Hyperjättiläiset - tähtien kuninkuusluokka

Nämä tähdet ovat todella isoja ja ne ovat hyvin kirkkaita. Niiden painovoima repii tähteä kappaleiksi, eivätkä ne ole pitkäikäisiä.

Hyperjättiläiset ovat kaikkein energisimpiä tähtiä maailmankaikkeudessa: ne säteilevät useita satojatuhansia kertoja enemmän energiaa kuin oma Aurinkomme. Siitä huolimatta ne jätetään mainitsematta useimmissa kirjoissa tai sitten ne niputetaan samaan ryhmään hieman himmeämpien, mutta yleisempien serkkujensa, superjättiläisten, kanssa. Hyperjättiläiset eivät ole kuitenkaan pelkästään tähtitieteellisiä kummajaisia. Ne ovat antaneet meille tietoa supermassiivisten tähtien vanhenemisprosessista.

Parantaaksemme tietojamme tähtien vanhenemisesta, hyperjättiläisten tutkimus keskittyy kolmen näennäisesti erilaisen tähtiryhmän tutkimiseen - kuumat Wolf-Rayet tähdet, kirkkaat siniset muuttuvat tähdet ja viileät hyperjättiläiset. Jotkut eroavaisuudet näiden tähtien välillä aiheutuvat niiden erilaisista massoista kun taas toiset eroavaisuudet johtuvat siitä, että näemme tähdet eri vaiheessa niiden kehitystä.

Hyperjättiläiset eivät ole kovin yleisiä Linnunradassamme. Useimmat galaksin tähdet ovat pieniä, viileitä punaisia kääpiöitä. Alle 10% tähdistä on Aurinkomme kaltaisia, vähemmän kuin yksi miljoonasta on superjättiläisiä ja vielä harvempi hyperjättiläisiä. Koska hyperjättiläiset eivät näytä teleskoopissa mitenkään erilaisilta muihin tähtiin verrattuna, ne voidaan tunnistaa ainoastaan niiden spektrin avulla.

Tähtien luokittelu

Saamme lähes kaikki tietomme tähdistä niiden spektristä. Tähden spektri näyttää rikkonaiselta sateenkaarelta, jonka läpi kulkevat kapeat tummat viivat, jotka puolestaan aiheutuvat kun tähden atmosfäärin eri atomit absorboivat (imevät) valoa. Kukin atomi tuottaa erilaisen viivan, joka on eräänlainen sormenjälki. Käyttämällä hyväksi helium- ja metalliatomeiden, kuten rauta ja kalsium, aiheuttamaa tummien viivojen voimakkuutta, tähtitieteilijät luokittelevat tähdet seitsemään eri spektriluokkaan: O, B, A, F, G, K ja M. Tämä järjesty tarkoittaa samalla tähtien lämpötiloja: tyypin O tähtien lämpötila on noin 40 000 Kelviniä, G-tähdet kuten oma Aurinkomme noin 6000K ja M-tähdet noin 3000K.

Mutta lämpötila ei ole ainoa ominaisuus, jonka mukaan tähtiä luokitellaan: koko on myös tärkeä tekijä. Verrataanpa Aurinkoa ja Capellaa, kellertävää kaksoistähteä Ajomiehen (Auriga) tähdistössä. Molemmat Capellan tähdet ovat suunnilleen saman lämpöisiä kuin Aurinko, mutta ne säteilevät 60 kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko. Tähden lämpötila kertoo ainoastaan sen, kuinka paljon energiaa jokainen neliömetri sen pinnalla säteilee, joten ero kahden yhtä kuuman tähden kirkkaudessa täytyy aiheutua erosta niiden koossa. Aurinko on pääsarjan tähti. Capellan komponenttien suurempi valoteho tarkoittaa, että ne ovat noin kahdeksan kertaa Aurinkoa suurempia eli ne ovat jättiläistähtiä.

