Tähti

Kohteesta Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli kertoo taivaankappaleesta. Katso muita merkityksiä täsmennyssivulta.

Tähti on painovoimansa koossa pitämä ja kasaan puristama plasmapallo, jonka jossakin kehitysvaiheessa tapahtuu ydinfuusiota. Maata lähin tähti on nimeltään Aurinko. Yötaivaalla on nähtävissä myös useita muita tähtiä, mutta yhdenkään niistä kirkkaus ei vedä vertoja Auringolle johtuen niiden erittäin suurista etäisyyksistä Maahan. Perinteisesti tähtiä on ryhmitelty erilaisiin tähdistöihin ja tähtikuvioihin.

Tähdet syntyvät pääasiassa vedystä koostuvien kaasusumujen romahtaessa kasaan painovoiman vaikutuksesta. Kun tähden ydin on muodostunut, se alkaa hiljalleen muuttaa vetyä heliumiksi ydinfuusiossa. Prosessissa syntyvä energia virtaa tähden keskustasta sen pinnalle ja säteilee myöhemmin ulkoavaruuteen. Tähti on tasapainotilassa, sillä sen sisäinen säteilynpaine estää painovoimaa romahduttamasta sitä enemmän kasaan. Kun tähden vetypolttoaine on kulunut loppuun, sen lopullinen kohtalo riippuu sen massasta: pienimmät tähdet hiipuvat hiljalleen, kun taas massiivisemmat laajenevat punaisiksi jättiläisiksi. Lopulta punaiset jättiläiset räjähtävät supernovan levittäen avaruuteen erilaisia alkuaineita. Räjähdyksen jäänteeksi voi jäädä esimerkiksi neutronitähti tai musta aukko riippuen räjähtäneen tähden massasta.

Havainnoimalla tähden liikettä, luminositeettia ja spektriä on mahdollista selvittää sen muita ominaisuuksia, kuten massa, ikä ja metallipitoisuus. On olemassa useita erilaisia tähtityyppejä. Yleisin työkalu niiden luokittelemiseksi on Hertzsprungin–Russellin kaavio.

Gravitationaalisesti sitoutuneet kahden tai useamman tähden tähtijärjestelmät ovat varsin yleisiä. Suuressa mittakaavassa tähdet ovat merkittävä osa galaksien rakennetta yhdessä tähtienvälisen kaasun ja pimeän aineen kanssa.

Luokittelu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Spektriluokka
Tähtien spektriluokitus[1]
Tyyppi Lämpötila Esimerkkitähti
O 33 000+ K Zeta Ophiuchi
B 10 500–30 000 K Rigel
A 7 500–10 000 K Altair
F 6 000–7 200 K Procyon A
G 5 500–6 000 K Aurinko
K 4 000–5 250 K Epsilon Indi
M 2 600–3 850 K Proxima Centauri

Yleisin tapa luokitella tähtiä on niiden jakaminen spektriluokkiin. Tämä on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Luokittelussa kuumimmat tähdet sijoitetaan luokkaan O, kun taas viileimmät tähdet sijoitetaan luokkaan M. Viilenevässä järjestyksessä luokat ovat O, B, A, F, G, K ja M. Joskus käytetään myös muita luokkia, kuten L (johon kuuluvat tähdet ovat niin viileitä, ettei niitä välttämättä voi edes pitää tähtinä) ja W (johon kuuluvat Wolfin–Rayetin tähdet). Lisäksi jokainen luokka jaetaan kymmeneen alaluokkaan, joita merkitään numeroilla 0–9 viilenevässä järjestyksessä.[1][2][Huom 1]

Lisäksi tähtiä voidaan luokitella luminositeettiluokituksella. Tämä luokittelutapa puolestaan perustuu tähtien säteisiin. Luokituksessa käytetään roomalaisia numeroita I–V, jossa luokka I kuvaa kaikista suurimpia ylijättiläistähtiä ja luokka V pääsarjan kääpiötähtiä. Luokka I voidaan myös jakaa omiin alaluokkiinsa Ia (kirkkaammille) ja Ib (himmeämmille ylijättiläisille). Lisäksi joskus käytössä on luokka VI, johon kuuluvat alijättiläistähdet. Käyttämällä kumpaakin edellä mainittua luokittelutapaa esimerkiksi Auringon luokaksi tulee G2 V.[2][3][Huom 2]

Tähtien kehitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Tähtien kehitys

Synty[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Tähtien synty
Kaavio Auringon kaltaisen, tyypillisen keskimassaisen tähden kehitysvaiheista.

