Sissejuhatus astrofüüsikasse

1. Sissejuhatus astrofüüsikasse Loeng 6 Tallinna Tehnikaülikool Vladislav-Veniamin Pustõnski 2010 – 2012

2. Tähtede evolutsioon Hertzsprung-Russel’i diagrammil meie näeme, et mõnedes alades tähtede arv (täpsemalt, tihedus) on suurem, teistes on väiksem. Selge on see, et mida rohkem tähte on mõnes alas, seda rohkem selliseid tähte eksisteerib, ja seda pikem on tähe eluiga vastavas seisundis. Kui tähede eluiga mõnes seisundis on suur, siis need tähed akumuleeruvas vastavas diagrammi alas. Diagrammilt meie näeme, et kõige rohkem tähte on pikas alas, mis läheb ülemisest vasakust nurgast (heledad suure pinnatemperatuuriga tähed) alumisse paremasse nurka (nõrgad külmad tähed). See on peajada. Kuna tähed kontsentreeruvad peajadasse, võime järeldada, et peajadal täht viibib kõige rohkem aega. On ka vähem asustatud alad paremal pool peajadalt: seal paiknevad sündivad tähed (tavaliselt lühikese aja jooksul) ja peajadalt lahkunud tähed. Nii HR diagrammil on olemas punaste hiiude ja ülihiiudega asustatud alad. Meie hakkame nüüd vaatlema tähe evolutsiooni, ehk arengut ajas, tema peamistel eluetapidel. Tähe sündimine molekulaarpilve kokkutõmbumisel Vastavalt tänapäevastele teooriatele, tähtede sündimine algab hiiglaslikel tähtedevahelistel molekulaar- ja tolmupilvedel, mille mass on sadu (ja rohkem) päikesemassi ja mis koosnevad vesinikust ja teistest elementidest, mis olid väljavisatud tähtedevahelisse ruumi supernoovade plahvatustel. (Kõige esimesed tähed sündisid vesinikust ja heeliumist, mis olid Universumis pärast selle sündi Suure Plahvatuse tulemusena). Molekulaarpilved Universumi elu algetapidel koonsesid vaid „ürgainest“, mille ca ¾ oli vesinik ja ¼ oli heelium (oli ka vähest liitiumi), aga praegu

3. Universumi aine on rikastatud raskemate elementidega, mis moodustasid surnud tähtede viimastel eluperioodidel, heeliumi kontsentratsioon on ka kõrgem, kuna tähed on jõudnud ümbertöötada ürgainet nii, et osa vesinikust on muutnud heeliumiks. Kui molekulaarpilve tihedus on väike, siis see jääb stabiilseks, ja väikesed lokaalsed gaasikontsentratsioonid (kus tihedus on ümbritseva aine tihedusest suurem) ei kasva. Põhjus on selles, et aine gravitatsioonile (mis tekitab aine liikumist pilve tsentri suunas) seisab vastu osakeste soojuslik kaootiline liikumine. Kui see liikumine on piisavalt intensiivne (ehk kui pilve gravitatsioon ei ole piisavalt tugev), siis gravitatsioonilist kollapsi (pilve kokkutõmbumist) ei toimu. Aga kuna pilved liikuvad tähtede suhtes, siis naabertähed oma gravitatsiooniväljaga tekitavad tiheduse moonutusi, seega pilves lokaalselt aine tihedus kasvab. Kui tihedus jõuab kriitilise väärtuseni, siis molekulide soojuslik kaootiline liikumine ei suuda enam seista gravitatsiooni vastu, ja pilve vastavas alas algab tiheduse fluktuatsioonide kasv: aine hakkab „kukkuma“ fluktuatsiooni tsentrisse, tihedus veel kasvab ja protsess jätkub. See on fluktuatsiooni gravitatsiooniline kollaps. Siin tähtsaks mõisteks on nn. Jeans’i pikkus, mida saab hinnata järgmise valemiga: . Selles valemis G on gravitatsiooni konstant, k on Boltzmann’i konstant, T on pilve temperatuur,  on tihedus ja  on molaarmass. Jeans’i pikkus näitab, millise maksimaalse raadiusega pilve osa saab olla stabiilne tiheduse fluktuatsioonide vastu (nn. Jeans’i ebastabiilsus). Kui tihedus saab suurem, pilv fragmenteerub „mullideks“, mille raadius on võrreldatav Jeans’i raadiusega.