Jättiläistähtia paljon kirkkaammat tähdet puolestaan ovat superjättiläisiä. Ne ovat huomattavasti suurempia ja voivat olla halkaisijaltaan jopa Jupiterin radan luokkaa. Esimerkiksi Orionin päätähti Betelgeuse on superjättiläinen.

Luokitellakseen tähdet erilaisen koon ja valovoiman mukaan, tutkijat lisäsivät Roomalaiset numerot spektrityyppeihin osoittamaan valovoimakkuuden luokkia, pääsarjan tähdille luokka on V, alijättiläisille IV, jättiläisille III, kirkkaille jättiläisille II ja superjättiläisille luokka I. (Numerot pienenevät magnitudijärjestelmän mukaisesti, suurempi numero tarkoittaa himmeämpää tähteä). Nämä viisi luokkaa osoittautuivat kuitenkin riittämättömiksi, koska tähtitieteilijät löysivät joitain tähtiä, joilla oli superjättiläisiäkin suurempi valovoima. Joten he lisäsivät kirkkaamman luokan - hyperjättiläiset. Koska Roomalaisia numeroja ei kuitenkaan riittänyt I:n alle, he nimesivät tämän kaikkein kirkkaimpien tähtien luokan numerolla 0.

Valovoimaluokitus on hyödyllinen tähtiä ryhmitellessä, mutta tähtitieteilijät käyttävät kuitenkin ensisijaisesti valovoiman mittayksiköitä tutkiessaan yksittäisiä tähtiä. Aivan samoin kuin tähtitieteilijät käyttävät näennäistä tai visuaalista magnitudia kertoakseen tähden kirkkauden Maasta nähtynä, he käyttävät absoluuttista magnitudia kertoakseen tähden valovoimasta. Esimerkiksi Aurinko loistaa kirkkaasti näennäisellä magnitudilla -26.7 koska se on niin lähellä, mutta sen absoluuttinen magnitudi on ainoastaan 4.8.

Hyperjättiläiset

Hyperjättiläisten absoluuttiset magnitudit ovat poikkeuksellisia. Esimerkiksi P Cygni loistaa absoluuttisella magnitudilla -8.6 suuruusluokassa. Auringon ja P Cygnin 13.4 magnitudin ero tarkoittaa, että P Cygni säteilee 230 000 kertaa enemmän energiaa näkyvän spektrin alueella kuin Aurinko.

Vielä merkittävämpi hyperjättiläisten näennäinen valovoima kertoo ainoastaan osan tarinasta. Kuumat O ja B tähdet säteilevät suurimman osan valostaan spektrin ultravioletilla alueella, joten näennäiset magnitudit antavat vääristyneen kuvan näiden tähtien kokonaisenergian tuotannosta. Sen vuoksi tähtitieteilijät käyttävät toisenlaista suuretta, bolometristä magnitudia, joka mittaa tähden energiantuotantoa kaikilla aallonpituuksilla. Näennäisen ja bolometrisen magnitudin suhde riippuu tähden lämpötilasta. 6000 Kelvinisellä Auringolla näiden kahden kirkkauden ero on ainoastaan 0.08 magnitudia; P Cygni, B-tyypin tähti jonka lämpötila on lähellä 20 000 Kelviniä, se on 1.3 magnitudia. P Cygni näyttäisi 3.3 kertaa kirkkaammalta jos silmämme pystyisivät näkemään koko spektrin alueella.

P Cygni sijaitsee 7000 valovuoden päässä Maasta, mutta koska se on niin voimakas, voimme nähdä sen paljain silmin öisellä tähtitaivaalla. Sillä on kiinnostava kirkkauden muutoksien historia. Vuonna 1600 tähti ei loistanut 5:nen magnitudin kirkkaudella vaan 3:nen. 1630 se putosi 6:een magnitudiin ja pienen heilahtelun jälkeen se saavutti 4.8 magnitudin kirkkauden, jossa se on ollut viimeiset 200 vuotta.

