Täheareng

Täheareng (ka täheevolutsioon) on protsess, mille käigus prototähest tekib sobivate asjaolude kokkulangemisel täht.

Tähe eluiga sõltub selle massist ja ulatub mõnest miljonist aastast (kõige massiivsemad tähed) triljonite aastateni (kõige väiksema massiga tähed), mis on märkimisväärselt pikem aeg kui universumi vanus. Kõrvalolevas tabelis on näha tähtede eluea ja nende massi seos.^[1]

Kõik tähed sünnivad gaasi- ja tolmupilvede (teisisõnu udukogude või molekulaarpilvede) kollapsi (kokkuvarisemise) tagajärjel. Miljonite aastate jooksul need kollapsist moodustunud prototähed saavutavad tasakaaluoleku ja saavad peajada tähtedeks.

Tuumasünteesist (ka termotuumasüntees) ammutab täht energiat enamuse aja oma elust. Algselt toodetakse energiat vesinikuaatomite liitumisel peajada tähtede tuumas. Hiljem, kui tuumas saavutavad ülekaalu heeliumiaatomid, hakkavad tähed nagu Päike liitma vesinikku tuuma ümbritsevas kerakujulises kestas. See protsess põhjustab tähe järkjärgulise suurenemise, viies tähe eel-hiiu faasist punase hiiu faasini. Vähemalt poole Päikse massiga tähed suudavad tuumas hakata energiat tootma ka heeliumi aatomite liitmisel, samas kui massiivsemad tähed liidavad ka raskemaid elemente kontsentriliste kihtide seeriates. Ühel hetkel, kui täht nagu Päike on oma tuumakütuse varud ammendanud, siis tähe sisemus kukub kokku tihedaks valgeks kääbuseks ja tähe välimised kihid purskuvad välja planetaarse nebulana. Tähed, mille kaal on 10 või rohkem korda Päikse massist suurem, võivad plahvatada supernoovadena, kui nende inertsed raua tuumad varisevad kokku ülitihedaks neutrontäheks või mustaks auguks. Kuigi universum ei ole piisavalt vana, et praegustest punastest kääbustest oleks mõni oma elu lõppu jõudnud, siis tähemudelid ennustavad, et oma elu lõpus muutuvad punased kääbused aegamisi üha eredamaks ja kuumemaks, kuni viimaks lõpeb otsa nende vesinikkütus ja neist saavad väikese massiga valged kääbused.^[2]

Täheevolutsiooni ei uurita ainult ühe tähe evolutsioneerumist vaadeldes, sest enamus muutusi tähtedes toimuvad märkamiseks liiga aeglaselt, sajandite vältel. Seetõttu kirjeldavad astrofüüsikud tähtede evolutsiooni mitmete eri elufaasis olevate tähtede vaatluse põhjal ning tähestruktuure simuleerivate arvutimudelite abil.

2015. aasta juunis tõendasid astronoomid Populatsioon III tähtede leiu z= 6,60'l Cosmos Redshift 7 galaktikas. Sellised tähed eksisteerisid tõenäoliselt väga varajases universumis (st kõrgpunanihke ajal) ja võisid alustada vesinikust raskemate keemiliste elementide tootmist, mis oli vajalik hilisemate planeetide ja elu tekke jaoks sellisena, nagu me neid teame.^[3]^[4]

Tähe sünd

Prototäht

Täheevolutsioon algab hiiglasliku molekulaarpilve gravitatsioonilise kollapsiga. Tüüpilised hiid molekulaarpilved laiuvad umbes 100 valgusaasta (9,5 × $10^{14}$ km ) suurusel alal ja võivad kaaluda kuni 6 000 000 Päikese massi (1,2×10³⁷ kg). Kokku varisedes jaotub molekulaarpilv üha väiksemateks ja väiksemateks osakesteks. Igas fragmendis vabastab kokkuvarisev gaas gravitatsioonilise potentsiaalse energia soojusena. Kui osakese temperatuur ja rõhk tõusevad, siis osake kondenseerub (st tiheneb) pöörlevaks ülikuuma gaasiga ringiks, mida tuntakse prototähena.^[5]

Tolmu ja gaasi paisumisel molekulaarpilves jätkab prototäht kasvamist ja temast saab eel-peajada täht, kuni ta saavutab oma lõpliku massi. Edasise arengu määrab tema mass. (Tähe mass väljendab selle suhet Päikse massi: 1,0 M_☉ (2,0×10³⁰ kg) tähendab ühe Päikese massi.)

