Tähtien spektriluokittelu on tehty sellaisten spektriviivojen mukaan, jotka riippuvat lähinnä lämpötilasta eivätkä gravitaatiosta tai luminositeetista (vedyn Balmer, neutraali helium, rauta, ja muita mm. titaanioksidi). Tässä ns. Harvardin luokittelussa lämpötila laskee vasemmalta oikealle:
C(=R ja N)
O-B-A-F-G-K-M
S
Lisäksi tunnetaan Q=novat ja P=planetaariset sumut. C ja S ovat rinnakkaisia luokille G--M ja edustavat pintakerrosten erilaisia kemiallisia koostumuksia).
Luokat jaetaan alaluokkiin, joita merkitään numeroilla 0--9. Esim. Aurinko on spektriluokan G2 tähti.
O: sinertäviä tähtiä, 20000-35000 K. Useaan kertaan
ionisoituneita atomeja.
B: sinertävänvalkoisia, 15000 K.
A: valkeita, 9000 K.
F: kellanvalkeita, 7000 K.
G: Auringon kaltaisia, 5500 K. H- ja K-viivat vahvoja, vahvistuvia
metalliviivoja.
K: oransseja, 4000 K.
M:punaisia, 3000 K.
C: hiiliähtiä, aikaisemmin R ja N. Voimakkaan punaisia, 3000 K.
S: punaisia alhaisen pintalämpötilan tähtiä, n. 3000 K.
Tähtitieteen opiskelijat käyttävät spektriluokituksen muistamiseen muistisääntöhokemaa "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me!" (ja vielä RNS -- "Right Now, Sweetheart!").
Hertzsprung-Russelin diagrammasta selviää riippuvuus tähtien absoluuttisen magnitudin ja spektriluokan välillä. Tämä riippuvuussuhde on merkittävä tähtien kehityksen selvittämisessä.
Tähtien säteet, luminositeetit ja pintalämpötilat vaihtelevat hyvin laajoissa rajoissa. Tähdet HR-diagrammassa eivät kuitenkaan jakaudu satunnaisesti, vaan suurin osa ryhmittyy lävistäjän suuntaiseen pääsarjaan (Aurinko keskivaiheille). Sen ulkopuolella yläpuolella ovat mm. punaiset jättiläiset ja ylijättiläiset. Noin 10 magnitudia pääsarjan alapuolella ovat valkeat kääpiöt, joita on runsaasti mutta ne ovat vaikeita havaita.
Kuva 1. Hertzsprung-Russelin diagramma (Kuva kirjasta "Tähtitieteen perusteet".) Vaaka-akselilla voi olla havainnoista suoraan saatava väri-indeksi B-V tai spektriluokka. Teoreettisissa tarkasteluissa vaaka-akselilla käytetään usein efektiivistä lämpötilaa Te. Nämä kaikki vastaavat toisiaan, mutta vastaavuus riippuu jonkin verran luminositeettiluokasta. Kuvan lämpötilat pätevät pääsarjan tähdille. Pystyakselilla on absoluuttinen magnitudi. Diagramman selvimpiä tihentymiä ovat pääsarja ja jättiläisistä muodostuvat jättiläis-, horisontaali- ja asymptoottihaarat. Jättiläisten yläpuolella on hajallaan ylijättiläisiä. Valkeat kääpiöt sijaitsevat vasemmalla noin 10 magnitudia pääsrjan alapuolella.
Pääasiassa vedystä koostuva prototähti luhistuu (dynaaminen aikaskaala -- nopea!), lämpötila kohoaa, vety ionisoituu, myöhemmin myös helium. Prosessit vievät energiaa ja kiihdyttävät luhistumista edelleen. Kun suurin osa kaasusta on plasmaa, tähti saavuttaa tasapainon. HR-diagrammassa tähti sijaitsee aluksi alhaalla oikealla, nopean luhistumisen aikana pinta kirkastuu ja kuumenee, ja tähti siirtyy ylöspäin vasemmalle. Luhistumisen jälkeen se asettuu massansa määräämälle paikalle ns. Hayashi-käyrälle (jonka oikealla puolella olevat tähdet eivät voi olla tasapainossa vaan luhistuvat dynaamisessa aikaskaalassa). (Kuva 2.)
Terminen aikaskaala (paljon hitaampi kuin dynaaminen). Prototähti kerää ainetta (tavallisesti laajan tähtienvälisen pilven keskellä), massa kasvaa, samalla keskiosien paine ja lämpötila. Koko tähden sisus on konvektiivinen --> paljon lämpöenergiaa ulospäin, pinta kirkas. HR-diagrammassa tähti liikku lähes pystysuoraan alaspäin Hayashi-käyrää, koska säde pienenee ja luminositeetti laskee. Ydin, ja suurin osa tähdestä, muuttuu radiatiiviseksi opasiteetin pienentyessä --> ydinreaktiot alkavat. Tähti saa lisää energiaa ja luminositeetti alkaa kasvaa, HR-diagrammassa vasemmalle loivasti ylöspäin, raskailla nopeammin vasemmalle. (Kuva 2.)
