massahäviön ansiosta näin ollen tähdet, joiden Lähtömassat ovat vähintään 8 msun (ja ehkä enemmänkin), luultavasti päättävät elämänsä valkoisina kääpiöinä. Mutta tiedämme, että tähdillä voi olla jopa 150 (tai enemmän) MSun-massaa. Heitä odottaa erilainen kuolema. Kuten näemme, nämä tähdet kuolevat rytinällä.

raskaiden alkuaineiden ydinfuusio

kun sen ytimessä oleva helium on loppunut (katso massiivisempien tähtien evoluutio), massiivisen tähden evoluutio poikkeaa huomattavasti pienempimassaisten tähtien evoluutiosta. Massiivisessa tähdessä uloimpien kerrosten paino riittää pakottamaan hiiliytimen supistumaan, kunnes se kuumenee tarpeeksi sulattaakseen hiilen hapeksi, neoniksi ja magnesiumiksi. Tämä toisen ydinpolttoaineen supistumis -, kuumentamis-ja syttymissykli toistuu vielä useita kertoja. Kun jokainen mahdollinen ydinpolttoaine on käytetty loppuun, ydin supistuu uudelleen, kunnes se saavuttaa uuden riittävän korkean lämpötilan sulattaakseen vielä raskaammat ytimet. Hiilifuusiotuotteet voidaan muuntaa edelleen piiksi, rikiksi, kalsiumiksi ja argoniksi. Ja kun nämä alkuaineet lämmitetään vielä korkeampaan lämpötilaan, ne voivat yhdessä tuottaa rautaa. Massiiviset tähdet käyvät nämä vaiheet läpi hyvin, hyvin nopeasti. Todella massiivisissa tähdissä jotkin fuusiovaiheet loppuvaiheessa voivat kestää vain kuukausia tai jopa päiviä! Tämä on kaukana niistä miljoonista vuosista, jotka he viettävät pääjaksovaiheessa.

tässä kehitysvaiheessa massiivinen tähti muistuttaa sipulia, jolla on rautasydän. Edetessämme kauemmas keskuksesta löydämme alenevan lämpötilan kuoria, joissa ydinreaktioissa on mukana asteittain pienemmän massan ytimiä: piitä ja rikkiä, happea, neonia, hiiltä, heliumia ja lopuksi vetyä (Kuva 1).

mutta on olemassa raja, kuinka kauan tämä alkuaineiden rakentamisprosessi fuusion avulla voi jatkua. Piin fuusio raudaksi osoittautuu viimeiseksi vaiheeksi ei-eksplosiivisen alkuaineen valmistusjärjestyksessä. Tähän asti jokainen fuusioreaktio on tuottanut energiaa, koska jokaisen fuusiotuotteen ydin on ollut hieman stabiilimpi kuin sen muodostaneet ytimet. Kuten The Sun-lehdessä käsiteltiin: Ydinvoimalassa kevyet ytimet luovuttavat osan sidosenergiastaan fuusioituessaan tiiviimmiksi, raskaammiksi ytimiksi. Juuri tämä vapautunut energia ylläpitää ulospäin suuntautuvaa painetta ytimessä, jotta tähti ei romahda. Mutta kaikista tunnetuista ytimistä rauta on tiukimmin sitoutunut ja siten stabiilein.

tilannetta voisi ajatella näin: kaikki pienemmät ytimet haluavat ”kasvaa” raudan kaltaisiksi, ja ne ovat valmiita maksamaan (tuottamaan energiaa) päästäkseen tätä tavoitetta kohti. Mutta rauta on kypsä ydin, jolla on hyvä itsetunto ja joka on täysin tyytyväinen rautaan.; se vaatii maksun (täytyy absorboida energiaa) muuttaakseen vakaan ydinrakenteensa. Tämä on täysin päinvastaista, mitä on tapahtunut jokaisessa ydinreaktiossa tähän mennessä: sen sijaan, että se tarjoaisi energiaa painovoiman sisäänpäin suuntautuvan vetovoiman tasapainottamiseksi, kaikki ydinreaktiot, joissa on mukana rautaa, poistaisivat jonkin verran energiaa tähden ytimestä.

kykenemätön tuottamaan energiaa, tähti kohtaa nyt katastrofin.

