Ilmiö Auringossa: tähdestä valkoiseksi kääpiöksi

KAK – Edellisessä artikkelissa käsittelin Auringon syntyä ja päädyin nykypäivän tilanteeseen. Kuten kaikki tiedämme, Auringon nykytila ei ole pysyvät ja lopullinen, vaan kehitys jatkuu seuraavat vuosimiljardit luonnonlakien mukaisesti. Useimmille meistä tarinan tämä osa on tuttu, tosin usein vain lyhyessä muodossa. Todellisuudessa lopun evoluutio on vaiherikas tapahtuma, jossa yksityiskohtia on runsaasti ja ne ovat edelleen intensiivisen tutkimuksen kohteena. Tässä artikkelissa käsittelen viimeisten aikojen tapahtumia yksityiskohtaisemmin (kuin yleensä) vaihe vaiheelta ja perustuen viimeisimpiin tutkimustuloksiin.

Tällä hetkellä Aurinko on pääsarjan ^[1] tähti. Auringon pintalämpötila on noin 5 800 K ja kirkkaudeksi (L) on määritelty L= 1 L_☉. Tulevien vuosimiljardien aikana Auringon kirkkaus kasvaa noin 10 % miljardissa vuodessa. Tämä tarkoittaa sitä, että Aurinko siirtyy hitaasti pääsarjassa ylemmäksi kirkkauden ja lämpötilan kasvaessa. 

 

Auringon kaltaisen tähden evoluutio pääsarjasta valkoiseksi kääpiöksi.

 

Pääsarjasta alijättiläiseksi

Nykypäivästä noin 5 miljardin vuoden kuluttua Auringon ytimessä tapahtuva vedyn fuusio vaikeutuu, sillä vetypitoisuus tulee vähenemään hyvin pieneksi ja heliumpitoisuus kasvaa. Tästä seuraa ytimessä tapahtuvan fuusion hiipuminen, sillä heliumin fuusio ei käynnisty vallitsevissa olosuhteissa. Fuusion hiipuminen johtaa ytimen merkittävään luhistumiseen. Tämä johtuu siitä, että hydrostaattisen tasapainotilan ^[5] ylläpitämiseen tarvittaisiin fuusion tuottamaa vastapainetta, joka estäisi luhistumisen. Vastapaineen väheneminen johtaa siis väistämättä ytimen koon pienenemiseen. 

 

Ytimen luhistuessa sen tiheys kasvaa huomattavasti. Nykyiset arviot tämän vaiheen tiheydelle on noin 100 miljoonaa kg/m³ (nykyinen tiheys on noin 150 tuhatta kg/m³), joka on yli tuhatkertainen nykyiseen verrattuna. Pelkkiä lukuja on vaikea kuvitella mutta, kun alijättiläisvaiheen tiheys vastaa tilannetta, jossa 25 % Auringon massasta on pakkautunut pallon kokoiseen tilaan, jonka säde on vain 1/10 Maan säteestä, voi tiheydestä saada jonkinlaisen käsityksen.

Luhistumisen seurauksena ytimen lämpötila kohoa useisiin kymmeniin miljooniin Kelvineihin. Se ei kuitenkaan ole riittävä heliumin fuusioon, jonka aika tulee myöhemmin. Ytimen ulkopuolella lämpötila (ja paine) kohoaa riittävän korkealle vedyn kuorifuusion käynnistymiseen suhteellisen ohuessa kerroksessa. Kuorifuusio on energiantuotannoltaan tehokkaampi kuin ytimessä tapahtunut fuusio. Lisääntynyt energiantuotanto saa Auringon ulko-osat laajenemaan. Laajenemisen seurauksen pintalämpötila laskee noin 5 000 K:iin (vrt. auringonpilkkuihin) ja Auringosta on tullut aluksi keltainen ja myöhemmin oranssinpunainen alijättiläinen. Laajeneminen on alkuun hidasta, mutta se kiihtyy ajan kuluessa.

