Teknetiumtähti

Teknetiumtähti on tähti, jonka spektrissä on teknetiumin aiheuttamia absorptioviivoja.

Teknetium on radioaktiivinen alkuaine, jonka vakaimman isotoopin, 98Tc, puoliintumisaika on 4,3 miljoonaa vuotta. Tämä on liian lyhyt aika, jotta teknetium voisi olla peräisin tähden muodostumisen ajoilta. Se havaittiin tähden spektrissä ensi kertaa v. 1952, ja on kiistaton todiste, että tähdissä tapahtuu nukleosynteesiä.[1] Yksi eniten teknetiumia sisältävistä tähdistä on R Geminorum.[1]

Teknetiumtähdet kuuluvat asymptoottihaaraan. Ne muistuttavat punaisia jättiläisiä, mutta niiden valovoima on hieman korkeampi, ja ne polttavat vetyä sisäkerroksissaan. Tähän luokkaan kuuluvat tähdet vaihtavat vedyn polttamisesta heliumin polttamiseen aina noin 100 000 vuoden välein. Teknetiumtähdet kuuluvat luokkiin M, MS, S, SC ja C-N. Ne ovat useimmiten pitkäjaksoisia muuttujia.

Nykyisen tutkimuksen valossa teknetiumia alkaa esiintyä asymptoottihaaran tähdissä vasta kun ne saavuttavat tietyn kehitysvaiheen, ja suurella osalla näistä tähdistä sitä ei löydy niiden spektreistä.[2]

Katso myösMuokkaa

LähteetMuokkaa

  1. a b S. Paul W. Merrill: Spectroscopic Observations of Stars of Class S. Astrophysical Journal, 1952, 116. vsk, s. 21. doi:10.1086/145589. Bibcode:1952ApJ...116...21M. (englanniksi)
  2. T. Lebzelter & J. Hron: Technetium and the third dredge up in AGB stars. I. Field stars. Astronomy and Astrophysics, Joulukuu 2003, 411. vsk, nro 3, s. 533-542. doi:10.1051/0004-6361:20031458. Bibcode:2003A&A...411..533L. (englanniksi)