Kaksoistähden kehitys
Kaksoistähden kehitys: useimmat yksittäiset tähdet kehittyvät siten, että kun vety loppuu niiden ytimestä, ne kirkastuvat punaisiksi jättiläisiksi. Kevyemmät tähdet elävät pidempään, koska ovat viileämpiä ja niiden keskusta on kylmempi ja harvempi. Silloin vety palaa niissä hitaammin.
Jos kaksoistähden osatähdet ovat kaukana toisistaan, osatähtien kehitys on samanlainen kuin yksittäisillä tähdillä.
Lähekkäisten kaksoistähtien osatähtien kehitys saattaa olla hyvinkin erilainen kuin yksittäisten tähtien, koska tähtien välillä tapahtuu joissain kehitysvaiheissa massan siirtoa.
Algol-paradoksi[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Monet tunnetut kirkkaudeltaan muuttuvat kaksoistähdet ovat niin sanottuja Algol-tähtiä, joissa viileämpi, pintakirkkaudeltaan himmeämpi tähti pimentää välillä kuumempaa, pinnaltaan kirkkaampaa tähteä. Monesti Algol-muuttujissa on kevyempi alijättiläistähti ja raskaampi pääsarjan tähti[1].
Alijättiläistähdet ovat tähtien kehitysteorian mukaan pidemmälle kehittyneitä kuin pääsarjan tähdet.
Tätä havaintojen ja teorian välistä ristiriitaa sanotaan Algol-paradoksiksi.
Tähtien välillä kulkeva massavirta selittää Algol-paradoksin.
Nyt nähtävä kevyempi, pidemmälle kehittynyt alijättiläistähti oli alussa raskaampi ja kehittyi nopeammin. Silloin se täytti painovoimarajan, Rochen pinnan, jonka yli laajentunut tähden osa alkoi virrata kevyempään tähteen. Aikaa myöten kevyemmästä tähdestä tuli raskaampi. [2]. Massavirta siirtää massaa raskaasta tähdestä kevyeen ja tähtien massasuhde vaihtuu.
Lähekkäisten kaksoistähtien kehitystä määrääviä tekijöitä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Lähekkäisen kaksoistähden kehityksen määräävät tähtien massat ja tähtien etäisyydet. Kaksoistähden raskaampi komponentti kehittyy aina nopeammin kuin kevyempi ja suurenee vanhetessaan. Kun tähti kasvaa niin sanotun Rochen pinnan yli, alkaa massavirta kevyempään komponenttiin[2].
Kun massavirta alkaa pääsarjassa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Jos massavirta alkaa pääsarjavaiheessa, jolloin tähti on suhteellisen vakaa, massa siirtyy termisessä aikaskaalassa kiihtyvällä vauhdilla, koska kriittinen säde pienenee ja tähti pyrkii kehittyessään kasvamaan. Terminen aikaskaala on Auringolla noin 30 miljoonaa vuotta. Kun tähtien massasuhde on suunnilleen käänteisluku alkuperäisestä, massavirran suunta vaihtuu. Toisesta tähdestä tulee alijättiläinen. Komponenttien kirkkaudet eivät eroa paljoa toisistaan ja jos kaksoistähti on pimennysmuuttuja, sen valokäyrä on Beta Lyrae -tyyppinen[3]. Lopulta syntyy kontaktikaksoistähti.
Kun massavirta alkaa jättiläisvaiheessa kevyellä kaksoistähdellä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Jos massavirta alkaa vasta heliumin palamisvaiheessa, syntyy massan virtausta termisessä aikaskaalassa. Tässä tapauksessa pienimassaiset ja suurimassaiset tähdet kehittyvät eri tavoin.
Kevyessä kaksoistähdessä, jossa painavampi komponentti on alle 2,5 Auringon massaa, helium syttyy degeneroitumattomassa ytimessä.
Syntyy Algol-tyyppinen pimennysmuuttuja, jossa kevyt alijättiläinen luovuttaa massaa raskaalle pääsarjan tähdelle. Tämä tähti on puoliksi erillinen kaksoistähti, jossa vain toinen komponentti täyttää Rochen pinnan. Alussa massansiirto on nopeaa, myöhemmin hitaampaa. Alijättiläisen ulkokerros kuluu loppuun ja siitä tulee valkea kääpiö.
Jos helium ei degeneroidu alun perin raskaammassa tähdessä, siitä tulee heliumtähti, ja massavirta tähtien välillä pysähtyy, kun helium syttyy tähden keskustassa[4].
Nämä tähdet ovat massansiirtovaiheessaan Beta Lyrae -tähtiä, ja hitaassa vaiheessaan Algol-tähtiä.
Seuraava kehitysvaihe voi olla valkea kääpiö ja pääsarjan tähti, joka muuttuu jättiläistähdeksi. Jättiläinen vuodattaa massaa valkean kääpiön pinnalle saaden aikaan novapurkauksia. Lopulta valkoisen kääpiön massa ylittää Chandrasekharin rajan (1,4 Auringon massaa), jolloin valkoinen kääpiö räjähtää supernovana.
Massavirta voi alkaa jo heliumin syttymisvaiheessa, jossa tähden säde on pienempi, tai raskaammilla tähdillä hiilen syttymisvaiheessa[5].
Raskas kaksoistähti, jossa massavirta alkaa jättiläisvaiheessa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Alussa kumpikaan tähti ei täytä Rochen rajaa, joten massan siirtoa tähtien välillä ei tapahdu[6][7]. Tähti on Algol-tyyppinen pimennysmuuttuja myös toisessa vaiheessa, missä toinen tähti täyttää Rochen pinnan ja vuodattaa massaa kevyempään. Raskaampi tähti menettää massansa muuttuen kevyemmäksi, ja aluksi raskaammasta tähdestä tulee ensin heliumtähti (Wolf-Rayet-tähti) ja sitten neutronitähti tai musta aukko supernovaräjähdyksen jälkeen. Tämän jälkeen aluksi kevyempi, nyt raskaampi tähti puhaltaa voimakasta tähtituulta saaden aikaan röntgensäteilyä neutronitähden ympärillä. Lopulta tähti laajenee niin suureksi, että suora massavirta saa aikaan kaasukiekon, joka tukahduttaa röntgenlähteen. Ylijättiläisestä tulee lopulta heliumtähti ja toinen Wolf-Rayet-vaihe alkaa. Lopputulos on kaksi kompaktia tähteä kiertämässä toisiaan tai vanha ja nuori kompakti tähti kiitämässä avaruudessa eri suuntiin.
Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- Hannu Karttunen, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet. Neljäs laitos, Ursan julkaisuja 87. Helsinki: Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5, ISSN 0357-7937.
- Karl Johan Donner et al.: Auringosta äärettömyyteen. Ursan julkaisuja 13. Ursa, 1979. ISBN 951-9269-09-6.
Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- ↑ Auringosta äärettömyyteen, sivu 126
- ↑ a b Tähtitieteen perusteet, Neljäs laitos, Luku 11.6 Lähekkäisten kaksoistähtien kehitys, sivu 370
- ↑ Auringosta äärettömyyteen, sivu 134
- ↑ Auringosta äärettömyyteen, sivu 137
- ↑ Auringosta äärettömyyteen, sivu 131
- ↑ Tähtitieteen perusteet sivu 372
- ↑ Auringosta äärettömyyteen, sivu 140