kentauri jalga, 4 Arcturus, kaugus maast 34 valgusaastat, üks vanimaid tähti öötaevas, 5 Vega, kaugus maast 25 valgusaastat, tema nimi tuleb araabia keelest ja tähendab tõlkes sööstvat kotkast. 6 Capella, kaugus maast 41 valgusaastat, Capella on kollane nagu päike, aint et palju suurem, 7 Rigel, kaugus maast 1400 valgusaastat, nimi tuleb araabia keelest, mis tähendab tõlkes jalga. See on sinine hiidtäht, mis kuulub neljatähesüsteemi, 8 Procyon, kaugus maast 11.4 valgusaastat, näeb välja kollakas-valge 9 Achernar, kaugus maast 69 valgusaastat, sinakas-valge hiidtäht, 10 Betelguese, kaugus maast ~1400 valagusaastat, see on punane hiidtäht, mis on üle 13000 korra heledam kui päike ja üle 1000 korra suurem. 5 Hubble'i kosmoseteleskoop (joonis 4)
Hiidude läbomõõt on sadu, ülihiidudel tuhandeid kordi suurem kui Päikese läbimõõt. Kui Päikese asemel oleks ülihiid Betelgeuse Orioni tähtkujust, siis Marss oleks selle ülihiiu sees. Hiid tähed on väga hõredad. Kui tavaliste tähtede tihedus on saamas suurusjärgus vee tihedusega, siis hiidude tihedus on sellest rohkem kui miljon korda väiksem. Hiidude väliskihid koosnevad gaasist, mis on hõredam kui õhk. Kui hiidtäht läbi hakkab põlema, siis muutub ta punaseks hiiuks. Osa tema gaasilisest ainest valgub naabertähele, mis muutub selle tagajärjel oma kaaslasest palju suuremaks. Esialgsest hiiust saanud punane ülihiid aga plahvatab supernoovana ja moodustub kas valge kääbus, pulsar või must auk, olenevalt tähe algsest suurusest. Nüüd muutub teine hiidtäht punaseks hiiuks ja temaga kordub sama, kuni lõpuks tiirlevad üksteise ümber 2 läbipõlenud tähte.
nn. lõkspind- sfäär, mida nii osakesed kui energia saavad läbida vaid ühes suunas. Musta augu mass kasvab. 7. Stabiilse tähe korral on tasakaalus kiirguse rõhk ja gravitatsiooniline tõmbumine. 8. Tähe tuumas lõpeb vesinik, gravitatsiooniline tõmbumine ületab kiirguse rõhu ja täht kukub iseenda raskusest kokku. Selle käigus tekivad uued plahvatuslikud reaktsioonid, mis paisutavad tähe suureks. Tekib hiidtäht. 9. Tähe tuumas tekivad sellised reaktsioonid, mis annavad vähem energiat (heeliumi tuumad ühinevad süsinikuks ja need omakorda rauaks). Selline täht tõmbub vaikselt kokku valgeks kääbuseks. 10. Pruun kääbustäht tekib, kui algne gaasipilv on väike (termotuumareaktsiooni ei toimu). 11. Mitmiktäht tekib siis, kui algne gaasipilv on väga suur. 12. Mida suurem on tähe mass, seda tormilisem on tema areng ja seda lühem on eluiga. 13
(Päiksesel kulub selleks veel miljardeid aastaid) ja täht muutub punaseks hhiuks, milles energiat ammutatakse juba heelimuiga toimuvatest tuumareaktsioonidest. Kui Päike jõuab sellisesse staadiumi, siis on t a nii suur, et ulatub Maani. Tähe sisemuses moodustub sel juhul kokkusurumatu süsinikust ja hapnikust tuum. Oma aktiivse arengu lõpus, kui peaaegu kogu heelium on ära kulutatud, paiksb punane hiidtäht oma välimised kihid eemale ning paljastab väga tiheda ja kuuma tuuma. Väljapaisatud ainest aga moodustub tuuma ümbritsev planetaarudu, mis mõnekümne tuhande aastaga hajub. Tuum, millel pole energiaallikaid, hakkab jahtuma valgeks kääbuseks. Vähene säilinud vesinik ümber tuuma jätkab veel põlemist heeliumiks, ja küllaldase heeliumi kogunemisel võib ka see veel korraks süttida
R Jakobsoni nimeline Gümnaasium Referaat Valge kääbus Koostaja: Andry Nõgols 9c Viljandi 2012 Valge kääbuse teke Valge kääbus tekib siis, kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punase hiidtähega (hiiglasuureks paisunud täht) toimub supernoova. See tähendab, et punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ning tekib planetaarudu. Tähest jääb järele väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist. Kõige kuumemad valged kääbused on ka kõige heledamad ja neid on kergem märgata
tihedusega surnud täht, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni mustaks kääbuseks. Tüüpilise valge kääbuse mass on 60% Päikese massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad Maa omadest. Suurema osa valgete kääbuste on massid jäävad vahemikku 0,5...0,7 Päikese massi, kuid väike osa valgeid kääbuseid on massiga kuni 1,4 Päikese massi. Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ning tekib planetaarudu, jääb tähest järgi väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist. Kõige kuumemad valged kääbused on ka kõige heledamad ja neid on kergem märgata.