Pääsarjavaiheessa tähti on tasapainossa. Ydinreaktiot muuttavat hitaasti kemiallista koostumusta --> erittäin hidas kehityksen vaihe, ydinaikaskaala (Auringolle n. 10 miljardia vuotta, raskaammille lyhyempi). Ylemmässä pääsarjassa tähdet ovat niin massiivisia, että lämpötila nousee riittävästi hiilisyklin syttymiselle, alemmassa pp-ketju. Pääsarjavaihe päättyy, kun ytimen vetyvarasto on kulutettu loppuun ja tähti siirtyy polttamaan vetyä ydintä ympäröivässä kuoressa. Pienemmillä tähdillä vähitellen, suuremmilla hyppäys HR-diagrammassa. (Kuva 3.)
Jättiläisvaihe. Keskustan vetyvaraston kuluttua loppuun helium ei vielä pala, koska se vaatisi korkeamman lämpötilan. Tähden keskusta alkaa kutistua, mikä vapauttaa energiaa, ja lämpötila nouseekin taas, ja heliumytimen ympärillä oleva vetykuori alkaa tuottaa energiaa. Vedyn palamiskuoresta virtaa energiaa sekä sisään- että ulospäin, ja samanaikaisesti siis ydin kutistuu & kuumenee ja kuori laajenee & kylmenee --> punainen jättiläinen.
Jos tähden massa M < 3*MSun (3 kertaa Auringon massaa
vastaava massa) --> lämpötila ei nouse riittävästi jotta hiili syttyisi.
Säteilypaine puhaltaa ulko-osat avaruuteen. Ulko-osista tulee hitaasti
laajeneva kaasupilvi, planetaarinen sumu. Sisäosasta valkea kääpiö.
Jos M=3*MSun--15*MSun --> hiili tai happi syttyy
räjhdyksenomaisesti, hiili- tai happileimahdus. Tällöin tähti Räjähtää
supernovana.
Jos M>15*MSun --> tähti palaa sisäosistaan raudaksi, sitten
kaikki energialähteet on käytetty. Jäljellä on vain eri aineiden
palamiskuoria, tilanne ei ole stabiili ja tähti luhistuu. Vapautuva
energia hajottaa rautaytimet aluksi heliumytimiksi, sitten protoneiksi ja
neutroneiksi, luhistumista tapahtuu dynaamisessa aikaskaalassa, lämpötila
nousee, vielä ydinreaktioita, räjähdysmäinen energian vapautuminen.
Ulko-osat räjähtävät supernovana, sisäosan luhistuminen jatkuu, tiheys
kasvaa, protonit ja elektronit muodostavat neutroneita, aine alkaa
degeneroitua. Luhistuminen voi pysähtyä tai jatkuu aina mustaksi aukoksi.
Jos M > Oppenheimer-Volkovin massa 1.5*MSun--2*MSun
--> musta aukko.
Jos M > Chandra-Sekharin massa 1.2*MSun --> neutronitähti.
Jos M pienempi kuin Chandra-Sekharin massa --> valkoinen kääpiö.
Kuva 2. Pääsarjaan kutistuvien tähtien kehitys HR-diagrammassa. (Kuva kirjasta "Tähtitieteen perusteet".) Nopean luhistumisen jälkeen tähdet asettuvat Hayashi-käyrälle ja kehittyvät sen jälkeen termisessä aikaskaalassa kohti pääsarjaa.
Kuva 3. Tähtien kehitys HR-diagrammassa pääsarjavaiheen jälkeen. (Kuva kirjasta "Tähtitieteen perusteet".) Pääsarjassa, jota rajoittavat katkoviivat, kehitys tapahtuu ydinaikaskaalassa. Pääsarjan jälkeen kehitys punaiseksi jättiläiseksi tapahtuu termisessä aikaskaalassa. He:llä on merkitty paikka, jossa helium syttyy ja kevyillä tähdillä tapahtuu helium-leimahdus. Kuvassa oleva suora esittää, miten samansäteiset tähdet sijaitsevat HR-diagrammassa.
Webistä löytyy runsaasti suht kansantajuisiakin esityksiä tähtien
kehityksestä.
Tässä selostus siitä, miten auringonmassaisen tähden loppuvaiheen
kehitys (jättiläisvaiheesta valkoiseksi kääpiöksi ja jopa mustaksi
kääpiöksi) kulkee.
Päivitetty viimeksi: 2006-11-06 / mtt.
Takaisin luentosivulle.
Takaisin kurssin pääsivulle.