4. Jeans’i mass on pilve mass, mille raadius võrdub Jeans’i pikkusega. Vaatame, kuidas Jeans’i mass sõltub tihedusest. Kuna mass on võrdeline tihedusega ja ruumalaga, seega . Siit järeldub, et Jeans’i mass kahaneb tihedusega, kui temperatuur jääb konstantseks. Pilve kollapsi algetapidel ta on läbipaistev kiirguse jaoks. Seega kuigi kollapsil eraldub gravitatsiooni potentsiaalne energia, see energia võib pilvest vabalt lahkuda: kuumenev gaas kiirgab, ja see kiirgus ei jää pilve sees, seega temperatuur ei jõua tõusta. Pilve tihedus aga pidevalt kasvab, ja sellest, kuidas Jeans’i mass sõltuvub tihedusest, järeldub, et pilve Jeans’i mass kokkutõmbumisel kahaneb. See avab pilvele võimalust edasiseks fragmenteerumiseks. Meie näeme, et kui kollapseeruv pilv saab jähtuda, ta fragmenteerub veel väiksemateks pilvedeks, mis tõmbuvad kokku edasi. Nii ühest suurest pilvest samaaegselt sündib mitte üks, vaid terve kogum noori tähte, mille vanus on peaaegu ühesugune (aga massid võivad olla erinevad, sõltuvalt konkreetsete pilve fragmentide kollapsi eripärasustest). Sellise mehanismi abil tähed sünnivad massiliselt, moodustades nn. noori tähtede assotsiatsioone. Tavaline tähtede arv assotsiatsioonis on mitu kümmend – mitu sada. On olemas nn OB-assotsiatsioonid, kuhu kuuluvad väga massiivsed ja kuumad tähed (nad evolutsioneeruvad kiiresti ja kiiresti sattuvad peajatta, seega meie ei näe nende evolutsiooni peajadani), T Tauri tüüpi tähtede assotsiaatsioonid (sinna kuuluvad noored muutlikud tähed massiga vähem, kui 2 päikesemassi, nad ei jõudnud veel peajadani ja meie näeme nende elu algetappe; temperatuurid nende tuumades ei ole veel piisavad termotuuma reaktsioonide toimimiseks, nende energiaallikas on gravitatsiooniline kokkutõmbumine, nende juures tihti saab näha tolmuketasid, nad on magneetiliselt aktiivsed, plekidega jne.)

5. ja R-assotsiatsioone (ing. R- reflection, need on O – A klasside tähed, mis on ümbritsetud gaas- ja tolmuudukogudega, mida nad valgustavad). Pilve kollapseerimine on seotud sellega, et selle mingis osas tihedus mingil põhjusel ületab väärtust, mille juures Jeans’i kriteerium on täidetud. See võib juhtuda erinevatel põhjustel. Selleks põhjuseks võib olla nt. lähedase supernoova plahvatus, mille tõttu pilves levivad lööklained, ehk lokaalsed suurendatud tiheduse lained. Teine võimalik põhjus on galaktikate kokkupõrked, mis viivad gravitatsiooniliste häirituste tekele. Kui gravitatsiooniline kokkutõmbe jätkub, siis tihedus kollapseeruvas fragmendis (nn. globulas) üha kasvab, ja mingil hetkel tema aine saab piisavalt läbipaistmatu selleks, et kiirgus ei saaks juba selleks vabalt väljuda. Siis kollapseeruva gaasi temperatuur hakkab tõusma, ja ta saab stabiilseks vastu edasist fragmenteerumiks, ja kollapseeruv ala eraldub pilvest, evolutsioneerides edasi iseseisvalt. Sel etapil tema ainsaks energiaallikaks jääb gravitatsiooniline potentsiaalne energia, kuna temperatuur on veel madal termotuuma reaktsioonide toimimiseks. Kui temperatuur tuumas tõuseb mitu tuhat K-ni, algab vesiniku dissotsiatsioon ja vesiniku ning heeliumi ioniseerimine. Need protsessid neelavad osaliselt soojuslikku energiat, seega temperatuuri ja rõhu kasv saab aeglasemaks, ja kokkutõmbumine jätkub. Gaaside kondentsatsiooni tõttu tihedus globula välistes kihtides langeb, kui see jõuab väärtuseni ca. 10-8 g/cm3, nad saavad läbipaistvaks, ja kiirgus saab lahkuda. Sel momendil objekt, mis oli suhteliselt külm (ca. 1500 K), ümbritsetud läbipaistmatu ainega ja seega peaaegu nähtamatu, väga kiiresti suurendab oma heleduse väga tundumalt: päikese massiga objekti jaoks see kasv on mitu sada korda. See nähtus saab interpreteerida tähe sünniga kohas, kus varem tähte polnud. Sellised nähtused on vaadeldud (mitukümne aastatega eraldatud fotoplaatide võrdlemise teel) nt. Orioni udukogus.

