit ja elektronit yhdistyvät neutroneiksi. Tämä puolestaan johtaa erittäin tiheiden tähtien muodostumiseen, joita kutsutaan neutronitähteiksi.