Astronoomid, kes kasutasid Euroopa Kosmoseagentsuuri Herscheli infrapunateleskoopi, leidsid kunagi midagi, mis ei peaks eksisteerima: tõelise augu, mis on puuritud gaasi- ja tolmupilve läbi. See kõlab ümardamisveana, kuid osutus üheks selgeimaks akendest, mis meil on selle kohta, kuidas tähe sünni lõpuks lõpeb.
Täht on oma lihtsaimal kujul gaasikera, mis on seestpoolt valgustatud fusiooniga. Kuid selle lihtsa lause taga peituvad üksikasjad on kummalisemad ja täpsemad kui enamik inimesi eeldab — tähtede sorteerimiseks kasutatavate tähtede kaudu kuni gaasivatesse retseptile, millest nad on tehtud, kuni ebareaalselt väikestele jääkidele, mille osa neist jätavad. See artikkel käsitleb seda, mida rekord tegelikult näitab, faktikahelt.
Auk puuritud tähetaretise läbi
Herschel pindas piirkonda refleksiooniudu NGC 1999 lähedal, kui ta avastas taevast ala, mis oli alati näinud välja nagu lihtsalt veel üks tume tolmupilv. Nii ei olnud. Tume lapp osutus tegelikuks lünkaks, ja see andis astronoomidele haruldase, otsese vaate tähe tekke viimasele etapile — hetkele, mil noor täht lõpuks lõpetab materjalilt puhastamise, millest ta sündis.
Juhtiv seletus on pigem mehaaniline kui salapärane. Teadlased arvavad, et piirkonna noortest tähtedest lastud kitsad gaasikiired puurisid füüsiliselt tee läbi NGC 1999 moodustava ümbritseva gaasi ja tolmu, käärdes augu, mida Herschel fotografeeris. See on oluline, kuna selle protsessi fasseerimise käigus on haruldane — suurem osa sellest, mida teame tähe tekke kohta, tuleneb erinevate tähtede võrdlemisest erinevates vanustes, mitte protsessi jälgimisest ühe süsteemi ketruses.
Tähtede sorteerimine tähestiku järgi
Peaaegu iga täht on arhiveeritud Morgan-Keenan süsteemis, mis sorteerib tähed seitsme tähega — O, B, A, F, G, K, M — kõige kuumematest O-tüüpi tähtedest jahedate M-tüüpi tähtedeni. Järjekord näib suvaline, kuni teate, et tegemist on puhtalt temperatuuri järjestusega — ajaloooline õnnetus on ainult tähtedes, mitte füüsikas.
Iga klass võtab ka arvulise alamjaotuse ja rekord näitab, kui peeneebutaanitud see skaala muutub: täht Mu Normae kannab nimetust O9.7, täisastmete vahele presitud fraktsiooniga klass. See täpsus eksisteerib, kuna temperatuur on pidev ja seitsmest tähest koosnev tähestik ei oleks seda kunagi kümnendkohtadeta uuesti jäädvustanud.
Päikese spektraalne ID
Käivitage Päike sama süsteemi kaudu ja see väljub kui G2V, nimetamine, mis paigutab selle pinna temperatuuri umbes 5800 K. "V" teeb seal tõelist tööd: märgib Päikese tavapärase, vesinikku põletava tähe, mitte jätti või tähe jäänusena.
See temperatuur istub mugavalt peaseeria täielikule vahemikule, mis käib umbes 2000 K-st jahedaimasel kuni 50 000 K-ni kuumaimasel. Veelgi kumalisem on see, et mõned hiljuti moodustunud valged kääbused — tähed, mis on juba lõpetanud põletamise — käivad kuumemalt kui ükski peaseeria täht, üle 100 000 K. Tähe kadaver saab mõnda aega peaaegu kõike ületada, mis endiselt aktiivselt vesinikku põletab temperatuuris.
Ehitatud peamiselt vesinikust
Kaaluge Päikest täna ja 74,9% selle massist on vesinik, heelium moodustab 23,8% ja ülejäänud 1,3% koosneb raskemate elementidest, osutusse, mida astronoomid lihtidelt kutsuvad metallilisuseks. Need numbrid ei ole sünni juures määratud: hiljuti moodustunud prototäht algab umbes 70% vesiniku ja 28% heeliumiga massi kohta, ainult jäljed millestki raskemate.