7. Sel ajal temperatuur ja tihedus keskel on juba piisavalt suured, et saada võrreldatavaks gravitatsioonijõuga, ja gravitatsiooniline kollaps aeglustub. Sel etapil objekt on esimeses lähenduses hüdrostaatilise tasakaalu oleks (kuigi mitte päris), seda nimetatakse prototäheks ja HG diagrammil ta on eel-peajada trekkil (ingl. pre-main sequence star, PMS). Tulevase tähe raadius sel etapil kiiresti kahaneb ja temperatuur kasvab tänu potentsiaalenergia eraldumisele. Energia ülekanne toimub peamiselt konvektiivselt, kuna raadius on veel väga suur, ja kiirguslik ülekanne ei suuda efektiivselt ära viia soojust alt ülesse; kasvava tiheduse tõttu footoni vabateepikkus kahaneb, seega kahaneb ka läbipaistmatus. Nüüd prototäht on täielikult konvektiivne, selle raadius langeb, aga pinna temperatuur muutub vähe, seega täht liigub peaaegu vertikaalselt HR diagrammil. See on nn. Hayashi’ trekk. Vähemassiivsed tähed (M< 0,5Mp) jäävad täielikult konvektiivseks kogu aeg, seega nad aeglaselt (miljoneid aastaid) liiguvad vertikaalselt alla kuni peajada alumise osa jõudmiseni. Massiivsemad tähed läbivad seda teed kiiremini: päikese massiga täht ca 1 mln. aastaga, täht massiga 5Mp – mitu sada tuhat aastaga. Hayashi trekk vastab alumisele sinisele teele diagrammil järgmisel lehel (vähemassivne täht) ja teele 1–2, mis vastab päikese massiga tähele. Prototähe kokkutõmbumisel tema gaas kuumeneb. Viriaali teoreemi järgi, pool gravitatsioonilisest energiast eraldub kiirgusena, pool läheb üle soojusenergiaks. Teatud ajal temperatuur tsentris tõuseb nii, et saavad võimalikuks termotuuma reaktsioonid. Esialgselt, kui temperatuur ei ole veel piisav pp-tsükli jaoks, saab põleda deuteerium reaktsioonis + . Aga deuteeriumi täheaines on vähe, seega see reaktsioon ei suuda olla pikaajaliseks energiallikaks, ja tähe heledus peaaegu ei kasva. Järgmisena saab põleda liitium-6, mis, lisades endale prootoni, muutub berilliumiks-7, Be-7 laguneb, moodustades Li-7, sellele lisandub veel ühte prootonid kuni Be-8, ja viimane laguneb kaheks heeliumi tuumaks.

8. Tähe moodustumisel selle pöörlemiskiirus kasvab: impulsmomendi säilivuse tõttu, kui objekt tõmbub kokku, tema inertsimoment kahaneb, seega nurkkiirus kasvab, ja prototähe ümbritsev gaasipilv saab lapikuks, moodustades nn. akkretsiooni ketta. Kui temperatuur tähe tuumas saab piisavalt kõrgeks, aine läbipaistmatus saab väiksemaks, ja saab võimalikuks kiirguslik ülekanne. Seega temperatuuri gradient langeb, ja tähe tuum saab kiirguslikuks. (See ei toimu vähemassiivsetes tähtedes, kuna nendes temperatuur jääb liiga madalaks. Tähed massiga < 0,08 Mpei jõua peajadani ajavahemiku jooksul, mis oleks Universumi eluajast lühedam.) Kui kiirguslik tuum kasvab, gravitatsioonilise kokkutõmbumise kiirus tunduvalt kahaneb, ja tähe heledus enam ei lange, vaid vastupidi, natukene kasvab. Kuna raadius veel langeb, seega pinnatemperatuur peab kasvama. Tähe trekk HG diagrammil pöörab vasakule ja saab peaaegu horisontaalseks (vt. joonis eelmisel lehel) – see on nn. Henyey trekk. Vähemassiivsetel tähtedel (massidega < 0,5Mp) see trekk puudub, nad kohe sattuvad peajadale. See evolutsiooni etapp kestab palju rohkem, kui eelmine evolutsioon (kümneid miljoneid aastat). Selle etapi lõpus temperatuur tuumas tõuseb nii kõrgeks, et saavad võimalikuks termotuumareaktsioonid vesinikuga, ja täht sattub peajadale. Tähe ümbritseva materjali jäägid kas langevad tähele või neid puhutakse välja. Akkrestiooni ketas kaob ära, tähe ümbritsev ruum saab ainest vabaks. Oma kokkutõmbumise evolutsiooni jooksul tähed (isegi vähemassivsed) viibivad HR-diagrammi selles alas, kus asuvad ka punased hiiud (mis tekivad tähtede evolutsiooni viimastel etapidel, neid meie vaatleme edasi). Aga selliste „kontraktsioonihiiude“ ja alamhiiude sisemine ehitus erineb väga palju tavaliste hiiude ehitusest, ja nende arv ei saa olla suur kokkutõmbumise eluetapi lühikese aja tõttu.

