Ilmiö Auringossa: tähden synty

KAK – Auringon synty on kiehtonut tutkijoita jo pitemmän aikaa. Jokaisella heimolla ja kansakunnalla on ollut oma maailmankaikkeuden syntytarinansa ja siihen on yleensä kuulunut myös Auringon synty. Vasta tieteellisen tutkimusperinteen ja metodien kehitys on mahdollistanut tähän aiheeseen perehtymisen niin havaintojen kuin teorian osalta.

Ensimmäisen Auringon syntyä pohti Pierre-Simon Laplace, joka esitti ajatuksen Exposition du système du monde -teoksessaan vuonna 1796 esitti, että Aurinko sai alkunsa pyörivästä ja samalla tiivistyvästä kaasusumusta. Lappacen mallin mukaan Aurinko syntyi kaasukiekon keskelle ja ylijääneestä materiaalista syntyivät planeetat ja pienkappaleet. Teoria oli omana aikanaan edistyksellinen, sillä 1700-lupussa ei ollut vielä kunnollisia havaintomahdollisuuksia avaruuden kaasupilvien havaitsemiseen ja tähtiensyntymisalueista ei tiedetty mitään.

Laplacen ajatus jäikin kuriositeetiksi yli sadan vuoden ajaksi, kunnes James Jeans 1920-luvulla ja Subrahmanyan Chandrasekhar 1930–1950 -luvuilla tarkensivat kaasupilven gravitaatioluhistumisen ehtoja. James Jeans määritteli nimeään kantavat Jeansin pituuden ^[1] ja -massan. J:n pituus ^[1] määrittelee kaasupilven laajuuden, joka pilvellä täytyy olla ennen kuin luhistuminen alkaa. Jeansin massa ^[1] puolestaan määrittelee pienimmän massan, joka pilvellä täytyy olla, jotta se voisi romahtaa oman gravitaation vaikutuksesta.

2MASS J16281370-2431391 on hiljattain syntynyt uusi tähti. Sitä ympäröi kaasu- ja pölykiekko, jonka näemme lähes reunasta suunnassa ja se peittää syntyneen tähden kokonaan. Kiekon ylä- ja alapuolelta tuleva valo on sirottunut pölyhiukkasista ja se tuo esille muutoin liian tummana näkyvän protoplanetaarisen kiekon, jossa syntyy tähden lisäksi planeettoja kiertoradoilleen. Kuva: Digitized Sky Survey 2/NASA/ESA.

Fred Hoyle 1940-luvulla tarkasteli tähden luhistumista ja päätyi tulokseen, että se ei voinut jatkua ikuisesti. Hän esitti, että fuusion käynnistyminen tähdessä luo vastapaineen ja tähden luhistuminen päättyy hydrostaattisen tasapainotilan kehittymisen seurauksena ennemmin tai myöhemmin, riippuen luhistuvasta massasta. Kuten nykyisin tiedetään, ilman vastapainetta tähden luhistuminen jatkuisi kerran sen alettua aina mustaksi aukoksi asti.

Nykykäsityksen mukaan Aurinko ja monet muuta tähdet syntyivät samassa kaasu- ja pölypilvessä. Pilven luhistuminen käynnistyy yleensä aina jonkin ulkoisen tekijän vaikutuksesta. Tällainen tekijä voi olla lähistöllä tapahtunut supernovan räjähdys, jonka aiheuttama valonpaine ja mahdollisen avaruuteen sinkoutuneen jäännöspilven törmääminen avaruuden kaasupilveen voi tiivistää pilven reunakaasua. Tapahtuma voi johtaa paikallisiin luhistumiskeskuksiin, joissa käynnistyy tähden kehittyminen.

Auringon syntyy johtaneen tapahtumaketjun alkamiseen voi olla muitakin tekijöitä. Supernovan tiivistymisen käynnistäjänä on suosituin teoria ja sille on olemassa tukevia havaintoja. Esimerkiksi ⁶⁰Fe ja ²⁶ Al -isotooppien jälkiä on löydetty hyvin varhaisista meteoriiteista, jotka ovat syntyneet protoplanetaarisessa kiekossa ja ovat säilyneet sen jälkeen lähes muuttumattomana. Nämä isotooppien olemassaolo viittaa suoraan supernovan esiintymiseen kaasupilven läheisyydessä.

Muitakin teorioita on esitetty ja niiden mainitseminen tässä yhteydessä on välttämätöntä, sillä erilaiset tähdet voivat synty erilaisissa prosesseissa. Esimerkiksi lähietäisyydellä olleen OB-tähden säteilemä uv-säteily ionisoi ympäristön kaasuja ja luo laajenevan H II -alueen. H II -alueen ja neutraalista molekyylikaasusta muodostuneiden pilvien välinen dynaaminen paine käynnistää luhistumisen.