Lõhe nende kahe pildi vahel on fusioon, mis teeb oma aeglast tööd — miljardid aastad vesinikku, mis vaikselt muundub heeliumiks tuumas. See on meeldetuletus, et tähe koosseisu on tegelikult käimasolev summa, mitte moodustusel määratud silt.
Reaktsioon, mis toitab tähtede valgust
Vihje, mis selle võimaliseks tegi, tuli peaaegu juhuslikult. Francis Astoni massispektrometri leiutamine 1919. aastal võimaldas teadlastel aatomeid piisavalt täpselt kaaluda, et näidata, et neli vesinikuaatomit kaaluavad rohkem kui üks heeliumaatom — massierinevus, mille fusioon vabastab valguse ja soojusena. Mekanismi selgitamiseks kulus veel kaks kümndit: füüsikud Hans Bethe ja Charles Critchfield avaldasid detailid 1938. aastal, kirjeldades prooton-prootonketti kui spetsiifilist fusioonijärjestust, mis domineerib päikesevaldis tähtede energiatoodangus.
Energia tuuma välja saamine on oma probleem ja erinevad tähed lahendavad seda erinevalt. Konvektsioon — kuuma gaasi mahuvoolu, mis füüsiliselt kannavad soojust väljapoole — muutub tähtsaks transpordimeetodiks eriti tähtedes, mis kaaluvad umbes 1,3 kuni 1,5 päikese massi või raskemate. Selle piiri all on kiirgus üksinda tööd tegema.
Ebausutavalt suure ja ebausutavalt kaugel mõõtmine
Mõned olulisematest tähe faktidest ei käsitle tähed ise, vaid nende määramiseks kasutatavaid vahendeid. Aastal 1838 kasutas Friedrich Bessel parallaksi tehnikat — tähe väikese näiliku nihke mõõtmist taeva taustal — näitamaks, et 61 Cygni asub Maast 11,4 valgusaasta kaugusel. See oli esimene kord, mil keegi otseselt mõõtis tähe kaugust, selle asemel, et seda hinnata.
Kaasaegsed instrumendid on sama põhiidee absurdset kaugele ajanud. Aprilli 2018. aastal teatasid astronoomid, et täht, kellele on antud hüüdnimi Icarus, ametlikult MACS J1149 Lensed Star 1, on kunagi avastatud kõige kaugemal olevat täht — 9 miljardi valgusaasta kaugusel, nähtav üldse ainult seetõttu, et esiplanni galaktikaparvest tulenev gravitatsioon kõverdas ja suurendas selle valgust. Ükski neist vahemaa tööst ei toimu ilma fikseeritud joonlaudadeta, mistõttu Rahvusvaheline Astronoomiline Liit lahendas küsimuse 2012. aastal, määrates astronoomilise ühiku täpselt 149 597 870 700 meetrile.
Tähe pikk elu pärast surma
Mitte iga täht ei häälu vaikselt. Kui täht nagu Päike kulutas oma kütuse, jääb alles valge kääbus — ja ühe leidmise rekord istub kodu ligidal. Lähim teadaolev valge kääbus, Sirius B, asub vaid 8,6 valgusaasta kaugusel Sirius binaarses süsteemis väiksema kaaslasena, pidevalt tema eredama partnerikaaslase õikesse peidetud enne astronoomide seda kinnitamist. Termin ise on suhteliselt noor: valge kääbus leiutati alles 1922. aastal astronoomide Willem Jacob Luyteniga.
Nende jäänuste massiivsusel on raske katus. Valge kääbus hoitakse üleval vaid elektronide degeneratsioonirõhu abil — kvandefekt, mitte tavafaasirõhu — ja see rõhk ei suuda toetada rohkem kui umbes 1,44 korda Päikese massi, piirina tuntud Chandrasekhary piiril. Ületage see, ja täht ei saa valge käibusena püsida; see kokku kukkub millekski täiesti teiseks.