Vaikka omassa galaksissamme on vain kourallinen hyperjättiläisiä ja ne ovat kaikki kaukana, ne ovat niin kirkkaita, että P Cygnin tavoin useita niistä voi nähdä paljain silmin ilman apuvälineitä. Hyperjättiläisten luokan himmein (ja usein kirkkaaksi superjättiläiseksi luokiteltu) jäsen on Herschellin "Granaattitähti" Mu Cephei. Sen alhainen lämpötila yhdistettynä sinisen valon sirottumiseen meidän ja tähden välissä olevasta pölystä, tekevät siitä selvästi punertavan kiikareilla katsottuna. Tähti on eräs suurimmista tunnetuista, jos se olisi Auringon paikalla, se ulottuisi aina Saturnuksen radalle saakka.

Kaksi hyperjättiläistä näkyy lähellä Mu Cepheitä läntisessä Kassiopeiassa - Rho Cassiopeiae ja HR 8752 (numero 8752 Bright Star Cataloguessa). Nämä viileät hyperjättiläiset ovat kirkkaampia ja kuumempia kuin Mu Cephei ja niillä on kellertävän valkoiset spektrityypit F ja G. Rho Cassiopeiae, kuten P Cygnikin, paljastaa hyperjättiläisten perusominaisuudet: niiden kirkkaus vaihtelee vuosien kuluessa. Mutta kaksi tähteä käyttäytyy päinvastoin. P Cygnillä on ajoittaisia purkauksia, jolloin se kirkastuu; se oli ensimmäinen jonka purkaukset ja himmenemiset "normaaliksi" rekisteröitiin jo kauan sitten. Rho Cassiopeiae sen sijaan himmeni vuonna 1945 magnitudista 4.5 magnitudiin 6 ja samalla viileni, jolloin sen spektriluokka vaihtui F:stä M:ään. Siltä vei kaksi vuotta palautua "normaaliksi".

Oman galaksimme kirkkain hyperjättiläinen absoluuttisella visuaalisella magnitudilla - noin -10 - mitattuna on Cyg 0132 #12 (tähti numero 12 toisessa Joutsenen O ja B tähtien assosiaatiossa). Mutta tutkiaksemme hyperjättiläisten mestaria, meidän täytyy kääntää katseemme eteläiselle taivaalle ja Kölin tähdistöön.

Eta Carinae kuvattuna Kitt Peakin Observatoriossa.

Eta Carinae, joka näkyy eteläisellä taivaanpuoliskolla, muistuttaa P Cygnin suurempaa versiota. Se loisti 2 ja 4 magnitudin välillä suurimman osan 1700-lukua ja 1800-luvun alkua. Sitten 1840 tienoilla se alkoi kirkastua ja 1848 se saavutti magnitudin –1. Ja sitten Etan kirkkaus alkoi pudota ja 1880 se oli himmentynyt jo paljain silmin näkymättömäksi 8:een magnitudiin. Vuonna 1893 otettu spektri oli kuin F-luokan superjättiläisen spektri. Tähti on sen jälkeen noussut 6:een magnitudiin ja tähden spektri on kadonnut korvautuen sitä ympäröivän sumun emissiospektrillä. Ainoastaan tähden infrapunasäteily pystyy läpäisemään sumun tällä hetkellä.

Tuoreet havainnot Eta Carinaesta osoittavat, että se on itse asiassa usean supermassiivisen tähden kokoelma. Tähtitieteilijät arvioivat, että suurimmalla näistä on karkeasti arvioiden 100 kertaa suurempi massa kuin Auringolla ja saattaisi siten olla galaksimme massiivisin tähti.