Näissä Webb-kuvissa näkyy Orionin sumun osa, joka tunnetaan nimellä Orionin palkki. Se on alue, jossa vasemmassa yläkulmassa sijaitsevan Trapezium-klusterin energinen ultraviolettivalo on vuorovaikutuksessa tiheiden molekyylipilvien kanssa. Tähtisäteilyn energia rapauttaa hitaasti Orionin palkin, ja tällä on syvällinen vaikutus molekyyleihin ja kemiaan protoplanetaarisissa kiekoissa, jotka ovat muodostuneet täällä syntyneiden tähtien ympärille. Suurin kuva vasemmalla on Webbin NIRCam (Near-Infrared Camera) -instrumentin kuva. Oikealla ylhäällä kaukoputki on tarkennettu pienempään alueeseen Webbin MIRI-instrumentilla (Mid-Infrared Instrument). Näissä kuvissa käytettiin yhteensä kahdeksantoista suodatinta sekä MIRI- että NIRCam-instrumenteissa, jotka kattavat aallonpituusalueen 1,4 mikronista lähi-infrapunassa 25,5 mikroniin keski-infrapunassa. Aivan MIRI-alueen keskellä on nuori tähtijärjestelmä, jossa on planeetanmuodostuskiekko nimeltä d203-506. Oikealla alhaalla olevassa vetokuvassa näkyy yhdistetty NIRCam- ja MIRI-kuva tästä nuoresta järjestelmästä. Sen laajentunut muoto johtuu siihen kohdistuvan kovan ultraviolettisäteilyn aiheuttamasta paineesta. Kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä havaitsi d203-506:ssa ensimmäistä kertaa uuden hiilimolekyylin, joka tunnetaan nimellä metyylikationi. ESA/Webb, NASA, CSA, M. Zamani (ESA/Webb), PDRs4ALL ERS-ryhmä.

Kolmas teoria on kahden avaruudessa olevan neutraalin kaasupilven välinen yhteentörmäys. Yhteentörmäys on mahdollista monestakin syystä, esimerkiksi galaktiset virtaukset, turbulenttisuus ja magneettiset prosessit voivat saada pilvet keskinäiselle törmäyskurssille. Törmäys aiheuttaa tiheyden kasvua molemmissa pilvissä ja se voi ylittää Jeansin rajan, jolloin luhistuminen käynnistyy. Erityisesti massiiviset tähdet näyttäisivät syntyvän tällä tavalla.

Galaksimme kierteishaarat ovat todellisuudessa tiheysaaltoja, joissa tähdet ja kaasupilvet päätyvät toistensa läheisyyteen. Tiheysaallon mentyä ohi, etenkin tähdet voivat etääntyä toisistaan. Jos tiheysaallon vaikutusalueella on kaasupilvi, sekin joutuu samanlaisen vaikutuksen muovaavaksi ja pilven sisäiset virtaukset voivat aiheuttaa tiivistymiskeskuksia.

Viidenneksi turbulenttisuus ja kaasun jakautumisen epätasaisuus voivat johtaa paikallisiin tiivistymisiin ja Jeansin rajan ylittyminen on mahdollista.

Tarkastelleenpa Auringon massaisen tai nimenomaan Auringon syntyyn johtaneen kaasupilven luhistumisprosessia. Tähtienvälisessä avaruudessa leijunut kaasupilven lämpötila oli noin 10 – 20 K. Kuinka massiivinen pilven on täytynyt olla, riippuu prosessin hyötysuhteesta. Arviot vaihtelevat 10 – 50 %, eli pilven massa on täytynyt olla 2 – 10 -kertainen Aurinkomme massaan verrattuna ja tästä määrästä päätyi tähteemme vain 1 M_☉. Auringon tapauksessa tähteemme päätyneen kaasun on täytynyt tulla noin 0,1 parsekin säteeltä. Pilven tiheys ennen luhistumisen käynnistymistä on ollut arviolta noin 10³ – 10⁴ molekyyliä /cm³.

Tiivistymisen edetessä, pilven sisäinen lämpötila kohoaa ja pilvi alkaa pyöriä, ellei se ole jo ennen luhistumisen alkua pyörinyt hitaasti. Lämpenevän kaasupilven on vaikea säteillä energiaa ulos ympäröivään avaruuteen, vaikka jossain määri näin tapahtuukin. Lämpötila ja paine siis kohoavat tiivistymisalueen ytimessä, kunnes lämpötila saavuttaa noin miljoonan asteen lämpötilan. Kaasupilvi on suurimmaksi osaksi vetyä, hyvin pieni osa siitä on deuteriumia ja loput heliumia. Noin miljoonan asteen lämpötilassa käynnistyy deuteriumin fuusio heliumiksi, kun protoni iskeytyy deuteriumytimeen. Tuloksena on ³He ja sen lisäksi vapautuu gammafotoni, jonka energia on noin 5,5 MeV.