luhistuu Neutronipalloksi

ydinreaktioiden pysähdyttyä massiivisen tähden ydintä kannattelevat degeneroituneet elektronit aivan kuten valkoista kääpiötä. Tähdille, jotka aloittavat evoluutionsa vähintään 10 MSun massalla, tämä ydin on todennäköisesti tehty pääasiassa raudasta. (Tähdissä, joiden alkumassat ovat 8-10 MSun luokkaa, ydin on todennäköisesti valmistettu hapesta, neonista ja magnesiumista, koska tähti ei koskaan kuumene tarpeeksi muodostaen niin raskaita alkuaineita kuin rauta. Tällä massavyöhykkeellä olevien tähtien ytimien tarkkaa koostumusta on hyvin vaikea määrittää, koska ytimissä on monimutkaisia fyysisiä ominaisuuksia, erityisesti erittäin korkeissa tiheyksissä ja lämpötiloissa.) Keskitymme keskustelussamme massiivisempiin rautaytimiin.

vaikka tähden valkoisen kääpiöytimen sisällä ei synny energiaa, fuusioitumista tapahtuu silti ydintä ympäröivissä kuorissa. Kuorien päättäessä fuusioreaktionsa ja lakatessa tuottamasta energiaa viimeisen reaktion tuhka putoaa valkoisen kääpiöytimen päälle, jolloin sen massa kasvaa. Kuten Pienimassaisten tähtien kuolema osoittaa, suurempi massa tarkoittaa pienempää ydintä. Ydin voi supistua, koska degeneroitunutkin kaasu on yhä enimmäkseen tyhjää tilaa. Elektronit ja atomiytimet ovat loppujen lopuksi äärimmäisen pieniä. Tähtiytimen elektronit ja ytimet voivat olla ahtaita verrattuna huoneesi ilmaan, mutta niiden välissä on silti paljon tilaa.

elektronit vastustavat aluksi ahtautumista lähemmäs toisiaan, joten ydin kutistuu vain vähän. Lopulta rautaydin saavuttaa kuitenkin niin suuren massan, etteivät edes degeneroituneet elektronit enää pysty kannattelemaan sitä. Kun tiheys on 4 × 1011 g/cm3 (400 miljardia kertaa veden tiheys), jotkut elektronit itse asiassa puristuvat atomiytimiin, joissa ne yhdistyvät protonien kanssa muodostaen neutroneja ja neutriinoja. Tämä muodonmuutos ei ole arkielämästä tuttu, vaan siitä tulee erittäin tärkeä, kun näin massiivinen tähtiydin romahtaa.

osa elektroneista on nyt poissa, joten ydin ei voi enää vastustaa tähden päällyskerrosten murskaavaa massaa. Ydin alkaa kutistua nopeasti. Yhä enemmän elektroneja työntyy atomiytimiin, jotka lopulta kyllästyvät neutroneihin niin, etteivät ne pysty pitämään niistä kiinni.

tässä vaiheessa neutronit puristuvat ulos ytimistä ja voivat aiheuttaa uuden voiman. Kuten elektroneille käy ilmi, neutronit vastustavat voimakkaasti sitä, että ne ovat samassa paikassa ja liikkuvat samalla tavalla. Tällaisten degeneroituneiden neutronien voima on paljon suurempi kuin degeneroituneiden elektronien, joten ellei ydin ole liian massiivinen, ne voivat lopulta pysäyttää romahduksen.

tämä tarkoittaa, että luhistuva ydin voi saavuttaa vakaan tilan lähinnä neutroneista koostuvana murskattuna pallona, jota tähtitieteilijät kutsuvat neutronitähdeksi. Neutronitähden enimmäismassalle ei ole tarkkaa lukua (”Chandrasekhar limit”), mutta laskelmat kertovat, että neutroneista koostuvan kappaleen massan yläraja saattaa olla vain noin 3 MSun. Jos siis ytimen massa olisi tätä suurempi, ei edes neutronien degeneraatio pystyisi estämään ytimen luhistumista entisestään. Kuoleva tähti on päätyttävä jotain vielä äärimmäisen pakattu, joka viime aikoihin asti uskottiin olevan vain yksi mahdollinen objekti—tila lopullinen tiivistyminen tunnetaan musta aukko (joka on aihe meidän seuraava luku). Tämä johtuu siitä, että ei uskottu olevan olemassa voimaa, joka voisi pysäyttää romahduksen neutronitähtivaiheen ulkopuolella.