9. Tähe evolutsioon peajadal Peajadale sattumise hetkel kogu sündinud tähtede hulk moodustab nn. algpeajada(ing. Zero Age Main Sequence, ZAMS). Seda saab leida empiiriliselt kui peajada kõige vasakune piir noores täheparves. Erinevates täheparvedes (k.a. galaktikaid) algpeajada asukohad võivad erineda natukene seoses sellega, et moodustatud tähe parameetrid (heledus ja temperatuur) sõltuvad selle keemilisest koostisest, seega isegi sama massiga tähtede võivad olla mingil määral (aga mitte palju) erinevad temperatuurid ja heledused. Isegi ühes parves peajadal on teatud lajus, kuna konreetse tähe evolutsioon ka võib sõltuda sellistest eripärasustest nagu nt. pöörlemiskiirus, magnetefektid jne. Võrreldes suhteliselt kiire evolutsioonietapiga, millal toimub molekulaarse gaasipilve kokkutõmbumine, tähe evolutsioon peajadal toimub väga aeglaselt (peale kõige massivsemaid tähte). Peajadal täht on tasakaalus, ja toimub tema vesiniku varu kulumine, kui vesinik muutub heeliumiks. Tähe parameetrid – temperatuur, heledus, raadius – muutuvad aeglaselt. Tähe heledus ajaga natukene kasvab, see on seotud pp-tsükli efektiivsuse kasvuga ja keskmise molaarmassi kasvuga (kuna gaasi kineetiline energia on võrdeline selle molaarmassiga). Näiteks, Päikese heledus on kasvanud tema peajadal aja viibimise jooksul (ca. 4 mlrd. a.) umbes 20 protsendi võrra. Tähe eluiga peajadal sõltub peamiselt selle massilt, see sõltuvus on astmeline (astmenäitajaga diapasoonis 1  3, analüüsitud eelmises loengus). Kõik on määratud olemasolevate vesiniku varudega ja nende kulumise kiirusega. Vähemassivsete tähtede eluiga ületab Universumi vanuse, aga tähtdes suurema massiga vesinik tuumas lõpeb mitu miljardite (või, väga massiivsete tähtede puhul, mitu miljonite) aastate jooksul, ja algab järgmine tähe evolutsiooni etapp.

10. Evolutsioon punase hiiu trekil Kui heelium tuumas saab otsa, gaasirõhk ei suuda enam vastu pidada gravitatsiooni, ja algab tuuma kokkutõmbumine (tuuma kollaps), mille tagajärjel selle temperatuur hakkab kasvama. See viib gravitatsioonienergia eraldumisele, tuum kuumeneb ja kuumendab tema peal oleva vesiniku kihti. Kui selle kihi temperatuur saab piisavalt kõrgeks, selles hakkavad toimuma termotuumareaktsioonid: moodustub kihiline energiaallikas. Energia eraldumine kihilise energiaallika poolt viib ülalolevate kihtide kuumenemisele, mis sunnitab neid kihte paisuma. Tähe raadius kasvab, seega, vaatamata energia eraldamise tempo kasvuga, tähe pinna temperatuur langeb, kuna energiat nüüd kiirgatakse kasvanud pinnalt: jahutamine pinna kasvu tõttu toimub kiiremini, kui kuumenemine energia eralduse suurendamise tõttu. Täht muutub punaseks hiiuks, lahkub peajadalt ja nihkub HG diagrammil vasakule, trekile, mida nimetatakse RGB (ing. Reg Giant Branch, punase hiidude trekk). Kuna tuum saab kompaktsemaks, selle gravitatsioon suurendab rõhku ja temperatuuri kihilises enegriaallikas, seega reaktsioonid selles toimuvad kiiremini, kui sama massiga tähes peajadal. Välised kihid paisuvad väga tugevasti ja tähe heledus kasvab 3-4 suurusjärku: HG diagrammil ta liigub ülesse. Paisunud kihid on täielikult konvektiivsed (langenud temperatuuri tõttu nende läbipaistmatus kahaneb, ja nad ei suuda üle kanda energiat kiirguslikult), ja pinnale sattuvad termotuumareaktsioonide produktid: nt. kui tähes toimus CNO tsükkel, selle spektris saab näha selles tsüklis osalevate elementide proportsioonid, mis erinevad peajada tähtede omadest (ingl. 1st dredge up – esimene ilmsiks tulek). Heelium, mis moodustub kihilises allikas, sattub jälle heeliumtuuma, seega tuuma mass kasvab, ta tõmbub edasi kokku, ja selle temperatuur jälle kasvab. Heeliumi tuuma kokkutõmbumine selleks ajaks on peatatud kasgaasi rõhuga (kui tähe mass on suuremkui2,3Mp) või kõdunud elektrongaasi rõhuga. Temperatuuri kasv tuumas toimub väärtuseni ca. 80 mln. K: sel temperatuuril saavad