Kuorifuusio tuottama energia kasvattaa Auringon kirkkautta. Muutoksia tapahtuu myös Auringon rakenteessa. Konvektiivinen kerros syvenee mutta ei kuitenkaan korvaa kokonaan säteilyvyöhykettä. Differentiaalinen pyöriminen hidastuu säteen kasvaessa. Auringon takokliini heikkenee ja lopulta häviää. Voisi olettaa, että magneettikenttä häviäisi myös, mutta aivan kokonaan niin ei käy, sillä magneettinen dynamo voi toimia myös konvektiivisessa kerroksessa turbulenttisuuden vuoksi. Heikentynyt kenttä on enemmän dipolimainen kuin nykyään. Auringonpilkkuja esiintyy edelleen ja jonkinlainen syklinen toiminta on mahdollista.

Alijättiläisvaihe kestää noin 700 miljoonaa vuotta. Auringon säde kasvaa 2 – 3 -kertaiseksi nykyisestä. Auringon kirkkaus kasvaa myös 2 – 3 -kertaiseksi nykyisestä, sillä vaikka pintalämpötila laskee, säteilevän pinnan ala kasvaa, joten kokonaisteho kasvaa myös.

 

Alijättiläisestä punaiseksi jättiläiseksi

Seuraava vaihe Auringon evoluutiossa on siirtyminen punaiseksi jättiläiseksi. Konvektio kiihtyy alijättiläisvaiheen lopulla ja pintakerroksen laajeneminen jatkuu ja lämpötila putoaa. Kun lämpötila on laskenut 4 700 K:iin tapahtuu jotain aivan odottamatonta. Uloimmat kaasukerrokset muuttuvat läpinäkymättömiksi säteilylle. Tämän tapahduttua vedyn kuorifuusion tuottama energia ei pääsekään säteilemään avaruuteen vaan jää ”vangiksi” Auringon sisään.

 

Tästä seuraa merkittävä muutos Auringon rakenteessa: konvektio voimistuu ja hyvin nopeasti se kattaa kaiken muun paitsi sisimmän ytimen. Voimakas konvektio laajentaa Aurinkoa ja se laajenee 100 – 200 -kertaiseksi nykyiseen verrattuna. Auringon kirkkaus kasvaa energiatehokkuuden kasvaessa 1 000 – 10 000 -kertaiseksi. Tässä vaiheessa ydin kerää vedyn kuorifuusion tuottaman heliumin itseensä kasvattaen sen kokoa ja tiheyttä.

Auringon magneettikenttä on tässä vaiheessa kohtalaisen heikko (pinnalla) mutta sisäosissa voi synty vahvoja paikallisia kenttiä konvektiosta johtuen. Auringon pilkkuja ei esiinny mutta muutoin tähtemme voi olla magneettisesti aktiivinen esimerkiksi radioemissio voi olla merkittävä ominaisuus. Aurinkotuulikin on nykyistä voimakkaampaa.

Tiheyden kasvun myötä ydin siirtyy degeneroituun tilaan ^[2]. Ytimen lämpötila kohoaa edelleen ja pian se saavuttaa noin 100 miljoonan Kelvinin rajan. Tällöin heliumin fuusio käynnistyy. Degeroitunut ydin ei kuitenkaan laajene, vaikka lämpötila nousee. Tämä tarkoittaa sitä, että heliumin fuusio käynnistyy koko ytimen alueella samanaikaisesti. Tätä kutsutaan heliumleimahdukseksi.  Leimahduksen energia (n. 10⁴⁴ J) vastaa Auringon nykyistä energiantuotantoa vain muutamassa sekunnissa, mutta ulkokerrokset vaimentavat sen täysin.

Kun heliumleimahduksen energia ei pääse poistumaan avaruuteen, sen vaikutukset kohdistuvat ytimeen. Ytimen degeneroitunut tila rikkoontuu ja ydin pääsee laajentumaan normaalin kaasun tavoin. Aurinko menettää jonkin verran säteestään (siis pienenee) ja pintalämpötila kohoaa. Kirkkaus on pienempi kuin jättiläisvaiheen huipulla. Aurinko saavuttaa jälleen hydrostaattisen tasapainotilan heliumin fuusioituessa sen ytimessä. Nyt Aurinkomme on siirtynyt horisontaalisen haaraan.

