Miksi tähtien koot vaihtelevat?
28.9.2012
Kysymys; Olen ymmärtänyt, että tähdet syntyvät kun kaasut painovoiman vaikutuksesta tiivistyvät. Miksi tähtien koot vaihtelevat? Eikö tähtien "syttymispiste" ole aina sama? Tällöinhän tiivistyvän aineen määrä olisi aina suunnilleen sama ja tähtien koko suunnilleen samankokoinen. Miksi näin ei ole? Nimimerkki: unap
Yliopistonlehtori Mika Juvela Helsingin yliopistosta vastaa:
Tähdet tosiaan syntyvät tähtien välisten kaasupilvien tiheimmillä alueilla, pilviytimissä, kun osa pilvestä romahtaa kasaan oman painovoimansa eli gravitaation vaikutuksesta. Keskelle muodostuu niin kutsuttu prototähti, johon virtaa lisää materiaa ympäröivästä pilvestä. Gravitaatiosta vapautuva energia muuttuu lämmöksi, mutta vain osa lämmöstä pääsee poistumaan säteilyn kautta. Kaasun paine ja lämpötila kasvavat niin kauan, että olosuhteet muuttuvat otollisiksi vetyatomien fuusiolle. Kun fuusioreaktiot alkavat, prototähti muuttuu oikeaksi tähdeksi. Tähden säteilypaine puhaltaa lopulta tähden ympäristön puhtaaksi kaasusta, jolloin siihen ei enää kerry lisää massaa.
Jos kohteen massa jää alle 80 Jupiterin massan (0.08 kertaa Auringon massa), lämpötila ei kuitenkaan pääse nousemaan niin korkeaksi, että fuusioreaktiot käynnistyvät. Tuloksena on tähden sijaan ruskea kääpiö. Kun pilviytimen massa on vähintään Jupiterin massa tai sitä suurempi, perusedellytykset tähden, myös suurempimassaisen tähden, synnylle ovat olemassa.
Tähtien koon vaihtelu johtuu siitä, että prototähdet voivat kerätä hyvin erilaisen massan ennen tähdeksi muuttumistaan. Tähden massan on havaittu riippuvan monimutkaisella tavalla alkuperäisen pilviytimen ominaisuuksista. Tätä tukee havainto, että tähtien välisissä pilvissä esiintyy suurempi- ja pienempimassaisia tihentymiä suunnilleen samassa suhteessa kuin pilvistä syntyy erimassaisia tähtiä. Nyrkkisääntö on, että jos pilviydin on tiheä ja massiivinen, prototähti ehtii kerätä enemmän massaa. Toisaalta myös pilven lämpötila vaikuttaa, sillä kuumempaa kaasua on vaikeampi puristaa kasaan, tässä tapauksessa syöttää prototähteen. Lisäksi pilven pyöriminenkin vaikuttaa ja mahdollisesti paikallisen magneettikentän voimakkuus, sillä ionisoitunut aine virtaa hitaasti magneettisten voimaviivojen poikki.
Prototähtivaiheen pituus riippuu myös siitä, kuinka paljon polttoainetta, deuteriumia, prototähden ytimeen päätyy lämmön aiheuttamien virtausten eli konvektioiden kautta: jo prototähdessä tapahtuu deuteriumin ja litiumin fuusiota ja tästä syntyvä energia tasapainottaa prototähden aloilleen joksikin aikaa. Sitten kun deuterium on käytetty loppuun, prototähden ydin romahtaa vihdoin kasaan ja käynnistää vedyn fuusion.
Tähden syttyminen ei kuitenkaan lopeta massan kertymisistä välittömästi, sillä ytimessä syntyvä säteily ei pääse vapaasti ulos tähdestä. Myöhemmässäkin vaiheessa vain hyvin suurimassaisen tähden säteilypaine voi täysin pysäyttää lisämaterian kertymisen. Säteilypainetta pidettiin pitkään vakavana ongelmana erittäin massiivisten tähtien synnylle. Tällaisten tähtien kehitys on niin nopeaa, että säteilypaineen pitäisi pysäyttää se kauan ennen kuin syntyy yli 20 kertaa Aurinkoa massiivisempia tähtiä. Tämä pitäisikin paikkansa, jos systeemi olisi täysin pallosymmetrinen. Todellisuudessa prototähtiin muodostuu niiden pyörimisen vuoksi kertymäkiekko. Siksi säteilypaine pääsee purkautumaan pyörimisakselin suuntaan samalla, kun tähden ekvaattorille virtaa ympäröivästä pilvestä kiekon kautta lisää massaa. Tämä on voitu todeta myös numeerisissa simulaatioissa. Suurimmat havaitut tähden ovatkin peräti 150 kertaa Aurinkoa massiivisempia.
Tähden syntyyn liittyy vielä lähes poikkeuksetta voimakkaita kaasun ulosvirtauksia, jotka kohdistuvat pyörimisakselin suuntiin. Merkittävä osa prototähteen kertyvästä aineesta puhalletaan tämä vuoksi itse asiassa saman tien pois näiden ulosvirtauksien mukana. Koska useimmat tähdet muodostuvat joukoissa, muiden tähtien säteily ja ulosvirtaukset vaikuttavat seuraavien tähtisukupolvien muodostumiseen. Tiheissä tähtijoukoissa voisi periaatteessa tapahtua myös tähtien törmäyksiä. Hyvin suurimassaisten tähtien synty selitettiin aikaisemmin näillä törmäyksillä. Tähtien törmäykset lienevät kuitenkin niin harvinaisia, että niillä tuskin on suurta merkitystä.
