Tähtitieteilijät, jotka käyttivät Euroopan avaruusjärjestön Herschel-infrapunateleskooppia, löysivät kerran jotain, jonka ei pitäisi olla olemassa: oikean aukon, joka on porattu kaasun ja pölyn pilveen. Se kuulostaa pyöristysvirheeltä, mutta se osoittautui yhdeksi parhaista ikkunoista, joita meillä on nähdäksemme, kuinka tähden syntyy loppujen lopuksi.
Tähti on pohjimmiltaan kaasupallon, jota valaistaan sisältä fuusiolla. Mutta tämän yksinkertaisen lauseen yksityiskohdat ovat kuitenkin outoja ja tarkempia kuin useimmat ihmiset odottavat — tähtitieteilijöiden käyttämistä kirjaimista niiden lajitteluun täydelliseen kaasun reseptiin, josta ne on tehty, epätodennäköisen pieniin jäännöksiin, joita jotkut niistä jättävät taakseen. Tämä artikkeli käy läpi sen, mitä tietue todella osoittaa, fakta faktalta.
Aukko porattu tähtien lastentarhan läpi
Herschel skannasi aluetta heijastavan sumun NGC 1999 lähellä, kun se havaitsi taivaan laikan, joka oli aina näyttänyt vain toiselta pimeältä pölyputkelta. Se ei ollut niin. Pimeä laika osoittautui oikeaksi raoksi, ja se antoi tähtitieteilijöille harvinaisen, suoran katsauksen tähtien muodostumisen viimeiseen vaiheeseen — hetkeen, jolloin nuori tähti lopettaa sen puhdistamisen materiaalista, josta se syntyi.
Johtava selitys on mekaaninen eikä mystinen. Tutkijat ajattelevat, että nuorista tähdistä aluella ammutut kapeaksi suihkuiksi olleen kaasun fyysisesti porattava reittä ympäröivän kaasun ja pölyn läpi, jotka muodostavat NGC 1999:n, kaivetussa aukko, jonka Herschel valokuvasi. Se on tärkeää, koska tämän prosessin kutsuminen tehtävässä on harvinaista — suurin osa siitä, mitä tiedämme tähtien muodostuksesta, tulee eri tähtien vertaamisesta eri ikäisenä, ei yhden prosessin seuraamista yhdessä järjestelmässä.
Tähtien lajittelu kirjaimeen
Melkein jokainen tähti luokitellaan Morgan-Keenan-järjestelmään, joka lajittelee tähdet seitsemällä kirjaimella — O, B, A, F, G, K, M — kuumimmista O-tyypin tähdistä viileimpiin M-tyypin tähtiin. Järjestys näyttää mielivaltaiselta kunnes tiedät, että kyseessä on puhdas lämpötilan rankingus — historiallinen onnettomuus on vain kirjaimissa, ei fysiikassa.
Jokaisessa luokassa on myös numeerinen alajakauma, ja tietue osoittaa, kuinka hienoin tämä mittakaava tulee: tähti Mu Normae kantaa nimitystä O9.7, murto-osasta luokka, joka on puristettu kokonaislukuisten vaiheissa. Tämä tarkkuus on olemassa, koska lämpötila on jatkumo, eikä seitsemän kirjaimen aakkoset olisi koskaan kyenneet kaappaamaan sitä ilman desimaaleja.
Auringon spektraalinen tunniste
Käytä Aurinkoa saman järjestelmän läpi ja se tulee ulos G2V-merkinnällä, nimityksenä, joka asettaa sen pintalämpötilan noin 5800 K:iin. "V" tekee todellista työtä siellä: se merkitsee Aurinkoa tavalliseksi vetyä palevaksi tähdeksi pikemminkin kuin jätti tai tähtitähde.
Tämä lämpötila sijaitsee sopivasti pääjärjestyksen koko vaihteluvälillä, joka vaihtelee noin 2000 K:sta viileimpään 50000 K:iin kuumimpaan. Vielä oudompaa on, että jotkut äskettäin muodostuneet valkoiset kääpiöt — tähdet, jotka ovat jo lopettaneet palamisen — kulkevat kuumempia kuin mikään pääjärjestyksen tähti, yli 100000 K. Tähden ruumis voi hetkeksi ylittää lämpötilassa melkein kaiken, mikä palaa aktiivisesti vetyä.
Rakennettuja pääosin vedystä
Punnitse Aurinko tänään ja 74,9% sen massasta on vety, helium muodostaa 23,8% ja loput 1,3% koostuvat raskaammista alkuaineista, osuudesta, jota tähtitieteilijät yksinkertaisesti kutsuvat sen metallisiteetiksi. Nämä luvut eivät ole kiinteät syntymän yhteydessä: äskettäin muodostunut protosähkö alkaa noin 70% vedyllä ja 28% heliumilla massan perusteella, vain jäljillä olevia raskaampia aineita.
