3. osa: Tähed

6. peatükk: Ühe tähe elulugu

Alguses oli gaas. Hõredat, külma, vesinikurikast (90% aatomite arvust) gaasi leidub kosmoses nii galaktikate sees kui neist väljaspool -- seda näitavad kosmilise raadiokiirguse mõõtmised. Tähti seevastu on vähemalt seni leitud ainult galaktikates või teistes tähesüsteemides (näiteks kerasparvedes väljaspool galaktikaid). Jääb võimalus, et kusagil väga kaugel on olemas galaktikavälised tähed, mida meie teleskoobid lihtsalt "ei võta". Aga nähtud neid seni ei ole. Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega. (Miks aega vähe on, seda õpite edaspidi.) Kui aga suur gaasipilv on juba kokku tõmbumas, tekivad temas gaasivoolud, pilvede põrked ja muud tihedust suurendavad protsessid. Mida tihedam on gaas, seda kiiremini ta jahtub ja mingil momendil kujunevad kokkutõmbuvas pilves suhteliselt väikesed tihendid, millest rääkisime planeedisüsteemi teket kirjeldavas osas. Need nn. gloobulid (lad. globulos -- kerake) sobivad juba meie gaaskera võrrandeisse ning vastavalt programmeeritud arvuti asub nende elukäiku jälgima. Kokkutõmbumise käigus gaasipilve keskosa kuumeneb, algul takistab tema kiirgus välimiste kihtide pealelangemist. Me ei näe tekkivat tähte -- ümbritsev külma gaasi pilv varjab tema kiirgust. Mida suuremaks kasvab keskne tihend, seda tugevamaks muutub kiirgus ja seda suuremaks paisub pilv. Lõpuks saabub moment, kus keskkohast leviv kuumalaine jõuab pilve pinnale, pilv laguneb (puhutakse laiali) ja tähe kiirgus pääseb maailmaruumi. Seda tähe sünnimomenti nimetatakse avastaja C. Hayashi järgi Hayashi piiriks. HR-diagrammil asub erineva massiga tähtede ilmumiskohti ühendav joon peajadast paremal ja on peaaegu vertikaalne, vastates ligikaudu temperatuurile 3000 K. Siit alates toimub tähe kokkutõmbumine kiiresti, temperatuur kasvab ning täht liigub HR-diagrammil vaskule, kuni jõuab peajadani. Kui pilv, millest täht tekib, pole sfääriline (näiteks pöörlemise tõttu), toimub kiirguse läbimurre ebaühtlaselt (pöörlemise korral pooluste kohal) ning suur osa gaasist jääb (rõngana) tähte ümbritsema. Need on "proto-planeedisüsteemid", mida on näha Orioni tähtkuju noorte tähtede ümber. Mis juhtub gaasikettaga, seda me juba teame. Täht ise jätkab kokkutõmbumist seni, kuni temperatuur tema keskmes tõuseb umbes kümne miljoni kraadini, mis on vajalik vesinikuaatomi tuumade ühinemiseks -- termotuumasünteesiks. Algab pikaajalise stabiilsuse periood -- täht on jõudnud peajadale. Täiendav tekst: Termotuumareaktsioonid Tähe energiatoodang (see tähendab tähe heledus) on määratud sisetemperatuuriga ja viimane omakorda massiga (kiirgusvõimsus on ligikaudu võrdeline massi kuubiga). Suured tähed kiirgavad suhteliselt rohkem, neil on ka pind kuumem ja nad kulutavad oma kütuse kiiremini. Päike jääb stabiilseks pinnatemperatuuril 5700 K ja heledusel 4,8 absoluutset tähesuurust (4 * 1023 kW) ligikaudu kümneks miljardiks aastaks. Tõsi küll, enamus sellest ajast on juba läbi. Algavad muutused kutsub esile reaktsiooni käigus tekkiv heelium, mis koguneb tähe keskmesse ja jätkates kokkutõmbumist, moodustab väga tiheda tuuma. Selle pinnal "põlev" vesinik on kaotanud võimaluse oma temperatuuri reguleerida -- tema tihedus ja temperatuur on määratud heeliumist tuuma gravitatsiooniväljaga. Järjest tugevnev kiirgus suurendab siserõhku, mis sunnib põlevkihist kõrgemal asuva täheosa paisuma. Sellinegi täht omab tasakaaluseisundit, mis põhimõtteliselt erineb peajada tähtede omast: et põlevkihi temperatuuri määrab heeliumist tuuma mass, reguleerib täht energiatoodangut väliskesta tiheduse kaudu. Kui toodang läheb liiga suureks, paisub kest hõredamaks ning tuumale langeva kütuse hulk