Tutkimuksemme hyperjättiläisistä ei rajoitu ainoastaan galaktiseen naapurustoomme. Hyperjättiläiset ovat niin häikäiseviä, että voimme yksilöidä niitä jopa muista galakseista. 1950-luvun alkupuolella Edwin Hubble ja Allan Sandage löysivät Andromedan galaksista ja Kolmion spiraaligalaksista (M33) useita sinertävänvalkoisia hyperjättiläisiä, joiden kirkkaus vaihteli. Suuren Magellanin pilven kirkkaiden tähtien keskellä on häikäisevän kirkas muuttuva hyperjättiläinen, S Doradus. Hubble ja Sandage ehdottivat, että nämä hyperjättiläiset, mukaan lukien Eta Carinae, ovat kaikki samanlaisia. Tähtitieteilijät kutsuvat niitä nyt kirkkaiksi sinisiksi muuttujiksi.

Voimakas massan menetys

Ominaisuus joka yhdistää kirkkaita sinisiä muuttujia yhteen on merkittävä massan menetys - voimakkaat tähtituulet puhaltavat melkoisia määriä ainetta tähden ulkokerroksista avaruuteen. Epäsuora todiste massan menetyksestä on tiheä sumu Eta Carinaen ympärillä. Suora todiste massan menetyksestä tulee P Cygnin spektristä, joka on toisenlainen kuin yhdelläkään toisella paljain silmin näkyvällä tähdellä.

Normaalien tummien absorptioviivojen sijasta P Cygnillä on spektrin sinisessä päässä kirkkaat emissioviivat. Tähden ympärille on muodostunut tähtituulen vaikutuksesta kuuma kaasukuori, jonka atomit pikemminkin säteilevät kuin imevät energiaa, mistä kirkkaat spektriviivat aiheutuvat. Tähden edessä oleva kaasukuoren osa absorboi tähden valoa ja aiheuttaa absorptioviivoja. Koska kaasukuoren etuosa on liikkeessä meitä kohti, tämän osan atomeista heijastuva valo on Doppler -ilmiön vaikutuksesta siirtynyt siniseen päin. Siten tummat spektriviivat aiheutuvat kaasukuoren etuosasta kun taas sinisen puolen kirkkaat viivat aiheutuvat kuoren takaosan säteilystä. Kun tähtitieteilijät näkevät nämä selvästi erottuvat ”P Cygniviivat” tähden spektrissä, he tietävät, että tähden pinnasta karkaa avaruuteen kaasua voimakkaan tähtituulen mukana.

Taiteilijan näkemys Rho Cassiopeiaeta ympäröivästä kaasukehästä, joka laajenee avaruuteen toistuvien purkauksien seurauksena: Credit: David A. Aguilar, H-SCfA

P Cygnin tähtituuli puhaltaa muutaman sadan kilometrin sekuntinopeudella, mistä aiheutuu, että tähti menettää massaansa muutaman sadastuhannesosan auringonmassaa vuodessa. Vaikkakin se voi vaikuttaa pieneltä määrältä, se on kuitenkin miljardeja kertoja enemmän kuin mitä Aurinko menettää joka vuosi. Tähtitieteilijät uskovat, että Eta Carinae menetti huippuhetkinään kymmenesosa-auringonmassan verran materiaa vuodessa avaruuteen 25 vuoden ajan, mikä tarkoittaa uskomatonta 2 – 3 auringonmassan menetystä.

Massan menetys ei ole rajoittunut pelkästään kirkkauttaan muuttavien sinisten hyperjättiläisten luokkaan. Kaikki hyperjättiläiset menettävät massaansa. Esimerkiksi viileitä hyperjättiläisiä ympäröivät tiheät pöly- ja molekylaarisen kaasun kerrokset.

Näin hyperjättiläiset voidaan jakaa kahteen pääluokkaan: nopeasti massaa menettäviin ja äärimmäisen kirkkaisiin. Tähän voidaan vielä lisätä viileiden hyperjättiläisten ja kirkkaiden sinisten muuttujien sekoitus. Tähtien evoluutio on avain näiden kirkkaiden tähtien ymmärtämiseksi.