 

Horisontaalinen haara

Horisontaalisen haaran kausi on suhteellisen vakaa Auringon evoluutiossa. Ytimessä tapahtuu heliumin fuusio hiileksi ja hapeksi kolmialfa -ketjussa ^[3]. Tästä prosessista vapautuu suurin osa Auringon säteilemästä energiasta. Ytimen ulkopuolella on edelleen vedyn kuorifuusion kerros, joskin sen energian tuotto on jo vähentynyt. Näistä syistä Aurinko hieman kutistuu, josta seuraa kuumeneminen ja sen kirkkaus putoaa merkittävästi.

 

Kutistuminen johtaa pyörimisnopeuden lisäykseen ja dynamo voi syntyä uudelleen. Näin ollen magneettikenttä on olemassa, mutta siinä ei luultavasti esiinny syklisyyttä.

Punaisen jättiläisvaiheen aikana Aurinko menetti massaansa. Massan menetyksen määrä on hieman vaikea arvioida. Jos massaa on poistunut merkittävästi, Aurinkomme on tässä vaiheessa kuuma ja sininen tähti. Sen sijainti olisi siis haaran vasemmassa puoliskossa. Jos massan menetys on ollut maltillisempi, niin Auringon sijainti haarassa olisi ”punaisen möykyn” alueella. Auringon kaltaiset tähdet sijoittuvat useimmissa tapauksissa juuri tälle alueelle.

Auringon sijoittumiseen Horisontaalisessa haarassa vaikuttaa myös sen alkuperäinen metallipitoisuus. Vähämetalliset tähdet sijoittuvat yleensä vasemmalle, sillä ne ovat kuumempia. Auringon kaltaiset metallirikkaat tähdet sijoittuvat haaran ”punaiseen möykkyyn” (red clump). Niin tai näin, Aurinko on Horisontaalisessa haarassa noin 100 miljoona vuotta ja vaihe päättyy, kun ytimen helium on kokonaan fuusioitu hiileksi ja hapeksi. Auringon massaiset tähdet eivät voi fuusioida näitä alkuaineita, joten energian tuotanto päättyy.

 

Asymptoottinen haara (AGB)

Asymptoottiseen haaraan siirtyminen tapahtuu edellistä vaihetta seuraavissa tapahtumissa. Ydin siis luhistuu jonkin veran energiantuotannon päättyessä. Luhistuminen johtaa jälleen ytimen kuumenemiseen. Kuumuus käynnistää ytimen ulkopuolella heliumin kuorifuusion ^[4], joka yhdessä edelleen jatkuva vedyn kuorifuusion kanssa tuottaa riittävästi energiaa, jotta Aurinkomme laajenee uudelleen punaiseksi jättiläiseksi. Sen koko voi olla jopa suurempi kuin ensimmäisessä jättiläisvaiheessa (200 – 400 R_☉). Vaikka laajentuminen voi olla niin merkittävää, että tähdestämme tulee suurempi kuin ylijättiläiset, massa on kuitenkin paljon vähäisempi kuin varsinaisilla ylijättiläisillä.

 

Asynptootisen haarassa olevan tähden sisäinen rakenne. Kuva artikkelista    Frontiers Astron. Space Sci., 24 July 2025, Volume 12 – 2025, A review of the search for AGB stars,  https://doi.org/10.3389/fspas.2025.1587415.

 

Koon kasvun myötä Auringon kirkkaus kasvaa jälleen merkittävästi. Se voi tulla lähes yhtä kirkkaaksi kuin kirkkaimmat tunnetut tähdet. Laajentumisen myötä pintalämpötila laskee ja väriltään siitä tulee jälleen punainen. Tässä vaiheessa Aurinko on saavuttanut asymptoottisen haaran (AGB).

Kuorifuusiot ovat epävakaita ja ne tuottavat nopeita energiapurkauksia ja näiden seurauksen massaa poistuu runsaasti ympäröivään avaruuteen, johon muodostuu kerrosmaisia rakenteita.

Laajenemisen seurauksen pyörimisnopeus vähenee ja tästä puolestaan seuraa dynamon hiipuminen. Konvektiivisuus kuitenkin tuottaa vahvoja kenttiä laajoille alueille, jotka näkyvät myöhemmässä vaiheessa planetaaristen sumujen rakenteissa. Tämä ei ole yllättävää, sillä massan menetys tässä vaiheessa voi olla jopa 70 % alkuperäisestä.