11. võimalikuks eksotermilised (ehk soojusenergia eraldumisega) tuumareaktsioonid heeliumiga. Kui tähe mass on ca < 0,3Mp, sellised temperatuudid ei saavutata kunagi. Enamik nendest tähtedest on täielikult konvektiivsed, neil ei ole tuuma väljaspoolset vesiniku kihti, seega kihiline energiaallikas ei teki. Tuuma kollapsil nende tähtede pinna temperatuur peab kasvama, seega nad peavad muutma sinisteks kääbusteks. Tuuma kollaps lõpeb, kui kõdunud elektrongaasi rõhk suudab vastu pidada gravitatsiooni. Hiljem, väga aeglase jahutamise tulemusena, need objektid saavad valgeteks kääbusteks. See on teoreetiline järeldus, kuna Universumi eksisteerimise aja jooksul mitte ükski selline täht ei jõudnud veel sellele evolutsioonistaadiumile. Kui tähel on ülemine vesiniku kiht, mis ei seganud kokku ainega tuumas, siis saab võimalikuks punase hiiu moodustumine allpool kirjeldatud stsenaariumil, kuigi termotuuma reaktsioone heeliumiga ikka ei alga. Tähtedes massiga 0,5Mp< M< 2,3Mp reaktsioonid heeliumiga algavad plahvatuslikult, see on nn. heeliumsähvatus (ingl. helium flash). Põhjuseks on see, et need reaktsioonid on väga tundlikud temperatuurile (on võrdelised temperatuuriga astmes 30  40), seega kui temperatuur hakkab kasvama reaktsioonide algusel, siis nad kiirenevad jällegi), ja ka see, et kõdunud gaasi soojusjuhtivus on suur, ja kogu tuum kiiresti kuumeneb). Põhiline termotuuma reaktsioon heeliumiga on nn. kolm-alfa protsess, mis on oma nime saanud sellest, et toimub 3 He tuuma liitumine ja moodustub süsiniku tuum: + (-94 MeV) + (+ 7,4 MeV). Samal ajal mõned C tuumad liituvad jälle He tuumaga, moodustades tuuma. (Tuleb tähele panna sellele, et energia toodang ühe prootoni kohta on selles reaktsioonis palju madalam, kui vesiniku põlemisel.) Kuna kõdunud gaasi rõhk sõltub temperatuurilt väga nõrgalt, seega tuuma paisumist, mis saaks langetada temperatuuri, esiaglu ei toimu.

12. Tulemusena tähe energiaeraldus heeliumi põlemise tõttu väga lühikeseks ajaks (sekundid) kasvab mitu 8-9 suurusjärku võrra. Ainult siis, temperatuuri järsu kasvuga, aine kõdumine kaob ära, gaasi rõhk saab domineeruvaks, ja tuum paisub, jahtudes ja tulles tagasi tasakaalu seisundi. Heeliumisähvatuses mitukümmend protsenti heeliumist muutub süsinikuks. Eraldatud energia ei kiirgata tähest kohe (kuna välised kihid on väga paisunud ja ei suuda seda energiat kiiresti üle kanda välja), see difundeerub ülesse teatud ajaga. Aga väliste kihtide struktuur muutub tuumas eraldatud energia mõjul. Massivsemates tähtedes heeliumi reaktsioonide algus ei ole plahvatusliku iseloomuga, kuna nende heeliumtuumad ei ole kõdunud ja nad saavad paisuda reaktsioonide algamisel. Heeliumiga reaktsioonid toimuvad palju kiiremini, kui vesinikuga reaktsioonid peajadal, seega tuumas eraldatav energia kuumendab tähte, aine ioniseerub jälle, selle läbipaistmatus

13. kahaneb, ja konvektsiooni asemele nendes tuleb tagasi kiirguslik ülekanne. Tähe raadius langeb, temperatuur aga kasvab: tähe trekk HG diagrammil pöörab paremale. Heeliumi põlemise etapp on palju lühedam (umbes 1-1,5 suurusjärku võrra), kui vesiniku põlemine peajadal. Lõpuks heelium ka saab otsa, ja moodustub süsinikust (ja osaliselt hapnikust) koosnev tuum. Piltide allikas: http://cronodon.com/SpaceTech/GiantStars.html Sel etapil hakkab korduma olukord, mis oli vesiniku otsasaamisel: tuum hakkab kokku tõmbuma, ja heelium põleb peenikises heeliumi kihis süsiniku tuuma peal. Samaaegselt heeliumikihi peal asuval vesinikukihil ka käivad termotuumareaktsioonid. Tähe ülemised kihid jälle paisuvad, kuna reaktsioonid heeliumikihis toimuvad suurenenud rõhul ja temperatuuril. Seekord kihtide paisumine on veel suurem, ja täht muutub punaseks ülihiiuks, sattudes asümptootiliste hiiude trekile (ing. Asymptotic Giant Branch, AGB, or ASG – ASümptotic Giant). Tihti täht klassifitseeritakse kui ülihiid, kui tema raadius on > 100 Rp. Kihtide läbipaistmatus jälle suureneb ja nad jälle saavad konvektiivseteks, seega toimub 2nd dredge up. Esialgu põleva heeliumi kiht on paks, täht on stabiilne – see on varasem AGB täht (early AGB). Kui heeliumi varu väheneb ja selle kiht saab peenemaks, stabiilse põlemise asemele tulevad võnkumised, kus järjestikult saab intensiivsemaks põlemine heelium ja vesiniku kihtides – see on termiliselt pulseeruv AGB täht (thermally-pulsing AGB).

