Vaikka tähdet ovat elottomia kohteita, meillä on tapana kuvata niiden kehitysvaiheita ikään kuin ne olisivat eläviä. Aivan kuten mekin, ne syntyvät, elävät ja kuolevat. Luonnollisesti niiden elinaika on paljon pitempi kuin meidän, ja ne voivat ‘elää’ miljardeja vuosia. Elämänsä aikana tähdet tuottavat valtavia määriä energiaa ydinprosessien kautta sisuksessaan, mikä antaa niille niiden ominaisen loiston. Aloitetaan siis alusta. Mistä tähdet tulevat?

Aine ei jakaudu tasaisesti avaruudessa. Tyhjyyden aukkojen välissä on kaasu- ja pölypilvialueita, joita kutsutaan tähtienväliiseksi väliainekseksi ja jotka ovat tiheämpiä kuin ympäristönsä. Yleensä pilvien hiukkasten liike-energia on tasapainossa pilven gravitaatiovoimalla. Jos pilvi kuitenkin häiriintyy, esimerkiksi lähellä olevan supernovaräjähdyksen takia, tasapaino rikkoutuu ja pilvi voi tihentyä tietyillä alueilla.

Kun ne saavuttavat tietyn kriittisen massan, pilven tiheimmät osat voivat supistua oman gravitaatiovetovoimansa vaikutuksesta, mikä saa pilven pirstoutumaan pienemmiksi ja tiheämmiksi osiksi. Tämä prosessi kestää muutaman miljoonan vuoden. Pilven supistuessa lämpötila ja tiheys kasvavat. Lopulta uusi kohde saa pallomaisen muodon ja siitä tulee se, jota kutsutaan protohtähdeksi. Gravitaatiovoimansa ansiosta pilven aine jatkaa siihen putoamista, nostaen jatkuvasti lämpötilaa ja tiheyttä, kunnes ne kasvavat niin suuriksi, että ydinreaktiot alkavat, joissa vety fuusioituu heliumiksi. Uusi tähti on syntynyt.

Tämän Omega-sumukon nimellä tunnetun kaasu- ja pölypilven keskuksessa muodostuu jatkuvasti uusia tähtiä. Lähde: NASA

Useimmat tähdet syntyvät spiraaligalaksin käsivarsien sisällä, missä on enemmän kaasua ja pölyä. Joskus useampi tähti voi muodostua samasta molekyylipilvestä, jolloin syntyy tähtijoukko. Joukkoja on kahta tyyppiä: avoimet joukot, jotka yleensä sisältävät muutaman sadan suhteellisen nuoren, kuuman ja melko hajaantuneen tähden, ja pallomajoukot, jotka yleensä sisältävät tuhansia paljon vanhempia tähtiä tiheämpänä ryppäänä.

Aurinkoa lukuunottamatta useimmat tähdet ovat äärimmäisen kaukana. Lähin tähti, Proxima Centauri, on 4,24 valovuoden päässä. Tämä tarkoittaa, että kun tähtitieteilijät tarkkailevat tähtiä, on vaikea nähdä tarkalleen mitä tapahtuu. He tarkkailevat pääasiassa kahta asiaa: tähden luminositeettia ja sen väriä.

Kun tähtitieteilijät puhuvat tähden luminositeetista, he tarkoittavat absoluuttista magnitudia, eli tähden todellista kirkkautta eikä näennäistä kirkkautta, joka riippuisi siitä kuinka kaukana se on meistä. Tämä mitataan normaalisti logaritmisella asteikolla suhteessa Aurinkoumme: esimerkiksi jos tähdellä on luminositeetti 1, sillä on sama kirkkaus kuin Auringollamme. Tähden väri liittyy sen pintakeen lämpötilaan: ‘kuumemmat’ tähdet näyttävät sinisemmiltä kuin kylmemmät tähdet, jotka ovat punertavia.

Voidaan luoda kaksiulotteinen kaavio tähtien pintakeen lämpötiloista suhteessa niiden luminositeettiin. Kaavio voisi näyttää tältä oikealla.

Tämä on todennäköisesti tähtitieteen tärkein diagrammi, Hertzsprung-Russell-diagrammi, nimetty kahden tähtitieteilijän mukaan, jotka ensimmäisenä piirsi sen. Vaaka-akselilla on pintakeen lämpötila kasvavana oikealta vasemmalle, ja pystyakselilla on tähden energiantuotto tai luminositeetti.