Vapautunut energia kohottaan tiivistymispilven lämpötilaan niin paljon, jotta hydrostaattinen tasapaino syntyy mutta vain hetkeksi. Syntymässä oleva tähti on kokonaan konvektiivinen. Osa energiasta pääsee poistumaan ympäröivään avaruuteen ja syntyvässä oleva tähti onkin hyvin kirkas infrapunaisella aallonpituusalueella.

Planeettojen muodostuminen on vaarallinen prosessi. Näissä NASAn Hubble-avaruusteleskoopin ottamissa neljässä kuvassa näkyy, kuinka Orionin tähtisumun alkiotähtien ympärillä olevat pölykiekot joutuvat alueen kirkkaimmasta tähdestä tulevan ultraviolettisäteilyn vaikutuksen alaiseksi.

NASA, ESA, J. Bally (University of Colorado, Boulder), H. Throop (Southwest Research Institute, Boulder), and C. O’Dell (Vanderbilt University).

Deuteriumin fuusion aikaan tuleva tähtemme oli edelleen tiivistyvää konvektiivista kaasua, eikä sillä ollut selkeää rakennetta, jollainen on tyypillisellä tähdellä. Deuteriumia ei kuitenkaan riitä kovinkaan pitkäksi ajaksi ja sen loputtua, luhistuminen jatkuu. Nyt tähden sisälämpötila on jo korkea ja se kohoaa yhdessä sisäisen paineen kanssa. Lopulta saavutetaan noin 10 miljoonan K lämpötila, jolloin vedyn fuusio heliumiksi p–p -ketjulla käynnistyy. Hydrostaattinen tasapainotila syntyy uudelleen ja luhistuminen päättyy. Aikaa on kulunut vähintään 300 000 vuotta mutta on mahdollista, että aika oli jopa kaksinkertainen.

Energian tuotanto keskittyy entistä enemmän tähden ytimeen ja energian siirtyminen säteilemällä tulee mahdolliseksi. Muutos johtuu lämpökapasiteetin, opasiteetin ja ionisaation muutoksista. Tähteen syntyy selkeä rakenne: ydin, sitä ympäröivään säteilyvyöhyke ja lopulta pintakerroksessa vaikuttava konvektio. Auringon perusrakenne on nyt valmis ja siinä tapahtuu vain vähäisiä muutoksia tähden kehittyessä aikaa myöten. Tässä vaiheessa tähti siirtyy pääsarjaan, se tuottaa vakaasti energiaa.

Esimerkkitähtemme on nyt noin 1 M_☉ massainen ja alkuperäisestä kaasupilvestä suurin osa on puhallettu ympäröivään avaruuteen. Pienestä osasta, noin 2 % Auringon massasta syntyy planeettakuntamme, lähinnä kaasupilven epäpuhtauksina olleista ”metalleista”. Kaasua ja vettä kaappautuu jonkin verran Jupiteriin, Saturnukseen, Uranuksen ja Neptunukseen, jotka kaikki sijaitsevat ns. lumirajan ulkopuolella. Vain pieni osa vedestä päätyy Maahan ja Marsiin, ilmeisesti komeettojen tuomina planeettakuntamme ulko-osasta ja kivilajien kidevetenä silikaattien kiteytyessä mineraaleiksi niiden syntymisen aikoihin ennen protoplanetaarisen kiekon kehittymistä.

Aurinkomme tarina ei ole vielä päätöksessään. Pääsarjaan päädyttyään Auringon ytimen lämpötila kasvaa hiljalleen ja tämän seurauksena myös energian tuotanto lisääntyy. Lisäenergia saa myös tähden uloimpien osien laajentumaan jonkin verran. Energiantuotanto on kasvanut noin 10 % miljardissa vuodessa, joten Aurinkomme syntyessään oli noin kolmanneksen himmeämpi kuin nykyisin. 

Energian tuotanto lisääntyy edelleen suunnilleen samaan tahtiin kuin tähänkin asti, eli noin 10 % miljardissa vuodessa. Tämä luonnollisesti vaikuttaa planeettakuntaamme merkittävästi. Planeetat, mukaan lukien Maamme, vastaanottavat enemmän energiaa ja tällä on oma vaikutuksensa. Esimerkiksi maapallomme lämpötila kohoaa siten, että matemaattiset mallinnukset ennustavat merien haihtumisen täysin kuiviin noin miljardissa vuodessa. Tätä ennen elämä on tältä planeetalta kadonnut kokonaan, aika-arviot tälle ovat noin 500 miljoona vuotta.

Auringon lopun aika koittaa noin 5 miljardin vuoden kuluttua heliumin fuusion käynnistyessä. Se on kuitenkin oman tarinansa arvoinen, joten palaan siihen myöhemmin.

 

Viitteet

[1] Jeansin parametrit

Suure	Arvo
Jeansin pituus λJ	n. 4,14 × 10¹⁶ m ≈ 27 670 au
Jeansin massa MJ	n. 1,73 × 10³⁰ kg ≈ 0,87 M☉
Vapaan luhistumisen aika	n. 3,09 × 10⁵ vuotta