14. Kuna temperatuur põlevas heeliumi kihis on väga kõrge, on toimuvad reaktsioonid, mille tulemusena eralduvad aeglased neutronid. Peamine neutroonide allikas on reaktsioon + . Need neutronid saavad olla neelatud raskete elementide tuumade poolt, moodustades veel raskemaid elemente: strontsium, tsirkoonium, jood jne (nn. s-protsessid). Kui tähe mass on piisavalt suur, M> 8 Mp,siis C-O tuuma temperatuur kokkutõmbumisel kasvab kuni 500 mln. K, mis on piisav selleks, et algaks süsiniku põlemine. Päikesemassiga tähtedes süsinik ei saa sättida. Termotuuma reaktsioonide nomenklatuur on süsiniku põlemisel väga lai, kuigi nende soojuslik toodang massiühiku kohta on veel madalam, kui heeliumi põlemise puhul. Nendes reaktsioonides moodustuvad peamiselt neoon, naatrium ja magneesium. Süsiniku põlemine võtab ca. 1000 korda vähem aega, kui heeliumi põlemine. Jälle, kui tähe mass on piisavalt suur, järjekordsel kokkutõmbumisel tuuma temperatuur jõuab 1 mlrd. kelvinini, algavad reaktsioonid neooniga, mille tulemusena see põleb magneesiumiks. 2 mlrd. K juures saab hapnik põleda räniks. Temperatuuril 3 mlrd. K räni põleb väävliks, argooniks, kaltsiumiks, nikkeliks. Kõik need reaktsioonid toimuvad niimodi, et moodustuvad elemendid, mis on üha lähedam rauale. Iga järgmise etapi energeetiline toodang on väiksem ja selle kestvus on lühedam: neoon põleb 1000 korda kiiremini, kui süsinik (seega need reaktsioonid lõpevad ainult ca 1 aastaga), hapnik põleb mitu kuud, räni põleb vaid ca 1 päevaga. Seega evolutsiooni käik äärmiselt kiireneb igal järgmisel etapil. Raua tuumal reaktsioonid lõpevad, kuna raskemate tuumade moodustamine on võimalik ainult endotermilistel reaktsioonidel (ehk reaktsioonidel, kus energia ei eraldu, vaid neeldub). Mingil määral rauast raskemad elemendid moodustuvad järgmistel etapidel, aga kuna nende moodustumine nõuab energiat, seega selliste protsesside tõenäosus on väike, ja neid elemente ei moodustata palju.

15. Juba heeliumi põlemise etapil tähe heledus saab väga suureks, seega ka saab suureks kiirgusrõhk, vaatamata sellele, et tähe pinnatemperatuur on madal.Samal ajal tähe pind asub väga kaugel tema tsentrist, seega gravitatsiooni jõud pinnal on madal, ja kiirguse rõhule on lihtsam seda ületada. Seega Eddingtoni piirheledus saab ületatud, ja selle tõttu tekib väga võimas tähetuul, mis on mitu suurusjärku võimsam, kui Päikesel. Selle tuulega, mis liigub tähelt kiirusega mitusada km/s, täht võib kaotada kuni 10-4Mp aastas. Seega selle evolutsioonietapi jooksul täht kaotab tuulega mitu päikese massi. See aga ei mõjuta tema heledust, kuna sel etapil tähe heledus on määratud mitte selle kogumassiga (nagu peajadal), aga vaid selle tuuma massiga. Kui tähe mass ei ole piisavalt suur, et neoon saaks sättida, ja C-O tuuma kokkutõmbumisel kasvav rõhk suudab seda peatada, tähe aktiivne evolutsioon lõpeb sel staadiumil, kuna tema energiaallikad saavad otsa. Veel mõni aeg põlevad kütuse jäägid kihilistes allikates, aga ülemised kihid lendavad laiali kiirguse rõhu tõttu. Tähetuul puhub neid kihte tähelt ära, ja nad moodustavad ulatuslikku kesta tähe ümber, nn. planetaarudukogu, mis on aga madala temperatuuriga ja seega peaaegu ei kiirga. Aja möödumisel see kest hajub tähtedevahelises ruumis. Tähe kohale jääb väga kuum, aga mitte aktiivne tuum, mis ongi valge kääbus. See on kompaktne kõdunud objekt, mille raadius on võrreldatav Maa raadiusega (10 – 30 tuhat km), mass on aga võrreldatav Päikese massiga (aga ei ületa 1,44 Mp– nn. Chandrasekhar’i piirmass). Sõltuvalt sellest, millisel etapil termotuumareaktsioonid lõppesid, selle objekti keemiline koostis on erinev. Vähemassiivsete tähtede puhul see on heeliumi valge kääbus, kuna heelium on selle põhiliseks komponendiks (ta ei saanud sättida ja põleda süsinikuks). Tähtede massidega 0,5Mp< M< 8Mppuhul valge kääbus koosneb peamiselt süsinikust ja hapnikust, esineb ka lämmastik. Valgel kääbusel võivad olla ka vesiniku- ja heeliumatmosfäärid. Hiljem meie räägime nendest detailsemalt.