triip 2 heleda vahel. Linnutee pöörleb ümber tsentri 280 km/s e terve Linnutee teeb täispöörde 200M aastaga (päike 20km/s). Galaktikad: spiraalne (levinuim), ellips, korrapäratu. Need moodustavad kärgsüsteeme. Universum - paisub (punanihe). Tagurpidi-filmi põhimõttel saab arvutada millal ja kus sündis (Suur Pauk). Tähtede areng: 1) tähe sünd (gaasipilv tõmbub kokku) 2) algab termotuumareaktsioon 3) He -> C (punane hiidtäht) 4) tähe surm (plahvatab, heidab endast eemale atmosfääri, muutub valgeks kääbustäheks) 1) Sünd - termotuumareaktsioon algab alates teatud massist; kui mass >90 Päikest, siis toimub eelnevalt plahvatus ja üleliigne mass heidetakse ära. 2) Elu - kehtib seaduspärasus: mida suurem täht, seda lühem elu. Nt üle 10 Päikese massiga tähed -> elu kestab ainult mõned mlj aastad. 3) Surm - H on enamuses põlenud, grav. jõud muutub nii väikeseks, et täht plahvatab
1937. a. näitas ta, et tähtede energiaallikaks peab olema tähe tsentris kõrgetel temperatuuridel toimuv vesiniku muundumine heeliumiks. Tähtede ehituse alal näitas Öpik esimesena hiidtähtede tekkemehhanismi. Inglise astronoomi A. Edding-toni varasemate tööde põhjal arvati, et hiidtähed erinevad oluliselt kääbustähtedest nendes valitsevate madalamate temperatuuride ja rõhkude tõttu. Öpiku arvutused aga näitasid, et hiidtäht pole midagi muud kui üks etapp massiivsete kääbustähtede arengus. Pärast seda, kui täht on ära kulutanud oma tuumalähedase vesiniku tagavara, algab tuuma kokkuvarisemine. Tähe väliskest hakkab samal ajal paisuma - sünnib hiidtäht. Kuid isegi Tartu kasinates tingimustes õnnestus tal teha töö, mis on pioneerlikuna läinud astronoomia ajalukku. Jutt on tähtede värvusindeksite fotograafilisest mõõtmisest.