Tähtien evoluutio

Hyperjättiläisten eroavaisuudet ovat seurausta tähtien massan erilaisesta iästä. Tähdet aloittavat elämänsä pääsarjassa. Niiden massat vaihtelevat hieman alle kymmenesosasta aina yli 100:n Auringonmassaan.

Suurempi massa johtaa suurempaan gravitaatiovoimien puristukseen, korkeampaan sisälämpötilaan ja näin ollen myös suurempaan kirkkauteen. Mutta jos tähden gravitaatiovoimat olisivat muodostuneet ainoastaan tähden energiantuotannosta, Aurinkomme kaltaiset tähdet kuolisivat muutamissa sadoissa miljoonissa vuosissa. Pääsarjan tähdet pysyvät kuitenkin Auringon kaltaisina tähtinä paljon pidempään, yli 10 miljardia vuotta, koska ne muuttavat vety-atomeja heliumiksi syvällä ytimessään, jossa lämpötila on suurempi kuin 10 miljoonaa kelviniä.

Kun vedyn tuotanto loppuu Auringon kaltaisessa tähdessä, ydin kutistuu gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Tämä gravitaatiovoimien puristus lisää ytimen lämpötilaa ja tähti muuttuu väliaikaisesti kirkkaammaksi. Tähden uudet energiavarat aiheuttavat ulkokerrosten laajentumisen ulospäin ja samalla niiden viilentymisen, kääpiöstä tulee punainen jättiläinen. Suurimassaiset kääpiöt (10 – 40 auringonmassaa) eivät kirkastu evoluutionsa tässä vaiheessa. Sen sijaan niiden kirkkaus pysyy vakiona kun ne laajenevat ja niiden pinta viilenee. Nämä tähdet muuttuvat superjättiläisiksi.

Jonkin aikaa punaiset jättiläiset ylläpitävät itseään muuttamalla heliumia hiileksi, samoin kuin superjättiläiset myöhemmissä fuusioreaktioissa. Heliumin ”polttaminen” takaa energian tuotannon ainoastaan lyhyeksi aikaa, joten tähti on punaisena jättiläisenä ainoastaan lyhyen ajan. Superjättiläiset, joilla on suurempi kirkkaus, kuluttavat niukkoja energialähteitään jopa paljon nopeammin.

Hyperjättiläisten kehitys

Hyperjättiläiset kehittyvät pääasiassa samalla tavalla kuin superjättiläisetkin, mutta raja, kuinka kirkkaaksi ja suureksi tähti voi tulla, on paljon ylempänä. Normaalisti tähdet lisäävät energian ulosvirtaustaan tuottaakseen riittävän lämpötilan ja kaasunpaineen tasapainottaakseen tähteä sisäänpäin vetäviä gravitaatiovoimia. Hyperjättiläisillä ulospäin suuntautuvan paineen tuottaminen valolla voi olla paljon tärkeämpi tekijä kuin paineen tuottaminen kaasulla. Eddingtonin-raja, joka on nimetty Brittiläisen astrofyysikon Sir Arthur Eddingtonin mukaan, joka ensimmäisenä huomasi teoreettisen rajan, merkitsee maksimikirkkautta jonka tähti voi saavuttaa ennen kuin valon säteilypaine ylittää gravitaatiovoimat ja repii tähteä kappaleiksi.

Eddingtonin-raja on ainoastaan teoreettinen, mutta tähtitieteilijät ovat löytäneet sille todellisia vastineita. Minnesotan yliopistossa työskentelevät Roberta Humphreys ja Kris Davidson löysivät tutkimuksissaan tähtiä, joiden massa oli yli 40 auringonmassaa ja jotka eivät olleet tulleet hyperjättiläisiksi. Humphreys - Davidsonin raja (HD-raja) muodostuu tähden spektrityypistä ja bolometrisestä kirkkaudesta.

