Tähtede plahvatused

Noovad

Joonis 131. Tüüpilise noova heleduse muutumine ajas.

Noovadeks nimetatakse tähti, mis suurendavad teatud ajaks oma heledust $10^{3} - 10^{6}$ korda. Tegemist on valge kääbusega, mille pinnal toimub plahvatus. Heleduse suurenemine toimub tavaliselt mõne päevaga; sellele järgneb aeglasem, nädalate−kuude pikkune heleduse langus (joonis 131).

Noovadena plahvatavad valged kääbused kuuluvad sellistesse kaksiksüsteemidesse, milles nende kaastäht on suurem peajada täht või (enamasti) punane hiid, mille Roche'i piir on täidetud ja toimub aine ülevool valgele kääbusele. Valge kääbuse pinnakihid koosnevad nii nagu ikka vesinikust ja heeliumist koos väikese koguse raskemate elementidega. Pealelangeva aine tõttu valge kääbuse pinnakihid tihenevad. Valge kääbus muutub seejuures tasapisi kuumemaks ja heledamaks. Teatud hetkel jõuavad tihedus ja rõhk valge kääbuse pinnakihi alaosas kriitilise väärtuseni ning elektronid lähevad kõdunud olekusse (kõdunud olekus rõhk ei sõltu temperatuurist). Nüüd toimub analoogiline protsess tähtede heeliumsähvatusega, kuid antud juhul on tegemist "vesinikusähvatusega". Kui temperatuur valge kääbuse pinnal ületab $10^{7} K$ , algab seal termotuumareaktsioon, kus vesinik muundumine heeliumiks. See toimub valge kääbuse pinnal ja on plahvatuslikult kiire. Plahvatus paiskab eemale arvestatava osa tähe pinnale langenud mittekõdunud olekus ainest (joonis 132). Tähe heledus kasvab järsult, kuna kuum laialipaisatud kest paisub. Heledus hakkab langema, kui laialipaisatud kesta temperatuur on piisavalt langenud, kütus on ammendunud või laiali paisatud. See ongi noova.


Kui aine ülevoolu tõttu valge kääbuse mass kasvab ning valge kääbuse pinnal on "värsket tuumakütust" - vesinikku, võib seal temperatuur kasvada nii kõrgeks, et algab termotuumareaktsioon -vesiniku tuumad ühinevad. See reaktsioon on plahvatuslik ning täht plahvatab noovana. Sarnane mehhanism seletab ka teatud tüüpi supernoovade plahvatust (vt p 6.3.4).	Meenutuseks taas eelmise pt lõpus viidatud video.

Noova plahvatus ei purusta valget kääbust, mistõttu sama valge kääbus võib mitu korda plahvatada noovana. On leitud, et mida suurem energia noova plahvatusel eraldub, seda pikem on aeg kahe järjestikuse plahvatuse vahel. Seni leitud ajavahemikud on nn kääbusnoovadel kuni paar aastat, tavalistel noovadel kümneid aastaid. Mudelite alusel võivad plahvatusperioodid ulatuda heledaimatel noovadel tuhandete kuni miljonite aastateni.

Kuna kaksiksüsteem pöörleb, siis moodustab valgesse kääbusesse langev aine nn akretsioonketta (joonis 133). Gaasi viskoossuse tõttu langeb aine akretsioonkettas järk-järgult sissepoole. Viskoossusest tingitud hõõrdejõud ja sissepoole üha kasvavad gravitatsioonijõud toovad kaasa aine temperatuuri tõusu. Akretsioonketta siseosa on nii kuum, et kiirgab ultraviolett- ja röntgenkiirtes. Mõnedel juhtudel ületab akretsioonketta heledus isegi valge kääbuse heleduse.

Joonis 133. Pöörleva kaksiktähe puhul moodustab valgesse kääbusesse langev aine akretsiooniketta.

Suure massiga tähe areng

Suure massiga tähed arenevad peajadal palju kiiremini. Näiteks B täht massiga $10 M_{⊙}$ veedab peajadal vaid umbes $(2 - 3) \times 10^{7}$ aastat, O täht massiga $20 M_{⊙}$ täht vähem kui $10^{7}$ aastat. Ka pärast peajada on nende areng kiirem, sest tugevam gravitatsioon genereerib rohkem soojust, kõrgema temperatuuri tõttu on tuumade ühinemised tõenäolisemad ning lisaks, neil tähtedel on temperatuurid piisavalt kõrged, et saaks toimuda energia genereerimise mõttes hoopis efektiivsem CNO ehk süsiniktsükkel (meenutage p. 5.2.1).

Massiivse tähe arengu esimesed etapid on juba vaadeldutega sarnased ehkki detailides on erinevusi. Näiteks, ei toimu neis heeliumsähvatust, kuna tuumas elektronide olek ei ole kõdunud ning heeliumi tuumade ühinemine ei toimu plahvatuslikult. Kuid olulisim erinevus tuleb sisse siis, kui süsiniktuum on juba moodustunud. Massiivse tähe puhul saab süsinik muutuda edasi üha raskemateks elementideks.