Massan menetyksen seurauksena kuorifuusiot päättyvät, kun paine laskee kuorikerroksissa. Painen lasku on seurausta massan menetyksestä. Tässä vaiheessa tähtemme on siirtynyt post-AGB vaiheeseen.

 

Post-AGB -tila

Edellisen vaiheen lopulla Auringon ulkokuori poistui avaruuteen ja kuuma ydin paljastui. Tällöin siitä on tullut valkoinen kääpiö. Jäljelle jäänyt ja paljastunut ydin on hyvin tiheä. Sillä on myös voimakas magneettikenttä, usein jopa satoja tai tuhansia Tesloja ja vaihteluväli on laaja.

Ympäröivän kaasun lämpötila kohoaa 30 000 – 100 000 Kelviniin paljastuneen tähtiytimen uv-säteilyn vaikutuksesta. Uv-säteily ionisoi kaasun ja elektronien palatessa atomien orbitaaleille, ne emittoivat valoa aivan tietyillä aallonpituuksilla. Tällöin planetaarinen sumu on havaittavissa ”monivärisenä” muodostumana. Planetaarisen sumun muodostuminen päättää post-AGB -vaiheen.

 

Valkoinen kääpiö

Valkoisen kääpiön ja planetaarisen sumun jäljellä olevat evoluutiot ovat täysin erilaisia ja toisistaan riippumattomia. Lähes maapallon kokoiseksi luhistunut Aurinko on massaltaan noin 0,6 M_☉. Massan määrä riippuu aikaisempien vaiheiden massan menetyksestä, pienin tunnettu valkoinen kääpiö on halkaisijaltaan noin 4 300 km. Olemme tottuneet siihen, että suurempi massainen kappale on myös kooltaan suurempi. Tämä sääntö ei kuitenkaan päde valkoisiin kääpiöihin, sillä massiivisimmat valkoiset kääpiöt ovat kaikkein pienimpiä kooltaan. Tämä hieman oudolta kuulostava ilmiö johtuu siitä, että valkoinen kääpiö on degeneroitunutta ainetta, samaan tapaan kuin juuri ennen heliumleimahduksen alkua. Kaikkein massiivisimmat valkoiset kääpiöt ovat massaltaan 1,4 M_☉. Jos niiden massa ylittäisi Chandrasekharin rajan, degeneraatiopaine ei enää olisi riittävä ja gravitaatio luhistaisi valkoiset kääpiöt neutronitähdiksi. 

Sirius A näkyy kuvassa kirkkaana. Valkoinen tähti Sirius B näkyy himmeänä osoitettuna nuolella. Kuva Wikimedia Commons.

 

Valkoiset kääpiöt jäähtyvät olemassaolonsa ajan. Maailmankaikkeuden ikä on noin 13,82 miljardia vuotta, joka aika ei ole riittänyt jäähdyttämään ensimmäistäkään valkoista kääpiötä mustaksi kääpiöksi. Mustaksi kääpiöksi jäähtyminen ottaisi aikaa noin 1 000 miljardia vuotta.

Valkoisen kääpiötähden evoluutiossa on vielä yksi vaihe ennen mustaksi kääpiöksi jäähtymistään. Se on kiteytyminen. Kiteytyminen alkaa, kun lämpötila laskee alle 10 000 K. Prosessi ei luo 'timanttiydintä' vaan kiteytyneen hiilin (ja hapen) rakenteen. Kiteytyminen vapauttaa hieman lämpöä ja tästä syystä lopullinen jäähtyminen maailmankaikkeuden taustasäteilyn lämpötilaan kestää aina vain kauemmin. 

 Planetaarinen sumu

Planetaarisen sumun kehittyessä valkoisen kääpiön ympärillä oleva kaasukuori on aluksi muodoltaan pallomainen mutta sen muoto voi kehittyä vallitsevien magneettikenttien vaikutuksesta, jotka ovat ytimen säilyttämiä jäännöskenttiä. Pallomaisten sumujen lisäksi olemme havainneet ”tiimalaseja”, useita erilaisia kerrostuneita rakenteita, ”putkia”, ”munkkirinkeleita” jne. Useimpien sumujen muotoja ja niiden evoluutiota on vaikea hahmottaa valokuvien perusteella, simulaatiot antavat joitakin erilaisia muotoja mutta ei kuitenkaan kaikkia havaittuja muotoja. Isot planeetat tai kumppanitähti vaikuttavat myös sumun muotoutumiseen merkittävästi.  Tässä vaiheessa tapahtumat ovat nopeita, post-AGB -vaihe kestää vain muutamasta sadasta muutamaan tuhanteen vuoteen.