Mielenkiintoista kyllä, tähdet Hertzsprung-Russell-diagrammissa eivät jakaudu tasaisesti. Sen sijaan ne muodostavat hyvin selkeän kuvion. Useimmat tähdet sijaitsevat kaistalla diagrammin vasemmasta yläkulmasta (suuret, kirkkaat, kuumat tähdet) oikeaan alakulmaan (pienet, himmeät, viileät tähdet). Tätä kutsutaan Pääsarjaksi. Diagrammin oikeassa yläkulmassa ovat hyvin suuret, kirkkaat mutta viileät tähdet, joita kutsumme Punaisiksi jättiläisiksi, ja vasemmassa alakulmassa ovat Valkoiset kääpiöt, pienet, himmeät, mutta äärimmäisen kuumat tähdet.

Noin 90 % tähden elämästä tähti on suhteellisen vakaa ja sillä on suunnilleen sama luminositeetti, pintakeen lämpötila ja koko. Tässä kehitysvaiheessa tähti on hydrostaattisessa tasapainossa. Siksi sen sijainti Hertzsprung-Russell-diagrammissa ei muutu. Tässä tilassa tähti on Pääsarjan tähti: Auringomme on hyvä esimerkki. Ne vaihtelevat kuumista ja kirkkaista tähdistä Hertzsprung-Russell-diagrammin vasemmassa yläkulmassa viileämpiin ja himmeämpiin oikeassa alakulmassa. Tähdet voivat pysyä tässä vaiheessa hyvin pitkään. Kuitenkin aikaskaalat eivät ole samat kaikille tähdille. Suuremmat tähdet polttavat polttoaineensa paljon nopeammin ja sen vuoksi se loppuu paljon nopeammin. Pienemmät tähdet eivät tarvitse yhtä paljon energiaa tasapainottaakseen gravitaatiotaan, joten niillä on pidempi elämä.

Tähden elämän vaiheet määräytyvät sen mukaan, kuinka paljon ja minkä tyyppistä polttoainetta tähdellä on. Pääsarjan aikana tähdet käyttävät vetyä polttoaineenaan. Kun vety alkaa loppua, tähti tuottaa vähemmän energiaa tukeakseen painoaan ja ydin alkaa supistua. Tämä lisää ytimen lämpötilaa ja tiheyttä, ja tähden luminositeetti kasvaa tämän seurauksena. Lisääntyneen lämmöntuoton kautta tähden säde kasvaa 100–1000-kertaiseksi alkuperäisestä koostaan, mutta enemmän pintakee lämmitettäväksi ja vähemmän polttoainetta siihen, pintakeen lämpötila voi laskea jopa 50 %, ja tähdestä tulee punaisempi. Tällaisia tähtiä kutsutaan Punaisiksi jättiläisiksi. Hertzsprung-Russell-diagrammissa ne sijaitsevat oikeassa yläkulmassa.

Pienille tähdille (eli alle 8 kertaa Auringon massa), Punaisen jättiläisen vaiheen lopussa, tähti ei voi supistua tarpeeksi luodakseen lämpötiloja, joita tarvitaan lisäydinfuusioon. Ilman ydinprosesseja, jotka sitä pyörittäisivät, tähden uloimmat kerrokset muuttuvat epävakaiksi ja tähden tuottama tähtituuli puhaltaa ne pois. Maasta voimme nähdä tämän valtavina värikylläisinä pilvinä, jotka liikkuvat nopeasti tähdestä poispäin, jättäen jäljelle vain tähden ytimen. Tätä tähdestä poispäin liikkuvaa pilveä kutsutaan planetaariseksi sumukoksi.

Helix-sumumuo on esimerkki planetaarisesta sumukosta, joka puhallettiin irti jäljelle jääneestä Valkoisesta kääpiöstä, joka on edelleen näkyvissä valokuvan aivan keskellä (Lähde: NASA). Planetaarista sumua kutsutaan sellaiseksi ei siksi, että sillä olisi mitään tekemistä planeettojen kanssa, vaan koska aiempien aikojen tähtitieteilijät eivät voineet tarkkailla sitä kovin hyvin ja se näytti sumealta pallolta – hieman kuin planeetta.

Jäljelle jäävä ydin on pieni, mutta hyvin tiheä ja kuuma. Niitä kutsutaan Valkoisiksi kääpiöiksi niiden pienen koon mutta valkokuumaksi pintakeelle vuoksi. Ne ovat niin tiheitä, että vain teelusikallinen niiden ainesta painaisi saman kuin norsu Maassa. Valkoiset kääpiöt sijaitsevat Hertzsprung-Russell-diagrammin vasemmassa alakulmassa. Pienillä tähdillä kuten Auringollamme jäljelle jäävä ydin koostuu hiilestä (ja hieman hapesta), mutta suuremmilla tähdillä se voi olla valmistettu neonista.