Prototähed hõlmavad tolmu ja on seetõttu kergesti nähtavad infrapuna lainepikkustel. Wide-field Infrared Survey Exploreriga (WISE) tehtud vaatlused mängivad mitmete Galaktika prototähtede ja nende eellastähekogude avastamises olulist rolli.^[6]^[7]

Tähed tekivad prototähtede kuumenemise tagajärjel, kui nende gravitatsioonilist kollapsit hakkab pidurdama kiirgusrõhu suurenemine^[8]. On teada, et kui prototähe mass on ülisuur (s.o ületab Päikese massi u 100 korda), siis ta enne täheks kujunemist laguneb^[8]. Kui prototähe mass on aga väiksem kui 0,075 Päikese massi, siis kujuneb temast tähe asemel planeet^[8].

Pruunid kääbused ja substellaarsed kehad

Prototähed, mille mass on umbes 0,08 M_☉ (1,6×10²⁹ kg) ei saavuta kunagi piisavalt kõrgeid temperatuure, et vesiniku tuumasüntees võiks alata. Neid tähti tuntakse pruunide kääbustena. Rahvusvaheline Astronoomia Ühing defineerib pruune kääbuseid kui piisavalt suure massiga tähti, mis suudavad ühel hetkel oma eluea jooksul sünteesida deuteeriumi (13 Jupiteri massiga (M_J), 2,5 × 10²⁸ kg või 0,0125 M_☉). Objektid, mis on väiksemad kui 13 M_J, klassifitseeruvad alampruunideks kääbusteks (juhul kui nad tiirlevad mõne teise astraalkeha ümber, siis liigitatakse nad planeetideks).^[9] Mõlemad tähetüübid, nii deuteeriumit põletavad kui ka mittepõletavad, säravad tuhmunult ja kustuvad aeglaselt ning jahtuvad järk-järgult rohkem kui sadade miljonite aastate jooksul.

Peajada

Massiivsemate prototähtede tuuma temperatuur jõuab viimaks 10 miljoni kelvinini, käivitades prooton-prootoni ahelreaktsiooni, mis lubab vesiniku aatomitel ühinema hakata, esmalt deuteeriumiks ja seejärel heeliumi aatomiteks. Tähtedes, mille mass on veidi üle 1 M_☉ (2,0×10³⁰ kg) annab süsiniku-lämmastiku-hapniku ühinemine (CNO tsükkel) suurema osa toodetavast energiast. Tuumasünteesi algus viib kiiresti hüdrostaatilise tasakaaluni, kus tuumast vabanenud energia jääb kõrgerõhuliseks gaasiks, mis tasakaalustab tähe mateeria massi ja hoiab ära edasise gravitatsioonilise kollapsi. Täht jõuab seega kiiresti stabiilsesse olekusse ja alustab oma evolutsiooni peajada faasi.

Uus täht püsib kindlas kohas Hertzsprungi-Russelli diagrammi peajadal, kus peajada spektrumi tüüp oleneb tähe massist. Väikesed, üpris külmad, väikese massiga punased kääbused põletavad vesiniku läbi aeglaselt ja püsivad peajadal sadu triljoneid aastaid või isegi kauem. Samal ajal suuremad, kuumad O-tüüpi tähed lahkuvad peajadalt vaid mõne miljoni aastaga. Keskmise suurusega kollane kääbustäht, nagu Päike, jääb peajadale 10 triljoniks aastaks. Arvatakse, et praegu on Päike oma peajada eluea keskele jõudnud.

Vanemad tähed

Mõne aja pärast saavad tähe heeliumivarud otsa ja hakkab toimuma peajadast eemalekaldumine. Ilma vesinikutuumade ühinemisel tekkiva välja suunatud jõuta langeb tuum kokku kuni elektronide kõdumisrõhk muutub piisavaks, et gravitatsioonile vastu seista, või muutub tuum piisavalt kuumaks, et hakkaks toimuma heeliumituumade ühinemine. Kumb juhtub enne sõltub tähe massist.