luhistuminen ja räjähdys

kun suurimassaisen tähden ytimen luhistuminen pysäytetään degeneroituneilla neutroneilla, ydin pelastuu suuremmalta tuholta, mutta käy ilmi, että muu osa tähdestä kirjaimellisesti räjähtää kappaleiksi. Näin se tapahtuu.

romahdus, joka tapahtuu elektronien imeytyessä ytimiin, on hyvin nopea. Alle sekunnissa noin 1 MSun massainen ydin, joka oli alun perin suunnilleen Maan kokoinen, romahtaa läpimitaltaan alle 20 kilometriin. Nopeus, jolla materiaali putoaa sisäänpäin, saavuttaa neljäsosan valon nopeudesta. Romahdus pysähtyy vasta, kun ytimen tiheys ylittää atomiytimen tiheyden (joka on tihein tuntemamme aineen muoto). Tyypillinen neutronitähti on niin tiivistynyt, että sen tiheyden kopioimiseksi meidän olisi puristettava kaikki maailman ihmiset yhteen sokeripalaan! Tämä antaisi meille yhden sokeripalan verran neutronitähteä (yhden kuutiosenttimetrin verran).

neutronien degeneroitunut ydin vastustaa voimakkaasti lisää puristusta, mikä pysäyttää romahduksen äkillisesti. Äkillinen tärähdys käynnistää paineaallon, joka alkaa levitä ulospäin. Tämä shokki ei kuitenkaan yksin riitä tähden räjähdykseen. Ulosvirtaavan aineen tuottama energia absorboituu nopeasti atomiytimiin tiheissä, päällekäyvissä kaasukerroksissa, joissa se hajottaa ytimet yksittäisiksi neutroneiksi ja protoneiksi.

käsityksemme ydinprosesseista osoittaa (kuten edellä mainittiin), että aina kun elektroni ja protoni tähden ytimessä yhdistyvät muodostaen neutronin, sulautuminen vapauttaa neutriinon. Nämä aavemaiset subatomiset hiukkaset, jotka ovat peräisin auringosta: ydinvoimalasta, kuljettavat pois osan ydinenergiasta. Heidän läsnäolonsa käynnistää tähden lopullisen tuhoisan räjähdyksen. Neutriinojen sisältämä kokonaisenergia on valtava. Tähden räjähdyksen ensimmäisellä sekunnilla neutriinojen kuljettama voima (1046 wattia) on suurempi kuin kaikkien tähtien yli miljardissa galaksissa tuottama voima.

vaikka neutriinot eivät yleensä juurikaan vuorovaikuta tavallisen aineen kanssa (aiemmin syytimme niitä suorastaan epäsosiaalisiksi), luhistuvan tähden keskustan lähellä oleva aine on niin tiheää, että neutriinot ovat jossain määrin vuorovaikutuksessa sen kanssa. Ne tallettavat osan tästä energiasta tähden kerroksiin aivan ytimen ulkopuolelle. Tämä valtava, yhtäkkinen energiansaanti kääntää näiden kerrosten infallaation ja ajaa ne räjähdysmäisesti ulospäin. Suurin osa tähden massasta (lukuun ottamatta sitä, joka meni ytimen neutronitähteen) sinkoutuu ulospäin avaruuteen. Kuten aiemmin näimme, tällainen räjähdys vaatii tähden vähintään 8 MSun, ja neutronitähden massa voi olla enintään 3 MSun. Näin ollen jokaisessa tällaisessa räjähdyksessä sinkoutuu avaruuteen ainakin viisi kertaa aurinkomme massa!

syntyvää räjähdystä kutsutaan supernovaksi (kuva 2). Kun nämä räjähdykset tapahtuvat lähellä, ne voivat olla näyttävimpiä taivaallisia tapahtumia, kuten seuraavassa jaksossa käsitellään. (Oikeastaan supernovaräjähdyksiä on ainakin kahta eri tyyppiä: kuvaamaamme lajia eli massiivisen tähden romahtamista kutsutaan historiallisista syistä tyypin II supernovaksi. Kuvaamme, miten tyypit eroavat myöhemmin tässä luvussa).