Nämä tähdet eivät enää fuusioi ainetta yhteen, joten ne menettävät lämpönsä ajan myötä. Lopulta ne himmenevät ja muuttuvat Ruskeiksi kääpiöiksi.

Kuten olemme nähneet, tähtityyppejä on paljon ja ne voivat vaihdella paljon. Silmäänpistävin ero niiden välillä on koko. Alla oleva kuva näyttää muutaman tähden galaksistamme. On kolme punaista jättiläistä: Antares, Betelgeuse ja Aldebaran. Rigel on sininen superjättiläinen. Sirius on pääsarjan tähti, mutta suurempi kuin Auringomme – näkyy pienenä pisteenä vasemmassa alakulmassa, pienenä verrattuna muihin. Valkoiset kääpiöt ovat niin pieniä, ettei niitä voida näyttää mittakaavassa tässä kuvassa. Lähde: NASA.

Tähdille, joiden massa on yli 8 kertaa Auringon massa, kuolema merkitään valtavalla räjähdyksellä: ensimmäisen sekunnin aikana se voi olla yhtä kirkas kuin koko galaksi, jossa on satoja miljardeja tähtiä. Tällaisia räjähdyksiä kutsutaan Tyyppi-II-supernoviksi.

Supernovaräjähdyksen jälkeen, riippuen alkuperäisen tähden massasta, tähden ytimelle on kaksi mahdollista lopputulosta. Pienemmille tähdille ytimestä tulee Neutronitähti. Jos tähden ytimen massa on kuitenkin enemmän kuin noin 2,5 kertaa Auringon massa, jäljelle jää Musta aukko.

Tämän valokuvan kirkas kohta on vuoden 1987 supernovaräjähdys Magellanin pilvessä noin 156 000 valovuoden päässä meistä.

Vaikka tähtien räjähdys tapahtui noin 166 000 eKr., me havaitsimme sen 23. helmikuuta 1987. SN 1987A oli yksi kirkkaimmista tähtien räjähdyksistä kaukoputken keksimisen jälkeen yli 400 vuotta sitten. Lähde: NASA/HUBBLE

Supernovaräjähdyksen aikana kaikki aine supistuu räjähtävän tähden ytimessä. Tämä tarkoittaa, että protonit ja elektronit puristetaan yhteen niin tiukasti, että niistä tulee neutroneita. Neutronien puristumisella on raja, ja lopulta ydin lakkaa supistumasta ja muodostuu Neutronitähti.

Neutronitähdet koostuvat vain neutroneista ja niillä on säde vain noin 10 km. Neutronitähti on kuitenkin niin tiheä, että vain yksi teelusikallinen sen ainesta painaa noin 20 kertaa Gizan suuren pyramidin massan. Itse asiassa Neutronitähdet ovat tiheiimpiä tuntemamme kohteita. Monet neutronitähdet pyörivät nopeasti, jaksoilla muutamista millisekunneista (1/1000 sekuntia) sekunteihin. Tämä pyöriminen tuottaa radioaaltoja, joita radiotähtitieteilijät havaitsevat terävinä ja tasaisina pulsseina, ja tällaista Neutronitähteä kutsutaan pulsariksi. Ensimmäisen Neutronitähden löytämisen jälkeen vuonna 1967 on löydetty yli 400 tällaista pulsaria.

Tunnetuin pulsari sijaitsee Rapusumukon keskustassa. Rapusumuko on pilvi, joka syntyi kiinalaisten tähtitieteilijöiden vuonna 1054 jKr. tarkkailemasta supernovaräjähdyksestä. Rapusumuko on laajentunut siitä lähtien. Tämän pilven keskellä on pulsari, eli Neutronitähti, joka pyörii noin 30 kertaa sekunnissa. Lähde: NASA

Jotta Musta aukko syntyisi, tähden ytimen massa on oltava yli 2,5 kertaa Auringon massa. Niin suurilla massoilla ytimen gravitaatiovoima on niin suuri, että kun tähtien aine romahtaa sisään nopeasti, neutronien välinen hylkivä voima ei voi vastustaa sitä. Aine jatkaa putoamistaan, luoden yhä tiheämpää kohdetta, kunnes siitä lopulta tulee Musta aukko.