Ero näiden kahden välillä on fuusio, joka tekee hitaan työnsä — miljardi vuotta vetya, joka hiljaa muuttuu heliumiksi ytimessä. Se on muistutus siitä, että tähden koostumus on todella juokseva summa, ei muodostuksen yhteydessä kiinnitetty tunniste.
Reaktio, joka tervehtii tähtivaloa
Vihje, joka teki tämän mahdolliseksi, saapui melkein vahingossa. Francis Astonin massaspektrometrin keksintö vuonna 1919 antoi tutkijoille mahdollisuuden punnita atomeja riittävällä tarkkuudella näyttäakseen, että neljä vetyatomia painaa enemmän kuin yksi heliumatomi — massaero, jonka fuusio vapauttaa valoksi ja lämmöksi. Mekanismin selventäminen kesti vielä kaksi vuosikymmentä: fyysikot Hans Bethe ja Charles Critchfield julkaisivat yksityiskohdat vuonna 1938 kuvaten protoni-protoniketjua tiettyä fuusiojärjestyssekvenssinä, joka hallitsee energian tuotantoa auringon kaltaisissa tähdissä.
Energian saaminen ytimestä ulos on oma ongelma, ja eri tähdet ratkaisevat sen eri tavalla. Konvektio — kuuman kaasun massan virrat, jotka fyysisesti kuljettavat lämpöä ulospäin — tulee tärkeäksi kuljetustapaksi erityisesti tähdissä, jotka painavat noin 1,3 - 1,5 aurinkomassaa tai raskaampia. Tämän rajan alapuolella säteily yksin yleensä tekee työn.
Mittaaminen epätodennäköisesti suurista ja epätodennäköisesti kaukaisista
Jotkut tärkeimmistä tähtifaktoista eivät koske tähtiä itseään vaan työkaluja, joita käytetään niiden kiinnittämiseen. Vuonna 1838 Friedrich Bessel käytti parallaksitekniikkaa — mittaamalla tähden pientä näkyvää siirtymistä taivaan taustaa vastaan — osoittaakseen, että 61 Cygni on 11,4 valovuoden päässä Maasta. Se oli ensimmäinen kerta, jolloin kukaan oli suoraan mitannut tähden etäisyyttä sen sijaan, että olisi arvioinut sitä.
Nykyaikaiset instrumentit ovat työntäneet samaa perusideaa absurdisti kauas. Huhtikuussa 2018 tähtitieteilijät ilmoittivat, että tähti, jonka lempinimi on Icarus, virallisesti MACS J1149 Lensed Star 1, on kauimpana havaittuna tähtinä havaittuna — 9 miljardia valovuotta päässä, näkyvissä ollenkaan vain siksi, että etäisen galaksijoukon painovoima taivutti ja suurensi sen valoa. Mitään tätä etäisyystyötä ei tapahdu ilman kiinteää hallitsijaa, joten kansainvälinen tähtitieteen liitto ratkaisi asian vuonna 2012, vahvistamalla astronomisen yksikön tarkalleen 149 597 870 700 metriin.
Tähden pitkä elämä kuoleman jälkeen
Kaikki tähdet eivät häivy hiljaa. Kun tähti, kuten Aurinko, on tyhjentänyt polttoaineen, jäljelle jää valkoinen kääpiö — ja ennätys sen löytämisestä on lähellä kotiaan. Lähin tunnettu valkoinen kääpiö, Sirius B, sijaitsee vain 8,6 valovuoden päässä pienempi seura Sirius-binäärijärjestelmässä, piilossa vuosikymmeniä kirkkaampansa kumppanin hohteessa, kunnes tähtitieteilijät sen vahvistivat. Termi itsessään on suhteellisen nuori: valkoinen kääpiö keksittiin vasta vuonna 1922 tähtitieteilijä Willem Jacob Luytenin toimesta.
Näiden jäännösten massiivisuudelle on kovaa kattoa. Valkoinen kääpiö pidetään yllä vain elektronien degeneroitumisen paineen avulla — kvantti-efekti, ei tavallinen kaasupaine — ja tämä paine ei voi tukea enemmän kuin noin 1,44 kertaa Auringon massaa, rajaa kutsutaan Chandrasekhar-rajaksi. Ylitä se, ja tähti ei voi jäädä valkoiseksi kääpiöksi; se romahtaa johonkin täysin erilaiseen.