Taulukko 1 tiivistää tähänastisen keskustelun siitä, mitä eri alkumassojen tähdille ja alilaivoille tapahtuu niiden elämän loppuvaiheessa. Kuten suuri osa tieteellisestä ymmärryksestämme, tämä luettelo edustaa edistymiskertomusta: se on parasta, mitä voimme tehdä nykyisillä malleillamme ja havainnoillamme. Erilaisia tuloksia vastaavat massarajat saattavat muuttua jonkin verran mallien parannuttua. On paljon, mitä emme vielä ymmärrä yksityiskohtia siitä, mitä tapahtuu, kun tähdet kuolevat.

Alkumassa (Auringon massa = 1)

/tr>

taulukko 1: eri Massaisten tähtien ja alittavien kappaleiden lopullinen kohtalo
lopullinen tila elämänsä lopussa
<0,01	planeetta
0,01-0,08	ruskea kääpiö
0, 08-0.25	valkoinen kääpiö, joka on valmistettu pääosin heliumista
0.25-8	valkoinen kääpiö, joka on valmistettu enimmäkseen hiilestä ja hapesta
8-10	valkoinen kääpiö, joka on valmistettu hapesta, neonista ja magnesiumista
10-40	supernovaräjähdys, joka jättää neutronitähden
> 40	supernovaräjähdys, joka jättää mustan aukon

Supernova antaa ja supernova ottaa pois

supernovaräjähdyksen jälkeen massiivisen tähden elämä päättyy. Mutta jokaisen massiivisen tähden kuolema on tärkeä tapahtuma sen galaksin historiassa. Fuusion tähden elinaikana rakentamat alkuaineet” kierrätetään ” avaruuteen nyt räjähdyksessä, jolloin ne rikastavat kaasua ja pölyä, joista muodostuu uusia tähtiä ja planeettoja. Koska nämä supernovien sinkoamat raskaat alkuaineet ovat kriittisiä planeettojen muodostumiselle ja elämän synnylle, on reilua sanoa, että ilman supernovien ja planetaaristen sumujen aiheuttamaa massahäviötä tämän kirjan kirjoittajia tai lukijoita ei olisi olemassa.

mutta supernovaräjähdyksessä on vielä yksi luova panos, johon viittasimme tähdissä nuoruudesta vanhuuteen, kun kysyimme, mistä korujesi atomit ovat peräisin. Supernovaräjähdys saa aikaan energeettisten neutronien tulvan, joka piipahtaa laajenevan aineen läpi. Nämä neutronit voivat absorboitua rautaan ja muihin ytimiin, joissa ne voivat muuttua protoneiksi. Niinpä ne rakentavat rautaa massiivisempia alkuaineita, joihin kuuluvat sellaiset maanpäälliset suosikit kuin kulta ja hopea. Tämä on ainoa paikka, missä lyijyä tai uraania voidaan valmistaa. Kun seuraavan kerran käytät kultakoruja (tai annat niitä kullanmurullesi), muista, että nuo kulta-atomit olivat kerran osa räjähtävää tähteä!

supernovien räjähtäessä nämä alkuaineet (samoin kuin ne, joita tähti teki vakaampina aikoina) sinkoutuvat tähtien väliseen olemassa olevaan kaasuun ja sekoittuvat siihen. Supernovilla on siis ratkaiseva rooli galaksinsa rikastamisessa raskaammilla alkuaineilla, jolloin muun muassa maankaltaisten planeettojen alkuaineet ja elämän rakennuspalikat yleistyvät ajan kuluessa (kuva 3).

supernovien arvellaan myös olevan monien kosmisissa säteissä käsiteltyjen suurienergiaisten kosmisten säteiden lähde. Galaksin magneettikentän vangitsemina räjähtäneistä tähdistä peräisin olevat hiukkaset kiertävät edelleen Linnunradan valtavaa spiraalia. Tiedemiehet arvelevat, että maan eliöiden geneettiseen materiaaliin miljardien vuosien aikana osuneet nopeat kosmiset säteet ovat saattaneet vaikuttaa vakaisiin mutaatioihin-geneettisen koodin hienovaraisiin muutoksiin—jotka ohjaavat elämän kehittymistä planeetallamme. Kaikilla mainitsemillamme tavoilla supernovat ovat vaikuttaneet uusien tähtien, planeettojen ja elämän sukupolvien kehittymiseen.

