Oma tähtemme Aurinko on massiivisin kappale, jonka havaitsemme tavalla tai toisella päivittäin. Kaikki elämä maapallolla on erilaisten energiaketjujen välityksellä auringon säteilemän energian mahdollistamaa. Tähtemme ei kuitenkaan ole ainutlaatuinen, vaan yksi lukemattomista vastaavista maailmankaikkeuden rakenteista. Tässä jutussa tutustumme yleisesti erilaisten tähtien elinkaareen ja siihen, mitä niille tapahtuu elämiensä lopussa.
Tähti syntyy kaasupilvestä
Valtaosa maailmankaikkeuden materiasta on vetyä noin 75%, heliumia noin 25% ja muita alkuaineita alle yksi prosentti. Suuri osa tästä aineesta on vetykaasuna tähtienvälisessä avaruudessa. Tähdet syntyvät tällaisten kaasusumujen romahtaessa kasaan oman painovoimansa takia. Pienet häiriöt pilven tiheyden jakautumisessa alkavat vuosimiljoonien kuluessa kasautua, ja lopulta lopputuloksena on niin suuri massakeskittymä, että sen oma painovoima riittää puristamaan vetykaasun niin kovaan paineeseen, että se ”syttyy”. Toisin sanoen tämän massakeskittymän ytimessä alkaa fuusioreaktio, jossa pilven vety fuusioituu raskaammaksi heliumiksi. Reaktiossa vapautuu valtava määrä energiaa, joka antaa tähdelle sen loiston ja herättää sen henkiin. Synnyttyään tähti puhaltaa uloimmat, vähemmän tiheät kerroksena avaruuteen. Tämä ulommas sinkoutunut materia voi toimia rakennusaineena kaasuplaneetoille.
Erikokoisia tähtiä ja muita ominaisuuksia
Eräs tähtien perusominaisuus on valtava massa. Alaraja tähden koolle on riittävä massa fuusioreaktion käynnistymiseen edellisessä kappaleessa kuvatulla tavalla. Tähtien massoista puhutaan usein suhteutettuna oman Aurinkomme massaan. Näin ollen voidaan sanoa, että tähden massan alaraja on 0,08 Auringon massaa. Yläraja ei ole tarkasti tiedossa, mutta sen arvioidaan olevan noin 150 Auringon massaa. Tähtien halkaisijan määrittäminen on huomattavasti vaikeampaa, mutta neutronitähtien tiedetään olevan vain 10-20 kilometrin kokoisia. Halkaisijaltaan suurin tunnettu tähti puolestaan on noin 1516-1900 kertaa Auringon kokoinen.
Tähtien lämpötila puolestaan on helppo määrittää niiden värin perusteella. Meidän Aurinkoamme kuumemmat tähdet ovat sinisiä ja kylmemmät ovat punaisia tai oransseja. Kelvineissä mitattuna Aurinko on pintalämpötilaltaan noin 6500K, muiden tähtien lämpötilojen vaihdellessa 2600-33000K välillä. Kaikki tähdet koostuvat pääasiassa vedystä, mutta ytimessä tapahtuva fuusioreaktio muuttaa sitä hiljalleen raskaammiksi alkuaineiksi. Näin ollen tähtien kemiallinen koostumus muuttuu ajan mittaan, ja siitä saadaan myös tietoa tähden iästä. Toisaalta esimerkiksi kaksoistähtijärjestelmässä toinen tähdistä voi menettää massaa toiselle, jolloin molempien koostumus muuttuu nopeastikin.
Tähden kuolema
Tähti kuolee, kun sen ytimessä tapahtuvalle fuusioreaktiolle ei ole enää saatavilla polttoainetta. Tähden lopullinen kohtalo riippuu sen massasta. Pienimmät tähdet yksinkertaisesti hiipuvat, sammuvat ja jäähtyvät mustiksi kääpiöiksi satojen miljoonien vuosien kuluessa. Pienimassaisimmat tähdet ovat kaikista pitkäikäisimpiä, koska niiden massa ylläpitää vain pientä fuusioreaktiota, jolle riittää polttoainetta miljardeiksi vuosiksi.
Massaltaan Auringonkaltaiset tähdet muodostavat vetypolttoaineen vähentyessä heliumista koostuvan ytimen. Tämä ydin alkaa yleensä fuusioida raskaampia alkuaineita tähden menettäessä massaansa, joka johtaa ulompien osien puhaltamiseen ulos avaruuteen, ja jäljelle jää valkoinen kääpiö. Se on noin maapallon kokoinen, kuuma kappale.
Huomattavasti tätä massiivisemmat tähdet voivat räjähtää supernovaräjähdyksenä. Supernovat kylvävät tähdessä syntyneitä alkuaineita elämän rakennuspalikoiksi ympäri avaruutta. Tämä prosessi mahdollistaa myös Mobilebet-bonuskoodin olemassa olon. Räjähdyksen lopputuloksena on joko hyvin pieni ja tiheä neutronitähti tai massiivinen musta aukko, josta edes valo ei pääse karkaamaan.