Ero sivun ”Tähden kehitys” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [katsottu versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
p fix |
|||
Rivi 23:
==Jättiläisvaihe==
Kun ytimen vetyvarasto on palanut loppuun ja muuttunut heliumiksi, alkaa tähti polttaa kuoressa sijaitsevaa vetyä, jolloin ulko-osat alkavat laajentua ja heliumytimen massa kasvaa. Tähden ydin kutistuu ja kuumenee.
Alle 1,5 kertaa Auringonmassaisen tähden ytimessä tiheys kasvaa siihen pisteeseen, että aine [[degeneroituminen|degeneroituu]]. Lämpötila puolestaan kasvaa siellä lopulta sataan miljoonaan asteeseen, jolloin helium alkaa fuusioitua hiileksi [[kolmialfaprosessi]]ssa. Lämpötilan noususta huolimatta degeneroitunut kaasu ei laajene, vaan ainoastaan palamisreaktio kiihtyy. Lämpötilan noustessa edelleen aine ei enää pysy degeneroituneena ja muuttuu ionisoituneeksi ideaalikaasuksi, joka pyrkii nopeasti laajenemaan aiheuttaen räjähdyksen, ''heliumleimahduksen''. Heliumin fuusioitumisen alkamisesta heliumleimahdukseen kuluu vain muutamia sekunteja. Tähden ulko-osat vaimentavat räjähdyksen, ja lopulta tähden rakenne muuttuu vastaamaan uutta tasapainotilaa. Heliumin loppuessa ytimestä tähdessä on kaksi kuorta, joista ulommassa tapahtuu vedyn fuusioituminen ja sisemmässä puolestaan heliumin. Rakenne on epävakaa ja saattaa aiheuttaa aineen sekoittumisen tai osan massasta purkautumisen avaruuteen. Esimerkiksi 0,6-1,0 Auringon massainen heliumia polttava tähti asettuu [[HR-kaavio]]ssa ensin keltaisten jättiläistähtien "kansoittamaan" [[horisontaalihaara|horisontaalihaaraan]], jossa on muun muassa sykkiviä [[RR Lyrae-tähti|RR Lyrae-tähtiä]]. Sen jälkeen tähti kirkastuu taas [[asymptoottihaara|asymptoottihaaraan]], jossa on monia [[pitkäjaksoinen muuttuja|pitkäjaksoisia]] [[Mira]]-tyypin [[sykkivä tähti|sykkiviä tähtiä]]. Tämän jälkeen 0,6-1,0 Auringon massainen tähti polttaa välillä heliumia, väliä vetyä hiili-happi-ytimen ympäröimässä kuoressa tähti muuttuu epävakaaksi ja sinkoaa ulkokerroksensa pois.
| |||