Tähden kehityksen ensimmäinen vaihe on pääasiassa vedystä koostuvassa kaasu- ja pölypilvessä painovoiman vaikutuksesta tapahtuva hidas tiivistyminen. Prosessi nopeutuu lähdettyään käyntiin, ja sen kuluessa tiivistymän paine ja lämpötila kasvavat. Syntyy kaasun ja pölyn ympäröimä prototähti, joka on aluksi erittäin kirkas, mutta himmenee hiljalleen tiivistymisen jatkuessa. Kun prototähden ydin saavuttaa 10 miljoonan kelvinin lämpötilan, ytimen vety alkaa fuusioitumaan heliumiksi.[4]

Pääsarja[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Pääsarja

Ydinreaktioiden alettua tähden kutistuminen lakkaa, sillä sen sisäinen säteilynpaine alkaa vastustamaan painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Tällöin tähti on tasapainotilassa, ja se on siirtynyt pääsarjaan, missä suurin osa tähdistä viettää pääosan elämästään. Pääsarjavaiheen saavuttamiseksi tähden massan tulee olla vähintään 0,08 Auringon massaa. Muuten tähden ydin ei kykene saavuttamaan vetyfuusion alkamisen vaatimaa lämpötilaa, ja siitä kehittyy ruskea kääpiö, ”epäonnistunut tähti”.[4]

Auringon massainen tähti voi pysyä pääsarjavaiheessa noin 10 miljardia vuotta ennen kun sen vetypolttoaine alkaa loppua.[5] Massiivisemmat tähdet saavuttavat pääsarjavaiheen nopeammin, ja myös viettävät siinä vähemmän aikaa. Niiden elämä on siis pienimassaisempia tähtiä lyhyempi. Vastaavasti kaikista pienimassaisimpien tähtien elinikä on kaikista pisin: ne kuluttavat polttoainettaan säästeliäästi.[4][5]

Pääsarjan jälkeen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Punainen jättiläinen

Kun vedyn määrä tähdessä vähenee niin paljon, ettei sen fuusioituminen heliumiksi enää riitä vastustamaan tähden painovoiman kokon puristavaa vaikutusta, se alkaa kutistua uudelleen. Tällöin tähden ytimen lämpötila jälleen nousee. Kun lämpötila on saavuttanut 100 miljoonaa kelvinastetta, voi alkaa kolmialfareaktio, jossa tähden keskustassa olevan helium fuusioituu hiileksi. Tällöin tähti paisuu punaiseksi jättiläiseksi.[4] Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi alkaa edelleen uusia ydinreaktioita niiden kutistuessa ja kuumentuessa edelleen heliumin loputtua. Reaktioissa syntyy yhä massiivisempia alkuaineita aina rautaan asti. Auringon massaisessa tähdessä reaktioiden sarja todennäköisesti kuitenkin päättyy hiileen.[5]

Kaiken polttoaineen loputtua tähden lopullinen kohtalo riippuu sen massasta. Tähdet, joiden massa ei ylitä Chandrasekharin rajaa (joka on noin 1,4 Auringon massaa), luhistuvat valkoisiksi kääpiöiksi, kuumiksi Maan kokoluokkaa oleviksi kappaleiksi. Joskus rajan ylittävätkin tähdet menettävät massaansa ennen tuhoutumistaan planetaariseen sumuun niin, että jäävät rajan alle. Jos tähden massa taas ylittää tämän rajan, se päättää kehityksensä räjähtämänä valtavana supernovana, jossa tähden uloimmat osat sinkoutuvat avaruuteen. Räjähdyksessä voi syntyä myös rautaa raskaampia alkuaineita. Räjähdyksestä jää jäljelle tähden massata riippuen valkoistakin kääpiötä tiheämpi neutronitähti tai musta aukko, äärettömän tiheä gravitaationaalinen singulariteetti.[5]

Etäisyydet, määrä ja jakauma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubble-avaruusteleskoopin kuvaa Jousimiehen tähdistön suunnalta, läheltä Linnunradan keskusta.