Reaktsioonide kiirus raskemate elementide moodustumisel üha kiireneb. Näiteks kulutab $20 M_{⊙}$ täht tsentris vesiniku ära umbes $10^{7}$ aastaga, heeliumi $10^{6}$ aastaga, süsiniku $300$ aastaga, hapniku $200$ päevaga, räni $2$ päevaga, raudtuum tekib vähem kui päevaga. Nii moodustuvad tähe sisemuses erinevate elementide kontsentrilised kihid. Reaktsioonid toimuvad kuni rauani, sest raua tuumade ühinemine enam energiat juurde ei anna − meenutage aatomituumade eriseose energia sõltuvust tuumade massiarvust. Raud ja nikkel on suurimate eriseose energiatega, kuid tuumade ühinemisel vabaneb energia vaid siis, kui tekkiv tuum on suurema eriseoseenegiaga kui lähtetuumad. Kuid tähtede evolutsioonil on siiski võimalusi ka raskemate tuumade tekitamiseks (vt pt. 6.4).

Konkreetsed reaktsioonid sõltuvad tugevalt tähe massist (vt pt. 6.4). Näiteks

\begin{matrix} 3^{4} H e \to^{12} C^{12} C +^{4} H e \to^{16} O . . .^{24} M g +^{4} H e \to^{28} S i^{28} S i + . . . \to^{56} F e \end{matrix}

Suure massiga tähe tuumareaktsioonide (elementide „põlemise") kestused

Reaktsioon	Kestus
$H$	$10^{7} a$
$H e$	$10^{6} a$
$C$	$300 a$
$O$	$200 p$
$. . .$	$. . .$
$S i$	$2 p$
$. . .$	$. . .$
$\to F e$	$< 1 p$

Joonis 134. Erinevad elementide sünteesimise reaktsioonid toimuvad kontsentrilistes kihtides.

Täpsemalt tuleb erinevatest termotuuma reaktsioonidest ja nende iseärasustest juttu p. 6.4.2, mis ongi pühendatud erinevate keemiliste elementide sünteesile.

Kui on moodustunud raudtuum, siis energiat tsentrist enam juurde ei tule ja tasakaal tähe keskosas on rikutud. Ehkki temperatuur tsentris on üle $10^{9} K$ , termotuumareaktsioone ei toimu ja gravitatsioon hakkab domineerima (gravitatsiooni tasakaalustas varem gaasi rõhu erinevus erineval kaugusel). Täht kukub kokku ja temperatuur kasvab veelgi. Tohutu temperatuuri tõttu omavad footonid ülisuuri energiaid, millest piisab ka raua tuumade lagundamiseks − raua tuumad lagunevadki taas üksikuteks prootoniteks ja neutroniteks. See toimub vähem kui sekundiga.

Tuum koosneb nüüd elektronidest, prootonitest, neutronitest ja footonitest. Tuuma kokku tõmbudes selle tihedus üha kasvab ning temperatuuri $8 \times 10^{9} K$ juures toimub $β$ -lagunemise protsess

p + e^{-} \to n + ν_{e}

st prootonid−elektronid muutuvad neutroniteks. Kuna elektronid on nüüd kadunud, ei takista kõdunud elektrongaasi rõhk enam tuuma edasist kokkutõmbumist ning tuum tõmbub vabalt langedes kokku. Maa suurune tuum tõmbub umbes $50$ kilomeetrini kokku vaid sekundiga. Tuuma tihedus ületab hetkeks isegi tuumatiheduse. Kuid neutronite vahel mõjuv tugev interaktsioon (tuumajõud) lükkab kokkulangemise tagasi *. Kokkulangemise järsul peatumisel toimub teatud „tagasipõrge”, mistõttu tugev rõhulaine levib väljaspoole. Väljapoole liikudes kaotab laine aga energiat ning tema leviku kiirus väheneb drastiliselt. Kuid jätkuv kuumutamine neutriinode poolt surub rõhulainet tasapisi siiski väljapoole. Mitmete asjaolude koosmõju (täheolek tsentrist eemaldudes muutub, seespool tekivad turbulentsid, jätkuv kuumutamine neutriinode poolt jm) viivad aine oleku kriitiliseks ning laine muutub uuesti plahvatuslikuks. Kõik tähe välisosad paisatakse minema. Plahvatuse detailid ei ole siiski veel päris selged.

See plahvatus on universumi üks võimsamaid nähtuseid: mõne päeva jooksul kiirgab täht nagu terve galaktika, milles see asub. Seda nimetatakse tuumakollapsiga supernoovaks. Plahvatusel vabanev energia on umbes $10^{46} J,$ mis on rohkem, kui kiirgab Päike kogu oma peajadal veedetud aja jooksul..