Heliumleimahdus

Kohteesta Wikipedia
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Heliumin fuusio tähden ytimessä.

Heliumleimahdus (heliumflash) on melko kevyen tähden kehitysvaihe, jossa helium alkaa äkkiä fuusioitua hiileksi. Heliumin fuusioituminen vaatii huomattavasti korkeamman lämpötilan kuin vetyfuusio. Tämä tapahtuu silloin, kun pääsarjan jättäneestä tähdestä on tullut punainen jättiläinen[1] ja vety loppunut tähden ytimestä. Vety fuusioituu silti tähden ytimen ulkopuolisessa kuoressa. Tähden ydin on suureksi osaksi degeneroitunut.

Ennen heliumleimahdusta tähden heliumydin kutistuu ja kuumenee hitaasti, kun siihen tulee lisää heliumia tähden keskustan ympärillä kuoressa fuusioituvasta vedystä. Kun tähden keskustan lämpötila nousee noin sataan miljoonaan asteeseen, helium alkaa fuusioitua hiileksi. Vaikka helium alkaa palaa tähden ytimessä räjähdysmäisesti, tähden ulko-osat vaimentavat räjähdyksen ja heliumleimahdus saa tähden etsimään uutta tasapainoa. Uusi tasapaino löytyykin niin sanotusta horisontaalihaarasta, jossa on keltaisia jättiläistähtiä.

Myös valkean kääpiön pinnalla voi helium fuusioitua kolmialfareaktiossa, missä kolme heliumydintä muuttuu hiiliytimeksi. Joissain jättiläistähdissä tapahtuu ajoittaisia heliumleimauksia, kun helium välillä fuusioituu loppuun, välillä syttyy uudestaan, kun vedyn kuorikerrospalaminen tuottaa lisää vetyä.

Raskailla tähdillä ei ole degeneroitunutta heliumydintä, ja heliumin fuusioituminen alkaa niissä rauhallisesti.

Heliumflash[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kun tähti kehittyy siihen pisteeseen, että vety loppuu sen keskustasta, suhteellisen kevyen tähden ytimeen syntyy kuuma heliumydin, jonka säteily puhaltaa tähden ulko-osat laajalle. Näin tähdestä tulee jättiläistähti, Auringon massaisesta ensin keltainen, sitten oranssi ja lopulta punainen jättiläinen.

Heliumflash tapahtuu, kun tähti on muuttunut jättiläistähdeksi. Heliumflashin tapauksessa tähden keskustassa on noin 10 % tähden massainen heliumydin, jonka ulkopuolella vety fuusioituu heliumiksi kuorimaisessa kerroksessa[2]. Heliumkaasu on osittain degeneroitunut, toisin sanoen tähden heliumydin muistuttaa jossain määrin valkeaa kääpiötä. Ennen heliumflashia tähti on suurimmaksi osaksi vaipaltaan konvektiivinen, toisin sanoen lämpö virtaa sen laajassa ulkokerroksessa pääosin virtausten avulla. Tällöin tähti liikkuu HR-kaaviossa ylöspäin niin sanottua Haysahi-käyrää, joka on lähes pystysuora. Käytännössä tämä tarkoittaa sitä, että tähden pintalämpötila pysyy suunnilleen vakiona viilentyen vain vähän, ja tähti kirkastuu jatkuvasti. Kun vety fuusioituu kuoressa, siitä jää heliumia tähden ytimeen, joka kasvaa jatkuvasti, supistuu ja kuumenee hitaasti.

Heliumin fuusioituminen alkaa äkisti suunnilleen silloin, kun tähden ytimessä on noin sadan miljoonan asteen lämpötila, ja tähden kirkkaus on 4000 aurinkoa[2]. Fuusioituminen räjäyttää tähden keskustan, koska korkeampi lämpötila purkaa heliumkaasun degeneraation. Räjähdysenergia menee osin tähden ytimen laajentamiseen, osin ulko-osat vaimentavat räjähdyksen.[3].

Helium fuusioituu nyt tähden keskustassa kolmialfareaktiossa, jossa kolme heliumydintä törmäävät yhteen hiiliytimiksi.

Koska tähden keskustassa on jälleen alkanut ydinreaktio, käy niin, että tähden keskusta on taas laajempi, ja ulko-osat supistuvat.

Heliumflashin jälkeen tähti asettuu keltaisten jättiläisten niin sanottuun horisontaalihaaraan, jossa tähden pintalämpötila on Auringon lämpötilan luokkaa ja kirkkaus hyvin karkeasti sanottuna 50-100 Auringon verran.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Larsson-Leander 1975, s. 258
  2. a b Larsson-Leander 195, s. 257
  3. Tähtitieteen perusteet,lähde tarkemmin? neljäs painos, sivu 365