Paljain silmin yötaivaalta on havaittavissa noin 2500 tähteä edellyttäen, että tarkkailijan näkökyky on virheetön ja havainto-olosuhteet ovat erinomaiset. Kaikki paljain silmin nähtävissä olevat tähdet kuuluvat kotigalaksiimme Linnunrataan, ja useimmat niistä näkyvät pistemäisinä tehokkaimmillakin kaukoputkilla.[6]

Yalen yliopiston tutkijoiden vuonna 2010 julkaisemien havaintojen perusteella havaittavassa maailmankaikkeudessa arvioitiin olevan noin 300 000 triljoonaa (3 × 1023) tähteä. Tarkan arvion tekemiseksi olisi kuitenkin tunnettava muuttujia, joista emme vielä ole varmoja, esimerkiksi maailmankaikkeuden galaksien määrä.[7][8]

Yksittäisten tähtien lisäksi on olemassa kahdesta tai useammasta tähdestä koostuvia tähtijärjestelmiä. Yksinkertaisin tällainen järjestelmä on kaksoistähti, jossa kaksi tähteä kiertää toisiaan yhteisen massakeskipisteen ympäri. Kolmoistähdet ja suuremmat tähtikokonaisuudet esiintyvät yleensä jonkinlaisena hierarkiana kaksoistähtien pareja. Kaikista suurimpia gravitaationaalisesti toisiinsa sitoutuneiden tähtien ryhmiä kutsutaan tähtijoukoiksi.

Noin 80 % massiivisista O- ja B-luokan tähdistä arvioidaan olevan osana gravitaationaalisesti sitoutunutta kahden tai useamman tähden järjestelmää. Punaisista kääpiöistä kuitenkin vain 25 % arvioidaan olevan vastaavasti sitoutuneita. Koska punaiset kääpiöt ovat yleisimpiä tähtiä, on todennäköistä, että suurin osa Linnunradan tähdistä esiintyy yksittäisinä.[9]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Huomautukset[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Muita harvemmin käytettyjä luokkia ovat mm. Q, P, L, T, Y, C, R, N, S. Luokkaan Q kuuluvat novat, luokkaan P planetaariset sumut ja loput ovat erityisiä luokituksia viileille tähdille, joilla on havaittu olevan tietynlainen kemiallinen koostumus.
  2. Joskus käytössä on myös luokka 0 hyperjättiläisille ja luokka VII valkoisille kääpiöille.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Nicolson, Ian & Moore, Patrick: Tieteen maailma: Maailmankaikkeus. Suom. Jotuni, Pertti & Hakanen, Jarmo. Bonniers Bøger, 1992. ISBN 87-427-0407-3.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Stellar Spectra 19.4.1999. Kalifornian yliopisto. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  2. a b Spektriluokittelu Ursa. Viitattu 16.1.2016.
  3. MacRobert, Alan: The Spectral Types of Stars 1.8.2006. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  4. a b c d Nicholson & Moore 1992, s. 29
  5. a b c d Nicholson & Moore 1992, s. 31−32
  6. Our Tiny Universe: What's Really Visible at Night space.com. Viitattu 26.8.2007. (englanniksi)
  7. Hyypiä, Tuomas: Uusi havainto kolminkertaisti arviot universumin tähtimäärästä Tekniikka & Talous. 2.12.2010. Viitattu 16.1.2016.
  8. Discovery triples number of stars in universe EurekAlert!. 1.12.2010. Yalen yliopisto. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)
  9. Most Milky Way Stars Are Single 29.1.2006. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Viitattu 16.1.2016. (englanniksi)

Kirjallisuutta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Adams, Fred & Laughlin, Greg: Maailmankaikkeuden elämäkerta: Ikuisuuden fysiikkaa. (Alkuteos: Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, 1999.). Suom. Mäkelä, Pekka. Helsinki: HLike, 2002. ISBN 952-471-018-8.
  • Krauss, Lawrence M.: Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elämän syntyyn ja siitä edelleen. (Alkuteos: Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth...and Beyond, 2001.). Suom. Pietiläinen, Juha. Helsinki: Terra Cognita, 2002. ISBN 952-5202-51-8.
  • Maalampi, Jukka (toim.): Minne menet, maailmankaikkeus?: Kirjoituksia kosmoksesta. Helsinki: Fysiikan kustannus, 2001. ISBN 951-97790-0-0.
  • Valtonen, Mauri: Kvasaareja ja mustia aukkoja. Helsinki: Ursa, 1992. ISBN 951-9269-63-0.
  • Karttunen, Hannu; Donner, Karl; Kröger, Pekka; Oja, Heikki & Poutanen, Markku: Tähtitieteen perusteet. Neljäs laitos. Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta tähdet.