Miten HD-raja sitten vaikuttaa? Ajatellaanpa kahta tähteä, joista toinen on 40 kertaa aurinkoa massiivisempi ja toinen 60 kertaa. Ne molemmat aloittavat elämänsä pääsarjassa HD-rajan alapuolella. Kun niiden ytimien energiantuotanto lisääntyy, ne alkavat laajeta ja viiletä kun ne lähenevät kehityksensä loppuvaihetta.

Tästä eteenpäin nämä kaksi tähteä ikääntyvät eri tavalla, kuuluen hyperjättiläisten eri luokkiin. 40 auringonmassainen tähti liukuu HD-rajan alapuolella kun se kehittyy ja tulee viileäksi hyperjättiläiseksi. Rho Cassiopeiae ja HR 8752 ovat juuri tällaisia hyperjättiläisiä.

Kuudenkymmenen auringonmassaisesta tähdestä ei voi tulla viileää hyperjättiläistä. Sen kehitys hidastuu kun se lähestyy HD-rajaa. Siihen aikaan kun se saavuttaa HD-rajan, tähti menettää noin puolet alkuperäisestä massastaan ja tulee epävakaaksi kirkkaaksi siniseksi muuttujaksi.

Normaalisti kirkas sininen muuttuja menettää ainetta avaruuteen tähtituulen mukana auringonmassaan verrattuna sadastuhannesosan verran vuodessa. P Cygni on juuri tällainen tähti ja se on HD-rajan vakaalla puolella. Mutta satunnaisesti kirkkaalla sinisellä muuttujalla on ajanjaksoja, jolloin sen tähtituulen virtaus lisääntyy yhtäkkiä 100 kertaiseksi tai suuremmaksi. Eta Carinaen tapauksessa massan menetys kasvoi yli 1000 kertaiseksi.

Tähtituulen mukana kulkeutuva kaasu laajenee ja viilenee peittäen tähden näkyvistä. Mutta kaasun sisällä oleva tähti säilyttää säteilyenergiansa, usein vieläpä ultravioletilla aallonpituudella, vakiomääräisenä (sen bolometrinen kirkkaus pysyy vakiona). Tähtituulen mukana avaruuteen karannut viileä kaasua alkaa säteillä ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta muuttuen näkyväksi. Tuloksena on, että tähden havaittu spektriluokka vaihtuu B:stä F:ään ja sen visuaalinen magnitudi kasvaa yhtäkkisesti. Kun tähti on menettänyt massaansa tarpeeksi muuttuakseen jälleen vakaaksi, tähden spektri ja kirkkaus palaavat ”normaaleiksi”.

Supermassiivisesta tähdestä lähtevä tähtituuli puhaltaa avaruuteen lopulta tähden koko ulkoisen vetykerroksen paljastaen samalla sisemmät kerrokset, jotka ovat täynnä miljoonien vuosien ydinfuusioiden aikana syntyneitä sivutuotteita. Tähtitieteilijät kutsuvat tätä jäännettä Wolf-Rayet -tähdeksi. Nämä eriskummalliset kappaleet menettävät silti massaansa reippaalla tahdilla ja niiden spektrissä on runsaasti hiilen ja typen viivoja, mutta vähän vedyn viivoja. Wolf-Rayet –tähdet ovat eräitä kirkkaimpia tähtiä, ne ovat myös tähtiä, joiden loppu on käsillä.

Kun supermassiivinen pääsarjan tähti ikääntyy viileäksi hyperjättiläiseksi tai kirkkaaksi siniseksi muuttujaksi ja edelleen Wolf-Rayet –tähdeksi, hyperjättiläisen kehityksen lopullinen seuraus on miltei poikkeuksetta supernovaräjähdys. Tähden ydin romahtaa hetkessä ja siitä aiheutuva vasta-energia heittää tähden ulkokerrokset avaruuteen. Romahtanut ydin on muuttunut mahdollisesti neutronitähdeksi tai jopa mustaksi aukoksi.

Taivaankappaleet