Mitä ovat erilaiset tähtityypit?
Sitä tarkastelemme tässä blogikirjoituksessa.
Hyvää tutkimista!
Tähtien eri tyypit maailmankaikkeudessa
Tähtiä on useita päätyyppejä, jotka riippuvat niiden koosta, valovoimasta ja eliniästä:
ruskeat kääpiöt – ”epäonnistuneet tähdet”, jotka muodostuvat tähtienvälisestä kaasupilvestä, kuten muutkin tähdet, mutta eivät koskaan saavuta riittävää massaa, tiheyttä ja sisäistä lämpöä käynnistääkseen ydinfuusioprosessin (eli alle 8 % Aurinkomme massasta). Vaikka ne saattavat hehkua heikosti, kun ne ovat vasta muodostuneet (ja ovat siksi itse asiassa pikemminkin punaisia kuin ruskeita), ne alkavat jäähtyä pian sen jälkeen, ja siksi niitä on hyvin vaikea havaita. Ne saattavat olla osa yleisintä tähtityyppiä.
Punaiset kääpiöt – pieniä, suhteellisen viileitä tähtiä, suurempia kuin ruskeat kääpiöt, mutta alle 40-50 % Auringon massasta. Suurin osa galaksimme tähdistä (lukuun ottamatta mahdollisia näkymättömiä ruskeita kääpiöitä) on punaisia kääpiöitä. Ne ovat paljon vähemmän valovoimaisia kuin Aurinkomme (suurimmankin punaisen kääpiön valovoima on vain noin 10 % Auringon valovoimasta), palavat paljon hitaammin ja elävät yleensä paljon pidempään.
Keltaiset kääpiöt – pääjaksotähdet, kuten oma Aurinkomme, Alpha Centauri A, Tau Ceti jne. jotka ovat yleensä 80-100 % Auringon koosta ja ovat itse asiassa valkoisempia kuin keltaisia. Niitä kutsutaan myös G V -tähdiksi niiden spektrityypin G ja valovoimaluokan V mukaan.
Valkoiset tähdet – kirkkaat pääjaksotähdet, joiden massa on 1,4-2,1 kertaa Auringon massa ja pintalämpötila 7 600°C-10 000°C, kuten Sirius A ja Vega.
Punaiset jättiläistähdet – kirkkaat jättiläistähdet, joiden massa on pieni tai keskisuuri (yleensä 0,5-10 Auringon massaa) ja jotka ovat tähtien kehityksen myöhäisessä vaiheessa, kuten Aldeberan ja Arcturus. Kun pääjaksotähti on sulattanut kaiken vetynsä heliumiksi, se alkaa polttaa heliumia tuottaakseen hiiltä ja happea ja laajenee moninkertaiseksi aiempaan tilavuuteensa ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi. Suhteellisen lyhyen ajan kuluttua (noin 200 miljoonaa vuotta) punainen jättiläinen erottaa uloimmat kerroksensa kaasupilveen, jota kutsutaan tähtisumuksi, ja romahtaa itseensä muodostaen valkoisen kääpiön. Suurimpia punaisia jättiläisiä kutsutaan punaisiksi superjättiläisiksi, ja ne ovat tilavuudeltaan maailmankaikkeuden suurimpia tähtiä (Antares ja Betelgeuse ovat tunnettuja esimerkkejä).
Valkoiset kääpiöt – tiheiden, loppuun palaneiden tähtien pienet kuoret, joissa ei enää tapahdu fuusioreaktioita, ja ne edustavat useimpien galaksissamme olevien tähtien evoluution lopputilaa. Kun punainen jättiläinen on käyttänyt heliuminsa hiilen ja hapen tuottamiseen ja sen massa ei riitä tuottamaan hiilen fuusion edellyttämiä ytimen lämpötiloja, se irtoaa uloimmista kerroksistaan muodostaen planetaarisen tähtisumun, jolloin jäljelle jää inertti hiili- ja happimassa. Valkoinen kääpiö on tyypillisesti Maan kokoinen, mutta 200 000 kertaa tiheämpi.
Mustat kääpiöt – hypoteettiset tähtijäänteet, jotka syntyvät, kun valkoinen kääpiö kylmenee ja pimenee noin kymmenen miljardin elinvuoden jälkeen. Mustia kääpiöitä on hyvin vaikea havaita, ja niitä olisi muutenkin hyvin vähän olemassa vain 13,7 miljardia vuotta vanhassa maailmankaikkeudessa.
Siniset jättiläiset – jättimäisiä, kirkkaita tähtiä, jotka ovat 10-100 kertaa Auringon kokoisia ja 10-1000 kertaa Auringon valovoimaisia. Massansa ja kuumuutensa vuoksi niillä on suhteellisen lyhyt elinikä, ja ne kuluttavat nopeasti vetypolttoaineensa loppuun ja päätyvät punaisiksi superjättiläisiksi tai neutronitähdiksi. Suurimpia ja kirkkaimpia tähtiä kutsutaan sinisiksi superjäteiksi ja hyperjäteiksi. Tunnetuin sininen superjättiläinen on Rigel, Orionin tähdistön kirkkain tähti, jonka massa on noin 20-kertainen Auringon massaan verrattuna ja jonka valovoima on yli 60 000 kertaa suurempi. Suurin ja kirkkain koskaan löydetty on 10 miljoonaa kertaa Auringon valovoimainen.
Neutronitähdet – tähtijäänteitä, jotka voivat syntyä massiivisten tähtien painovoiman aiheuttaman romahduksen seurauksena supernovan kaltaisessa tapahtumassa. Ne koostuvat lähes kokonaan romahtaneista neutroneista, ja ne ovat hyvin kuumia ja tiheitä. Vaikka tyypillisen neutronitähden massa on 1,35-2,1 kertaa Auringon massa, se on 60 000 kertaa Aurinkoa pienempi (halkaisija yleensä noin 20-30 kilometriä), ja valtavan tiheyden vuoksi sen painovoima on yli 200 miljardia kertaa suurempi kuin maapallon painovoima. Ne pyörivät hyvin nopeasti (erityisesti pian supernovaräjähdyksen jälkeen), ja jotkut niistä lähettävät säännöllisiä säteilypulsseja, joita kutsutaan pulsareiksi. Pienimmät romahtaneet tähdet muuttuvat yleensä valkoisiksi kääpiöiksi, ja suurimmat (yli 5 auringon massaiset) romahtavat kokonaan yksittäiseksi mustaksi aukoksi. muuttuvat tähdet – tähdet, jotka kasvavat ja pienenevät määräajoin ja näyttävät sykkivän. Muutokset näennäisessä kirkkaudessa voivat johtua tähden todellisen kirkkauden vaihtelusta tai siitä, että Maahan ei pääse tähden valon määrä.
Kaksoistähdet – kaksi lähekkäin olevaa tähteä, jotka kiertävät yhteistä massakeskipistettään. Itse asiassa suurin osa tähdistä on osa binääri-, kolmois- tai moninkertaisia järjestelmiä, ja tunnetuimpia esimerkkejä ovat Sirius Grand Canis -tähdistössä ja Alpha Centauri.
Löydä seuraava artikkelimme: universumin kuumin ja kylmin paikka