väheneb, tuues kaasa energiatoodangu languse. Täht omandab uue tasakaaluseisundi HR-diagrammil punaste hiidude piirkonnas. Kui sinna jõuab kunagi Päike, tähendab see Maale kui planeedile lõppu: isegi kui meil õnnestub jääda väljapoole Päikese pinda, tuleb see piisavalt lähedale, et aurustada kõik planeedid kuni Jupiterini. Pärast vesiniku lõppemist tuumas võivad seal alata ka teised reaktsioonid, nagu heeliumi süntees süsinikuks ja süsiniku süntees rauaks. Energiat annavad need oluliselt vähem ja seetõttu ei jää täht kauaks punaste hiidude piirkonda. Päikese ja temast väiksemate tähtede järgnev elukäik peaks olema üsna rahulik: pärast kütuse lõppemist tõmbuvad nad tasapisi kokku, muutudes lõpuks valgeteks kääbusteks, mille läbimõõt on võrreldav Maa läbimõõduga, tihedus aga miljon korda suurem. Selline täht kiirgab väga vähe ning võib omaenda sisemise energia varal elada veel miljardeid aastaid. Ühe tähe elulugu Päikese näitel Kui vana (aastad) 4,5 miljardit 12,2 miljardit 12,3 miljardit 12,3305 miljardit 12,3306 miljardit Milline täht (HR-diagrammil) Peajadal Punane hiid Kollane hiid Planetaarudu Valge kääbus Kui kaua (aastad) 9 miljardit 1 miljard 100 miljonit 10 000 Väga kaua Suuremate tähtede evolutsioon on tormilisem. Et nad kütusega pillavalt ümber käivad, sai juba mainitud. Lisaks sellele on kütuse lõppemisel neid tükk maad raskem stabiliseerida. Arvatakse, et Päikesest viis või rohkem kordi massiivsemad tähed ei stabiliseerugi, vaid plahvatavad. Parimal juhul viib plahvatus ära väliskihid, kui aga tekkiv energialöök on liiga tugev, võib puruneda kogu täht. Selliseid plahvatusi jälgivad astronoomid igal aastal ning võimsuse järgi nimetavad noovadeks ("uus" täht) või supernoovadeks. Neil viimastel arvatakse olevat maailma-ajalooline tähtsus, sest ainult sel teel on võimalik sünteesida rauast raskemaid elemente. Kui plahvatusi ei toimuks, jääksid kõik rasked elemendid tähtede sisse ja meil poleks millestki valmistada ei "jääd" ega "kive", elusorganismidest rääkimata. Seega pole meie Päikesesüsteem mitte esimene tähtede hulgas. Juba ammu enne Päikese ja planeetide teket pidi siin eksisteerima varasemate tähtede põlvkond, mille sisemuses valmistati eluks vajalikke keemilisi elemente. Vähemalt osa massiivsemaid tähti peavad olema selleks ajaks oma evolutsiooni lõpetanud. Kui gaasipilvest eralduva gaaskera mass on väga suur (üle 100 Päikese massi), näitavad võrrandid, et stabiilset seisundit ei saabu, tähte ei teki. Juba ammu enne vesiniku süttimist jaguneb ta mitmeks eraldi keraks -- tekib mitmiktäht. Kaksik-, kolmik- ja mitmiktähed on meid ümbritsevas ruumis täiesti tavalised; vahepeal arvati koguni, et nii tekib enamik tähti. Kui aga tekkinud täht on väike (mass alla kümnendiku Päikese massist), siis on kiirguse lahkumine nii lihtne, et tähe sisetemperatuur ei tõusegi vajaliku 10 miljoni kraadini. Selline täht kiirgab väga vähe, tema temperatuur on madal ja teda nimetatakse pruuniks kääbuseks. Nagu valged kääbused, on ka need "igavesed". Kui palju neid ilmaruumis eksisteerib, ei teata -- näha neid ju ei ole. Selliseks "täheks" võib tinglikult lugeda ka Jupiteri.

Foto 1. Lähim tähtede sünnitusmaja -- Orioni udukogu. Sealsetes tumedate kiududena paistvates tolmupilvedes tekivad praegugi uued tähed. Foto 2. Täht väljub kookonist. Foto 3. Vastsündinud täht gaasi-tolmurõngaga. Nii tekivad planeedisüsteemid. (Hubble'i kosmoseteleskoobi foto)

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Tähtede füüsika
• Järgmine peatükk: Linnutee
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 24. aprill 1998 Muudetud 18. detsembril 2003

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.