Hubblen ja LBT:n yhdistelmäkuva Lyyran rengassumusta.  Kuva Nasa / ESA / C. R. Robert O'Dell / G.J. Ferland / W.J. Henney / M Peimbert / David Thompson

Planetaarisen sumun kehittyminen on nopeaa. Se laajenee suhteellisen suurella nopeudella. Laajenemisnopeus on tyypillisesti 10 – 40 km/s, mutta se kiihtyy ajan myötä tähtienvälisen aineen vuorovaikutuksesta.

Laajeneminen johtaa kaasun ^[4] tiheyden vähenemiseen ja lämpötilan laskuun. Sumu siis himmenee. Tiheyden laskun myötä ympäristön tähtituuli riipii ohutta sumua ja sekoittaa kaasun osaksi tähtienvälistä ainetta. Kuluu noin 10 000 – 20 000 vuotta ennen kuin koko sumu on sekoittunut tähtienvälisen aineeseen siinä määrin, että sitä ei pystytä enää havaitsemaan. Jos Linnunradassamme noin kuuden miljardin vuoden kuluttua (tai paljon myöhemmin) tapahtuu edelleen tähtien syntymistä, planetaarisen sumun jäännökset voivat tulla osaksi jotain uutta tähtikuntaa.

Klikkaa kuva suuremmaksi.

 

 

Viitteet

[1] Tähtien kehitystä on kuvattu Hertzsprungin–Russellin diagrammilla, jossa pääsarja sijoittuu oikealta vasemmalle nousevalle kehityspolulle (nykyisin yleisimmin käytössä olevan esitystavan mukaan).

Hertzsprung-Russell-diagrammi (lyhennettynä H-R-diagrammi, HR-diagrammi tai HRD) osoittaa tähtien absoluuttisten suuruuksien tai valovoimien ja niiden tähtiluokituksen tai tehollisen lämpötilan välisen suhteen. Ejnar Hertzsprungin vuonna 1911 ja Henry Norris Russellin vuonna 1913 itsenäisesti laatima kaavio oli merkittävä askel kohti tähtien kehityksen ymmärtämistä.

 

[2] Tähtiytimen ollessa degeneroituneessa tilassa tiheys on niin suuri, että elektroni eivät enää ”mahdu” atomiytiminen orbitaaleille (kiertoradoille) vaan ne poistuvat atomista. Ilmiö on seurausta Paulin kieltosäännöstä: ”kaksi identtistä fermionia (kuten elektronia) ei voi olla täsmälleen samassa kvanttitilassa”. Kieltosääntöä ei voi rikkoa millään keinolla, joten elektronit joutuvat ”raivaamaan” enemmän tilaa jollakin keinolla. Tämä keino on siirtyminen korkeampaan energiatilaan, joka ilmenee ulospäin suuntautuneena degeneraatiopaineena.  Elektronit muodostavat elektronikaasun, jonka paineen turvin valkoinen kääpiö välttyy enemmältä luhistumiselta. Tässä vaiheessa paine ei enää riipu lämpötilasta.

 

[3] Kolmi-alfa -ketju tapahtuu seuraavasti

⁴He + ⁴He → ⁸Be

⁸Be + ⁴He → ¹²C → ¹²C + g

Ketjun käynnistymisen edellytys on, että lämpötila on vähintään 10⁸ K.

 

[4] Planetaarinen sumu koostuu pääosin samoista alkuaineista, joita oli tähden ulkokerroksissa, mutta kemialliset suhteet ovat muuttuneet tähtikehityksen aikana:

Pääkomponentti                        Osuus                Huomioita

Vety (H)             ~70 %                 Ionisoitu (H⁺), emittoi vahvan Hα-viivan

Helium (He)     ~25 %                 Osittain He⁺ tai He²⁺

Hiili (C)              muutama %     Lisääntyy, koska AGB-tähden kuorifuusio ja konvektio nostavat hiiltä pintaan (hiilirikkaat sumut)