Musta aukko on osa avaruutta, johon on tiivistynyt niin paljon massaa (ja siten gravitaatiota), ettei mikään – ei edes valo – voi paeta siitä. Tätä kutsutaan singulariteetiksi, koska kaikki aine on tiivistynyt yhteen ainoaan pisteeseen. Koska valoa ei voi paeta, mustat aukot näyttävät… mustilta. Tämä tarkoittaa, että tähtitieteilijät eivät voi nähdä niitä. Ne voidaan kuitenkin havaita tarkkailemalla ympäröivän aineen lämpötilan nousua, kun se kiertyy spiraalimaisesti ja niellään Mustaan aukkoon. Näillä Mustilla aukoilla on yleensä massoja, jotka vaihtelevat noin 4–10 kertaa Auringon massaan.

On kuitenkin olemassa muita Mustien aukkojen tyyppejä. Tähtitieteilijät ovat myös löytäneet Supermassiivisia Mustia aukkoja (SMB), joiden massat ovat miljoonia kertoja suurempia kuin Auringomme. Näitä on löydetty galaksien keskustoista. Sellainen on jopa oman galaksimme keskustassa. Se on nimeltään Sagittarius A* ja sen massa on noin 4 miljoonaa kertaa Auringon massa. Jotkut SMB:t luovat voimakkaita suihkuja, joita kutsutaan kvasaareiksi.

Taitelijan näkemys kaukaisesta kvasaarista varhaisessa maailmankaikkeudessa. Ympäröivä tiheä kaasu, pöly ja jopa tähdet tuottavat kvasaarin kirkkauden, kun ne imetään SMB:hen. Lähde: NASA

Kvasaarit voivat säteillä satojen galaksien energian alueelta, joka ei ole paljon suurempi kuin aurinkokuntamme. Kvasaareja löydetään vain hyvin kaukaa ja ne muodostuivat, kun Maailmankaikkeus oli paljon nuorempi ja SMB:tä ympäröivän aineen tiheys oli paljon suurempi. Galaksien keskustoihin jääneet Mustat aukot ovat jo nielleet suurimman osan niitä ympäröivästä aineesta ja tuottavat siksi paljon vähemmän energiaa.

Yllättäen tarina ei lopu siihen: tähtitieteilijät ovat löytäneet vielä yhden Mustan aukon tyypin: välimassaisen Mustan aukon, jonka massat ovat satoja kertoja suurempia kuin Auringomme. Tämä on melko uusi löytö ja tähtitieteilijät eivät ole täysin varmoja mitä siitä ajattelevat. Vaikka tutkimukset näyttävät todistavan niiden olemassaolon, kukaan ei osaa selittää miten ne syntyvät, koska ne näyttävät olevan liian suuria syntyäkseen tähdistä!

Useimmat tähdet eivät ole yksittäisiä tähtiä kuten Auringomme, vaan niin sanottuja kaksostähtiä, jotka koostuvat kahdesta tähdestä. Voi tapahtua, että toinen näistä tähdistä on jo muuttunut Valkoiseksi kääpiöksi, kun taas toinen on vielä Punainen jättiläinen. Tässä tapauksessa aine kertyy eli siirtyy jatkuvasti Punaisesta jättiläisestä Valkoiseen kääpiöön. Riippuen aineen kerrostumisnopeudesta Valkoisen kääpiön pinnalle on kaksi lopputulosta.

Valkoisten kääpiöiden pinnalle kertynyt aine räjähtää. Tällaista räjähdystä kutsutaan novaksi (latinaksi tämä tarkoittaa “uusi”), koska se näyttää siltä kuin taivaalle olisi ilmestynyt uusi tähti. Joka vuosi Linnunradalla yksin havaitaan kymmeniä tällaisia noveja. Tähti on kirkas muutaman päivän tai viikon ajan ennen kuin se himmenee taas. Toistuvia noveja on myös havaittu, toistumisväleillä vuosien tai vuosikymmenten välein.

Kaukana tähti räjähti Tyyppi-I-supernovana. Se näkyy kirkkaana pisteenä vasemmassa alakulmassa, tapahtui galaksin laidalla (Kuvalähde: NASA). Tämä on toinen mahdollisuus: Valkoinen kääpiö voi räjähtää valtavassa räjähdyksessä, jota kutsutaan Tyyppi-I-supernovaksi. Nämä supernovaräjähdykset voivat tapahtua yhtä usein ja olla yhtä kirkkaita kuin Tyyppi-II-supernovaräjähdykset: niillä voi olla satojen miljardien tähtien kirkkaus.