[/ pealdis]
Süsinikutähed on sarnased punaste hiiglaslike tähtedega. Ma arvan, et vajate põhjalikumat selgitust.
Täht särab, kuna selle tuumas on sulanduvad elemendid; tavaliselt vesinik heeliumiks. Kui tähe tuumal hakkab otsas otsa lõppema, lõpetab ta energia väljalaskmise ja hakkab varisema. See kokkuvarisemine suurendab rõhku ja temperatuuri tuumas ning laseb südamiku ümber vesiniku süttida. Täht naaseb taas tuhandeid kordi suurema heledusega, mis tal enne oli. See suurenenud energiatarve puhub tähe üles, kuni see muutub punaseks hiiglaseks. Kui meie Päikesest saab punane hiiglane, neelab see siseplaneetide orbiite: Merkuuri, Veenust ja jah, isegi Maad.
Astronoomid arvavad, et on paar viisi, kuidas tähed saavad atmosfääri suuremas koguses süsinikku. Esimene neist on süsinikutähtede klassikaline teooria. Meie Päikesest massiivsemad tähed sulatavad oma tuumas heeliumi, kui nad oma elus teatud punkti jõuavad. Nende heeliumi sulandumisreaktsioonide väljundiks on süsinik. Tähe sees olevad konvektsioonivoolud viivad süsiniku ülespoole pinnale, kus see sadestub tähe väliskeskkonnas.
Teisel viisil võivad süsinikutähed ilmuda binaarsüsteemi kaudu. Üks täht on punane hiiglane ja teine täht on valge kääbus. Miljonid aastad tagasi olid nii punane hiiglane kui ka valge kääbus peamised järjestustähed ning sel perioodil sõelus üks täht materjali teiselt poolt ja kogus selle välisõhkkonda. Täna näeme atmosfääris punast hiiglast, mille atmosfääris on ebatavaliselt palju süsinikku.
Oleme siin Space Magazine'is kirjutanud palju tähti tähtede kohta. Siin on artikkel avastatud puhaste süsinikutähtede kohta ja siin on teooria, mille kohaselt võivad süsinikutähed plahvatada gammakiirguse purunemisel.
Kui soovite lisateavet tähtede kohta, vaadake Hubblesite'i uudiseid tähtede kohta ja siin on tähtede ja galaktikate koduleht.
Oleme salvestanud mitu tähte astronoomiaosast. Siin on kaks, mis võiks teile abiks olla: Episood 12: Kust tulevad beebitähed, ja Episood 13: kuhu lähevad tähed, kui nad surevad?
Viide:
Vikipeedia