Typpi (N)           pieni osuus      Myös rikastuu fuusion sivutuotteena

Happi (O)          pieni osuus      Näkyy usein voimakkaina [O III]-emissiolijoina

Jälkiä raskaammista alkuaineista (Ne, S, Ar)  hyvin vähän     Synnyttävät spektroskopiassa heikkoja viivoja

Emission kirkkaimmat viivat:

[O III] 500,7 nm (vihreä/kirkas sinivihreä)

Hα 656,3 nm (punainen)

 

[5] Hydrostaattinen tasapaino. Tähden, kuten Auringon ollessa pääsarjassa, sen toiminta on vakaata. Tällöin sen ytimessä tapahtuva vedyn fuusio luo ulospäin suuntautuvan paineen, joka pyrkii laajentamaan sen kaasukehää. Paine on tulosta kahdesta tekijästä: kaasuhiukkaset liikkuvat hyvin nopeasti ja törmäilevät toisiinsa. Analogisesti tätä voisi kuvat painekattilaan, jossa vesihöyryn molekyylit törmäilevät kattilan seinämiin. Toinen paineen tekijä on fotonien aiheuttama säteilypaine, joka kohdistuu säteilylähteestä ulospäin.

Samaan aikaan kaikkeen tähden massaan kohdistuu sen itsensä luoma gravitaatio, joka puolestaan pyrkii luhistamaan kaasun tiiviimmäksi. Ilman vastapainetta tähti luhistuisi mustaksi aukoksi. Kun fuusion luoma paine (ulospäin) ja gravitaation (sisään päin) ovat yhtä suuret, tähti on hydrostaattisessa tasapainotilassa ja vakaa toiminta on mahdollinen.

Tähtien evoluution aikana on usein tilanteita, jossa hydrostaattinen tasapaino tila ei toteudu. Tällöin tähti joko laajenee tai luhistuu, riippuen siitä kumpi voimista on voimakkaampi. Näitä tilanteita Auringon evoluution aikana ovat vuorottelevat laajenemiset ja luhistumiset.

Tasapainoehto: Gravitaatio = Kaasupaine + Säteilynpaine , (jokaisella  säteellä r ytimestä)

Tasapaino kuvataan hydrostaattisen tasapainon yhtälöllä:

dP​/dr=−GMr​ρ/​r2

Missä:

• P = paine (riippuu etäisyydestä r ytimestä)
• G = gravitaatiovakio
• M_r​ = massa säteellä r
• ρ = tiheys
• r = etäisyys ytimestä

Paineen muutos (dP/dr) on negatiivinen (paine laskee ulospäin mentäessä), ja se kompensoi gravitaation vaikutuksen.

 

Linkkejä

Tässä on koottuna linkkejä tuoreisiin, vapaasti luettaviin (open access) tutkimusartikkeleihin, jotka käsittelevät tähden kehityksen eri vaiheita HR-kaaviossa. Artikkelit ovat englanninkielisiä, koska suurin osa tieteellisestä tutkimuksesta julkaistaan englanniksi.

Pääsarja (Main Sequence)

Pääsarja on pisin ja vakain vaihe tähden evoluutiossa. Tutkimus keskittyy usein kaksoistähtien vaikutuksiin, magneettiseen aktiivisuuteen ja tähtijoukkojen ominaisuuksiin.

• Broadening of the Main Sequence of a Star Cluster by Undetected Binaries (Helmikuu 2025): Artikkeli tutkii, kuinka havaitsemattomat kaksoistähdet leventävät pääsarjan hajontaa tähtijoukoissa. Linkki ResearchGate-julkaisuun
• The initial-final mass relation of white dwarfs (Syyskuu 2023): Tutkimus, joka käsittelee tähtien massan suhdetta niiden pääsarjan alun ja lopun välillä, mikä on keskeistä koko kehityksen ymmärtämisessä. Linkki arXiv-julkaisuun

 

Jättiläishaarat (Alijättiläiset ja punaiset jättiläiset)

Tämä vaihe käsittää tähden siirtymisen vedyn poltosta kuoripolttoon ja sen laajenemisen. Tutkimukset keskittyvät usein tähtien iän ja massan määrittämiseen uusilla tavoilla.