16. Supernoova II plahvatus Kui tähe mass on nii suur, et selle tuumas algab süsiniku põlemine neoonis, selline täht ei saa lõppeda oma elu valge kääbuse staadiumil, kuna vastava valge kääbuse mass peaks ületama Chandrasekhar’i piiri, mis on võimatu. Viimased aine muundumise protsessid toimuvad tuumas väga kiiresti. Need on nn. alpha-protsessid, mille käigus elemendid järjestikult lisanduvad alfa-osakest (ehk He tuuma), moodustades raskemaid elemente. Siiamaani nendest protsessidest toimusid C + He  O, O + He  Ne, Ne + He  Mg, Mg + He  Si. Nüüd põlemine käib ahelas Si + He  S, S + He  Ar, Ar + He  Ca, Ca + He  Ti, Ti + He  Cr, Cr + He  Fe, Fe + He  Ni. Moodustatud niikeli isotoop on atomaarse massiga 56 ja on ebastabiilne, mitu päevaga ta laguneb koobaltiks ja edasi rauaks-56. 56 nukleoonidega (ehk prootoniga ja neutroniga) tuumal on kõike suurem seose energia ühe nukleooni kohta. Enegria graafik paremal illustreerib seda. Edasised protsessid nõuaksid lisaenergiat, seega nende toimumisel temperatuur ja rõhk edasi ei kasva, vaid vastupidi kahanevad. Seega tuum tõmbub kokku, kuni gravitatsioon on peatatud kõdunud elektrongaasi rõhuga. Nii tuumas akumuleerub raud, ja see toimub, kuni rauatuuma Pildi allikas: http://www.webassign.net/

17. mass jõuab Chandrasekhar’i piirini. Selle piiri jõudmisel elektrongaasi rõhk ei suuda enam takistada gravitatsiooni, ja tuum hakkab kiiresti (sekunditega) kollapseeruma. Kollapseerumisel rõhk kasvab nii kõrgeks, et elektrone „pressitakse sisse“ aatomituumadesse: prootonid aatomituumades haaravad elektrone, moodustades neutrone (ingl. neutronization). Kuna elektrongaas takistas gravitatsiooni, siis elektronide kadu veelgi kiirendab kollapsi. Kollapsil eraldub tohutu gravitatsiooniline energia, mis eraldub äärmiselt energeetilise gamma-kvantidena. Nende kvantide energia piisab selleks, et ära lõhkuda rauatuumi alfa-osakesteks ja neutroniks (photodisintegration). Selles protsessis neelatakse palju energiat, seega moodustuva gaasi temperatuur ei ole piisav kollapsi peatumiseks. Kiirgatavad gamma-kvandid suudavad ära lõhkuda ka alfa-osakesi prootoniteks ja neutronideks, see protsess neelab veel rohkem soojust. Prootonid ühinevad elektronidega, moodustub veel neutrone ja neutriinosid. Neutriinod lahkuvad kollapseeruvast tuumast peaaegu vabalt, viies kaasa märgatav osa energiast, tuumas jäävad vaid neutronid, mida kollapsil pressitakse kokku kuna tiheduseni ca. 1018 kg/m3. See tihedus on nii suur, et üks päikese mass mahub sfäärile raadiusega vähem kui 10 km. Seega neutronist koosneva tuuma raadius on ca. 10 km ja selle mass on ca 1,5 – 2,5 Mp. Neutronid asuvad tuumas nii tihedalt, et saavad kõdunuks. Kui selle kõdunud neutronitest kõdunud tuuma mass ei ole sii suur, et saaks moodustuda must auk, kõdunud neutronite gaas lõpuks peatub gravitatsioonilist kollapsi. Selleks tähe algmass ei pea ületama ca 20 Mp. Seega tähe tsentris moodustub kompaktne kõdunud neutronidest koosnev tuum, mis takistab edasist kokkutõmbumist tänu kõdumisele ja tugevale interaktsioonile (neutroni kokkupressimiseks vajav jõud ongi määratud tugeva interaktsiooniga). Tähe tuuma gravitatsioonilise kollapsi ajal temperatuurid on äärmiselt kõrged, ja aine on väga rikastatud neutronitega. Neutronid jõuavad reageerida raskete aatomite

18. tuumadega, moodustades veel raskemaid tuumi. Isegi tuumade lühiajalise elueaga evastabiilsed isontoopid jõuavad reageerida neutronitega, ja moodustuvad veel suurema nukeonide sisaldusega tuumad (nn r-protsessid, r inglise sõnast rapid). Kõik need protsessid on endotermilised (ehk toimuvad energia neeldumisega), aga nende toimimiseks vajalik energia on kollapsil olemas. Ülalmainitud aeglastes s-protsessides moodustasid elemendid kuni vismutini, r-protsessides aga moodustuvad elemendid kuni uraanini. Seega tähetuuma kollapsil (ehk supernova plahvatustel, vt. edasi) moodustuvad rasked elemendid, mis ei moodusta Universumis teiste protsesside käigus, nagu tähtede põlemine peajadal. Kui tähe tuum kollapseerub, tähe ülemised kihid jätkavad oma kukkumist tähe tsentrisse, kuna äkki kokkutõmbunud tuum ei ole enam toeks nendele, aga samal ajal tema gravitatsioonijõud on säilinud. Lõpuks need kihid kukkuvad otse neutrontuuma pinnale, mis momentaalselt peatub nende kukkumist. Tulemusena gaasis moodustub äärmiselt võimas lööklaine, mis hakkab liikuma tuumast väljaspoole. Selle lööklaine enegria on nii suur, et ta rebib ära kõik tähe välised kihid. Protsessid, mis viivad sellele, ei ole siiamaani piisavalt hästi uuritud. Ühelt poolt, selle lööklaine energia osaliselt kulub moodustatud raskete elementide lõhki löömiseks kergemateks aatomiteks, ja see kulu on nii suur, et lööklaine frondi paisumine võib peatuda. Teiselt poolt, aine tihedus on nii suur, et neutriinode neeldumine (neutriinod moodustuvad hulgaliselt kollapsil) mängib tähtsat rolli, lööklaine saab lisaenergiat neutriinodest, ja see soodustab teda edasist paisumist. Ca 1 % neutriinodest annab oma energiat üle lööklainele. Nende protsesside tulemusena mitu sekundiga vabastatakse tohutult kõrge energia, mis on võrreldatav tähe gravitatsioonilise energiaga (ca 1043 – 1044 J). See energia kulub neutriino purskele ja väliste kihtide ära puhumisele tähest. Aine, milles koosnesid