Madala massiga tähed

Mis juhtub pärast seda, kui madala massiga täht lõpetab tuumasünteesi läbi energia tootmise, ei ole otseselt vaadeldud. Universum on umbes 13,8 miljardit aastat vana, mille jooksul ei ole sellistes tähtedes veel tuumasüntees lõppenud.

Hiliseimad astrofüüsika mudelid näitavad, et punased kääbused massiga 0,1M_☉ võivad jääda peajadasse kuueks kuni kaheteistkümneks triljoniks aastaks, kasvades ajapikku temperatuurilt ja ereduselt ning seejärel langevad sadade miljardite aastate jooksul aeglaselt kokku valgeks kääbuseks.^[10]^[11] Sellistest tähtedest ei saa punased hiiud kuna nad on täielikult konvektiivsed ja neis ei teki kunagi heeliumist tuuma, mille ümber põletataks vesinikku. Selle asemel jätkub vesinikutuumade ühinemine kuni peaaegu kogu täht koosneb heeliumist.

Veidi suuremad tähed laienevad küll punasteks hiidudeks, aga nende heeliumtuumad ei ole kunagi piisavalt massiivsed, et neis saaks toimuda heeliumituumade ühinemine, seega ei jõua nad kunagi HR-diagrammil punaste hiidude haru haripunkti. Kui vesinikkihi põlemine lõpeb liiguvad need tähed punaste hiidude harult ära ja neist saavad, nagu AHH faasi järgsetest tähtedest, valged kääbused. Tähed, mille mass on umbes pool Päikese omast, jõuavad piisavalt kõrge temperatuurini, et nende tuumades toimuks heeliumituumade ühinemine. Need keskmise suurusega tähed arenevad punase hiiu harust veelgi edasi.^[12]

Keskmise suurusega tähed

Tähtedest mille mass on 0,5-10M_☉ saavad punased hiiud, mis on suured mitte-peajada tähed klassifikatsiooniga K või M. Punased hiiud asuvad HR-diagrammi paremal äärel oma punase värvi ja suure ereduse tõttu. Sellised tähed on näiteks Aldebaran Sõnni tähtkujus ja Arcturus Karjase tähtkujus.

Keskmise suurusega tähed on punaste hiidude kaks faasi nende peajada-järgses arengus: punase hiiu haru tähed, mille mitteaktiivsed tuumad on heeliumist ja asümptootilise hiiu haru tähed, mille mitteaktiivsed tuumad on süsinikust. Asümptootilise hiiu haru tähtede vesinikku põlevate kihtide sees on heeliumi põletavad kihid, kuid punase hiiu haru tähtedel on ainult vesinikku põletavad kihid.^[13] Nende faaside vahel on tähed veidi aega horisontaalsel harul ning nende tuumades toimub heeliumituumade ühinemine. Paljud sellised tähed kogunevad horisontaalse haru jahedama temperatuuriga tähtede otsa K-tüüpi hiidudena. Neid nimetatakse punase tombu hiidudeks.

Alamhiiu faas

Kui täht kasutab ära kogu oma tuumas leiduva vesiniku pole ta enam peajadas ning toimuma hakkab tuumaväline vesinikutuumade ühinemine kihis tuuma ümber. Tuuma mass suureneb, mida enam tekib tuumasünteesi teel heeliumi. Sõltuvalt heeliumist tuuma massist jätkub see mõnest miljonist kuni mitme miljardi aastani, mille jooksul täht laieneb ja jahtub, olles enam-vähem sama ere kui oma peajada olekus. Lõpuks mandub Päikese massiga tähtede tuum, või jahtuvad veidi massiivsemate tähtede pealmised kihid ning muutuvad läbipaistmatuks. Mõlemad neist muutustest põhjustavad vesinikukihi temperatuuri ja tähe ereduse tõusu. Seega liigub täht punase hiiu harule.

Asümptootilise hiiu haru faas

Pärast tuumas leiduva heeliumi kasutamist jätkub vesiniku ja heeliumi tuumade ühinemine kihiti kuuma hapnikust ja süsinikust tuuma ümber. Täht järgib asümptootiliste hiidude haru Hertzsprungi-Russelli diagrammil, olles arengult sarnane punase hiiuga, kuid suurema ja tihedama energia vabanemisega.^[14] Kuigi ka heelium põleb tähe kihtides, leiab enamik energia vabanemisest aset tuumast kaugemal vesiniku põlemise läbi. Nendes kihtides leiduv heelium vajub tuumale lähemale ning tähe heeliumikihist vabaneva energia hulk suureneb perioodiliselt. Seda protsessi tuntakse termilise impulsi nime all ning see ilmneb enamasti asümptootilise hiiu faasi lõpus või isegi aümptootilise hiiu järgses faasis. Sõltuvalt tähe massist ja koostisest võib termilisi impulsse olla sadu.