• Mass and age of red giant branch stars observed with LAMOST and Kepler (Toukokuu 2018): Artikkeli esittelee menetelmiä punaisten jättiläisten massan ja iän määrittämiseksi spektroskooppisen ja asteroseismisen datan avulla. Linkki ResearchGate-julkaisuun
• Revealing the Field Sub-subgiant Population... (Joulukuu 2021): Tämä tutkimus käsittelee erityistä "alijättiläisten alapuolella" olevaa tähtipopulaatiota, joka liittyy aktiivisiin kaksoistähtiin ja auttaa ymmärtämään poikkeavaa tähtikehitystä. Linkki arXiv-julkaisuun
• Observing the products of stellar evolution in the old open cluster M67... (Tammikuu 2017): Tutkimus käyttää hiilen ja typen suhdetta alijättiläisissä iän määrittämiseen, mikä on tärkeä työkalu tähtien kehityksen kalibroinnissa. Linkki arXiv-julkaisuun

 

Heliumia fuusioiva vaihe (Heliumleimahdus ja horisontaalinen haara)

Tässä vaiheessa tähti on saavuttanut uuden tasapainotilan, jossa se polttaa heliumia ytimessään. Tutkimukset keskittyvät heliumleimahduksen fysiikkaan ja horisontaalisen haaran tähtien ominaisuuksiin.

• Neutrinos and Asteroseismology of Stars over the Helium Flash (Elokuu 2023): Artikkelissa kerrotaan, miten neutriinojen ja asteroseismologian avulla voidaan havainnoida heliumleimahdusta, joka ei ole suoraan optisesti nähtävissä. Linkki arXiv-julkaisuun
• Wave heating during the helium flash and lithium-enhanced clump stars (Kesäkuu 2022): Tutkimus selvittää, voivatko heliumleimahduksen aikana syntyvät aallot selittää litium-pitoisuuden kasvun punaisen möykyn tähdissä. Linkki arXiv-julkaisuun
• Comparison of observed vertical stratifications of iron in blue horizontal-branch stars... (Joulukuu 2024): Artikkeli vertaa sinisten horisontaalisen haaran tähtien kaasukehän rautapitoisuuden kerrostumia teoreettisiin malleihin. Linkki Oxford Academic -julkaisuun

 

Myöhäisvaiheet (AGB, Post-AGB ja planetaariset sumut)

Tämä on tähden evoluution viimeinen aktiivinen vaihe, johon liittyy voimakasta massanmenetystä ja lopulta ulkokerrosten pois puhaltamista.

• A review of the search for AGB stars (Julkaistaan 2025): Katsausartikkeli AGB-tähtien etsintään ja niiden merkitykseen tähtien kehityksen ja galaksien kemiallisen evoluution kannalta. Linkki Frontiers-julkaisuun
• Rotating and Expanding Gas in Binary Post-AGB Stars (Heinäkuu 2025): Tutkimus keskittyy kaasun liikkeisiin kaksoistähtijärjestelmissä Post-AGB-vaiheessa, jossa muodostuu usein monimutkaisia rakenteita. Linkki Bohrium-julkaisuun
• The planetary nebula NGC 3132 revisited... (Maaliskuu 2025): Artikkeli esittelee yksityiskohtaisen 3D-mallin planetaarisesta sumusta NGC 3132, perustuen uusimpiin havaintoihin. Linkki arXiv -sivustolle

 

Tähden jäänne (Valkoiset kääpiöt)

Tämä on Auringon kaltaisen tähden evoluution lopputuote, hitaasti jäähtyvä ydin. Tutkimus valkoisten kääpiöiden jäähtymiseen, koostumukseen ja siihen, mitä ne kertovat entisistä tähtikunnistaan.

• White dwarf pollution: one star or two? (Maaliskuu 2024): Tutkimus selvittää, onko valkoisten kääpiöiden ilmakehän "saastuminen" planeettamateriaalilla seurausta planeettajärjestelmän omasta epävakaudesta vai kaksoistähtikumppanin vaikutuksesta. Linkki Oxford Academic -julkaisuun
• White Dwarfs as Physics Laboratories: Lights and Shadows (Helmikuu 2022): Katsausartikkeli siitä, miten valkoisia kääpiöitä voidaan käyttää laboratorioina fysiikan perusteorioiden, kuten gravitaation ja alkeishiukkasten, testaamiseen. Linkki Frontiers-julkaisuun