mutta supernovilla on myös pimeä puoli. Oletetaan, että elämänmuoto on epäonninen kehittyäkseen tähden ympärille, joka sattuu olemaan lähellä massiivista tähteä, jonka on määrä muuttua supernovaksi. Tällaiset elämänmuodot saattavat huomata sammuvansa, kun naapuritähden räjähdyksen raju säteily ja suurienergiset hiukkaset saavuttavat heidän maailmansa. Jos, kuten jotkut tähtitieteilijät arvelevat, elämä voi kehittyä monilla planeetoilla pitkäikäisten (pienimassaisten) tähtien ympärille, niin elämän oman tähden ja planeetan sopivuus ei ehkä ole ainoa asia, jolla on merkitystä sen pitkän aikavälin kehitykselle ja eloonjäämiselle. Elämä on hyvinkin saattanut muodostua useiden miellyttävän vakaiden tähtien ympärille vain pyyhkiytyäkseen pois, koska valtava lähitähti muuttui yhtäkkiä supernovaksi. Aivan kuten sota-alueella syntyneet lapset saattavat joutua väkivaltaisen asuinalueensa epäoikeudenmukaisiksi uhreiksi, liian lähellä supernovaksi muuttuvaa tähteä oleva elämä voi joutua sen uhriksi, että on syntynyt väärässä paikassa väärään aikaan.

mikä on turvallinen etäisyys supernovaräjähdyksestä? Paljon riippuu tietyn räjähdyksen väkivaltaisuudesta, minkä tyyppinen supernova se on (katso binääristen tähtijärjestelmien kehitys) ja minkä tason tuhon olemme valmiita hyväksymään. Laskelmien mukaan alle 50 valovuoden päässä oleva supernova lopettaisi varmasti kaiken elämän maapallolla, ja jopa 100 valovuoden päässä oleva supernova vaikuttaisi rajusti säteilytasoihin täällä. Yksi pieni merieläinten sukupuutto noin 2 miljoonaa vuotta sitten maapallolla saattoi todellisuudessa johtua noin 120 valovuoden etäisyydellä tapahtuneesta supernovasta.

hyvä uutinen on se, että tällä hetkellä ei ole massiivisia tähtiä, jotka lupaisivat muuttua supernoviksi 50 valovuoden kuluessa auringosta. (Tämä johtuu osittain siitä, että sellaiset massiiviset tähdet, joista tulee supernovia, ovat kaiken kaikkiaan melko harvinaisia.) Meitä lähimpänä oleva massiivinen tähti Spica (Neitsyen tähdistössä) on noin 260 valovuoden päässä, luultavasti turvallisen matkan päässä, vaikka se räjähtäisi supernovana lähitulevaisuudessa.

keskeiset käsitteet ja yhteenveto

massiivisessa tähdessä ytimen vetyfuusiota seuraa useita muita fuusioreaktioita, joissa on mukana raskaampia alkuaineita. Juuri ennen kuin massiivinen tähti kuluttaa kaikki energianlähteet loppuun, sillä on rautaydin, jota ympäröivät piistä, rikistä, hapesta, neonista, hiilestä, heliumista ja vedystä koostuvat kuoret. Raudan fuusio vaatii energiaa (sen vapauttamisen sijaan). Jos tähden rautaytimen massa ylittää Chandrasekharin rajan (mutta on alle 3 MSun), ydin romahtaa, kunnes sen tiheys ylittää atomiytimen tiheyden, muodostaen neutronitähden, jonka tyypillinen läpimitta on 20 kilometriä. Ydin rebounds ja siirtää energiaa ulospäin, puhaltaa uloimmat kerrokset tähden tyypin II supernova räjähdys.

Sanasto

neutronitähti: kompakti kappale, jonka tiheys on erittäin suuri ja joka koostuu lähes kokonaan neutroneista

tyypin II supernova: niiden tähtien, joiden massa ylittää karkeasti 10 kertaa Auringon massan