19. tähe väliskihid ja mis sai rikastatud raskete elementidega, lendab tähtedevahelisse ruumi kiirusega ca 10 tuh. km/s. Tähest jääb neutronist koosnev tuum. Seda tuuma nimetatakse neutrontäheks, ja välised kihid, kiiresti paisudes, moodustuvad nn planetaarset udukogu, mille raadius ajaga kasvab, aga tihedus kahaneb. Selline kiire kollapsi ja edasise väliste kihtide laialilendamise nähtust nimetatakse Supernova II plahvatuseks. Kuna sellega kaasneb väga suure energia eraldus väga lühikese aja jooksul, tähe heledus kasvab väga kiiresti, saavutades äärmiselt kõrgeid väärtusi: lühikeseks ajaks täht genereerib samapalju energiat, nagu kõik tähed suures galaktikas. Plahvatuse heleduskõver (sõltuvus heleduse ja aja vahel) on toodud järgmisel lehel. Supernova II puhul on võimalikud 2 tüüpi heleduskõverat: II-L ja II-P. II-L’le on iseloomulik lineaarse heleduse kahanemise periood, mis on seotud udukogu paisumisega. II-P puhul heleduskõveral on olemas platoo, mis on seotud sellega, et lööklaines vesinik ioniseerub, ja selle läbipaistmatus kasvab. Siis foononid ei saa vabalt ja kiiresti lahkuda udukogust. Sel ajal heleduse kahanemise kiirus langeb. Kui paisuvas ja jahtuvas udukogus toimub rekombinatsioon, udukogu saab läbipaistvaks, ja selle heledus kahaneb kiiremini. Tänu supernoovade ekstremaalsele heledusele (mis on nende kodugalaktika heledusega võrreldatav või isegi suurem), neid on näha kaugelt: on võimalik registreerida neid ka kõige kaugemates galaktikates. Galaktikate vanus kahaneb nende kaugusega (täpsemalt, see vanus, millises meie neid näeme; see on seotud sellega, et valgus on kulutanud palju aega, liikudes nendest meieni). Seega tähed kaugetes galaktikates, mis plahvatavad supernoovadena, on selle keemilise koostisega, mis vastab varasema universumi keemilisele koostisele. Uurides lähedamate ja kaugemate supernoovade erinevusi, meie saame teha järeldusi noore Universumi omapärasustest.

20. Meie galaktikas (Linnutees) supernoovad plahvatavad ca 1 kord 100 aasta jooksul, kuigi meie ei näe kõik selliseid supernoovasid. Põhjus on selles, et supernoovad plahvatavad enamasti galaktika keta tasandil, kus on palju noori massivseid tähte. Päike ka asub galaktika tasandile üsna lähedal. Samal ajal galaktika tasandis on palju tolmu, mis neelab valgust ja teeb mõned galaktika osad nähtamatuks. (Nt meie ei näe Linnutee kõige heledamat osa, selle tuuma, mis on meilt peidetud tolmupilvedega galaktika tasandil.) Seega meie ei näe neid supernoovasid, mis on tolmupilvede pool varjatud. Viimast II. tüüpi supernoovat meie galaktikas vaadeldi a., eelviimast 1054. a. (selle jääk on tuntud Krabi Pildi allikas: http://astronomy.swin.edu.au/cms/imagedb/albums/userpics/typeiilightcurves1.gif udukogu). 1604. a. oli vaadeldud veel üks supernoova meie galaktikas, aga see kuulus I. tüüpi (vt. Järgmistes loengutes). Krabi udukogu formeerinud supernoova maksimaalne heledus oli -6m, ehk see oli kõige heledam objekt taevas peale Päikest ja Kuud. Nüüd selle kohal meie näeme udukogu, mis on surnud tähe jääk. 1987. a. Suures Magalhães´i pilveskaplahvatas II-P tüüpi supernoova, see oli meile lähedam supernoova viimasel ajal (oli vaadeldav palja silmaga). Olemasolevate teoreetiliste mudelite järgi, supernoova plahvatused toimuvad siis, kui tähe piirmass on kuni ca 50 Päikese massi. Masiivsemate tähtede gravitatsioon on nii suur, et tähe välised kihid ei suuda laiali lennata, nad kollapseeruvad koos tuumaga musta aukusse.