Asümptootiliste hiidude haru tõusul on faas, mil tähtedel tekib sügav konvektiivne tsoon, mis võib tuua tähe pinnale süsinikku. Seda tuntakse teise süsiniku kerkimisena ning mõnel tähel võib esineda isegi kolmas. Sedasi moodustuvad väga jahedad tugevalt punakad selgete süsinikujoontega tähed, süsiniktähed. Protsess, mida tuntakse põhjapõlemisena, võib aga muuta süsiniku enne selle pinnale jõudmist hapnikuks ja lämmastikuks. Nende protsesside tugevused tähes mõjutavadki teatud tähekobarate eredust ja spektreid.^[15]

Teine tuntud klass asümptootilise hiiu haru tähti on Mira muutujad, mis pulseerivad perioodiliselt kümnete või isegi sadade päevade tagant ning kuni kümnemagnituudiste amplituudierinevustega. Suuremad tähed muutuvad eredamaks ning pulseerimisperiood on pikem, mis aga viib suurema massikaotuseni, miska tähed muutuvad nähtavatel lainepikkustel hägusteks. Need tähed ilmnevad OH/IR tähtedena, pulseerides infrapunaspektris ja olles OH maser aktiivsed. Need tähed on vastupidi süsiniktähtedele selgelt hapnikurikkad, aga mõlemad tekivad süsiniku kerkimise teel.

Pärast AHH (asümptootilise hiiu haru) faasi

Need keskklassi tähed jõuavad asümptootilise haru tippu ning kulutavad ära kogu kesta põletamiseks.

Vaata ka

Supernoova

Viited

↑ Bertulani, Carlos A. (2013). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
↑ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734Freely accessible. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
↑ Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". New York Times. Retrieved 17 June 2015.
↑ Prialnik (2000, Chapter 10)
↑ "Wide-field Infrared Survey Explorer Mission". NASA.
↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
↑ ^8,0 ^8,1 ^8,2 H. Eelsalu, 1996. Astronoomialeksikon. Eesti Entsüklopeediakirjastus. 200 lk.
↑ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 2003-02-28. Archived from the original on February 4, 2012. Retrieved 2012-05-30.
↑ "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). November 1997.
↑ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A.doi:10.1002/asna.200510440.
↑ Ryan & Norton (2010), p. 114
↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd ed.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
↑ Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
↑ van Loon; Zijlstra; Whitelock; Peter te Lintel Hekkert; Chapman; Cecile Loup; Groenewegen; Waters; Trams (1998). "Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars". Astronomy and Astrophysics. 329: 169–85. arXiv:astro-ph/9709119v1. Bibcode:1996MNRAS.279...32Z. CiteSeerX 10.1.1.389.3269. doi:10.1093/mnras/279.1.32.

[1] Bertulani, Carlos A. (2013). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.

[2] Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.

[3] Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734Freely accessible. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.

[4] Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". New York Times. Retrieved 17 June 2015.

[5] Prialnik (2000, Chapter 10)

[6] "Wide-field Infrared Survey Explorer Mission". NASA.

[7] Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)

[Astronoomialeksikon-8] 8,0 ^8,1 ^8,2 H. Eelsalu, 1996. Astronoomialeksikon. Eesti Entsüklopeediakirjastus. 200 lk.

[9] "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 2003-02-28. Archived from the original on February 4, 2012. Retrieved 2012-05-30.

[10] "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). November 1997.

[11] Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A.doi:10.1002/asna.200510440.

[12] Ryan & Norton (2010), p. 114

[13] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd ed.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.

[14] Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.

[15] van Loon; Zijlstra; Whitelock; Peter te Lintel Hekkert; Chapman; Cecile Loup; Groenewegen; Waters; Trams (1998). "Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars". Astronomy and Astrophysics. 329: 169–85. arXiv:astro-ph/9709119v1. Bibcode:1996MNRAS.279...32Z. CiteSeerX 10.1.1.389.3269. doi:10.1093/mnras/279.1.32.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]