temperatuur pilve keskmes on piisavalt kõrge (umbes 3000 K) C)Täht jätkab kokkutõmbumist ja kui temp. tähe keskmes on tõusnud 107 kraadini, siis algab termotuumareaktsioon D)Kui suurem osa vesinikust on muutunud heeliumiks, siis hakkab täht paisuma ja muutub punaseks hiidtäheks E)Tähe heeliumist koosnevas tuumas algavad tuuma-reaktsioonid, mille käigus tekivad raskemad elemendid F)Nende käigus eraldub energiat palju vähem ja punane hiidtäht tõmbub kokku väikeseks valgeks kääbustäheks G)Selliselt toimub umbes Päikesesuuruste tähtede areng 37.mis on supernoova Supernoova on oma arengu lõppjärku jõudnud täht, mille plahvatuse tagajärjel tähe heledus kasvab hetkeliselt miljoneid kordi 38. mis on tsefeiid Tsefeiid tsefeiidid on pulseeruvad valged või kollased hiidtähed, mille heledus muutub perioodiliselt 39.mis on galaktika Galaktika on miljonite, miljardite või triljonite tähtede kogum 40
Kokkutõmbumise faasile järgneb stabiilne olek. Päikese sarnased tähed viibivad selles olekus 10 miljardit aastat. Kui tähe kogu vesinik on muundunud heeliumiks, hakkab heeliumist koosneb tuum kokku tõmbuma ja tuuma temperatuur kasvama. Jahtunud välikiht ei suuda kiirgust läbi lasta ja paisub seetõttu. Suurenevad tähe heledus ja mõõtmed. Täht muutub punaseks hiiuks või ülihiiuks. Selle staadiumi lõpus põleb heelium süsinikuks. Lõpuks jääb järele ainult tuum. Punane hiidtäht muutub väikeseks ja kuumaks valgeks kääbuseks. Need jahtuvad väikese pinna tõttu aeglaselt. Evolutsiooni lõppfaasis võivad need plahvatada supernoovana, mille tuuma kokkulangemisel moodustub neutrontäht. Massilt suuremad tähed võivad samuti kokku tõmbuda ja muutub lõpuks ,,mustaks auguks".. Neutrontähes on aine neutron-kõdunud seisundis, mustas augus on aine seisundis, mida hetkel ei mõisteta. Supernoova plahvatuse käigus eemale heidetud tähe
kõikvõimalikke omadusi ning diagrammi väli peaks täituma statistiliselt ühtlaselt. Üllatuseks aga selgus, et tähed moodustavad rühmi. Enamik tähtedest asub peajadal. Ülevalpool peajada on hiidude ja ülihiidude rühmad. Allpool peajada asuvad kääbuste rühmad. ( Oll, 2005) Punane hiid on vana täht, mis on paisunud hiiglasuureks. Päikesest saab punane hiid umbes 5 miljardi aasta pärast ning ta põletab Maa. Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ning tekib planetaarudu, jääb tähest järele väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist. Kõige kuumemad valged kääbused on ka kõige heledamad ja neid on kergem märgata. ( Vikipeedia
See jõud surub tähe keskosa kokku väga pisikeseks ja ülitihedaks. Kui järelejäänud pisikese kera mass on 1,5-3 päikese massi, saab sellest neutrontäht (surnud ja kokkukukkunud täht, mis koosneb peamiselt neutronitest.) Kui aga mass on suurem variseb kera iseenda raskuse mõjul kokku mustaks auguks. Slide 6 Valged, pruunid ja mustad kääbustähed Erakordselt väikesi tähti kutsutakse kääbusteks. Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ning tekib planetaarudu, jääb tähest järgi väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Valgete kääbuste tihedus on palju suurm kui tavalistel tähtedel. See on miljoneid kordi vee tihedusest suurem. Täringusuurune tükk valgest kääbusest kaalub sama palju kui suur auto. Väikeste mõõtmete tõttu ei paista valged kääbused kuigi kaugele. Päikese lähimast ümbrusest on avastatud paarsada valget kääbust.
seda suurem, mida suurem on tähe heledus (mis määrab tähe poolt kulutatava energia hulga); heledamad tähed peaksid olema kaugemale arenenud kui nõrgemad ning kaksiktähtede paarides peaksid hiidtähtedena sagedamini esinema nõrgemad kaaslased, kuna heledamad komponendid peaksid ennem välja jõudma kääbusstaadiumini. Vaatlused tõendavad vastupidist - just heledamate komponentide seas on sagedamad hiidtähed; normaalne kaksiktähe tüüp on - heledam hiidtäht nõrgema kääbusest kaaslasega või jälle on mõlemad kääbused; harva esineb hiidtäht nõrgema kaaslasena. Sellest tuleb järeldada, et kui üldse arenemine hiid-kääbustähtede vahel on aset leidnud, siis vanem tüüp on just hiidtäht, vastupidi endisele arenemisteooriale. Moodsad tähtede sisemise ehituse teooriad jõuavad samale tulemusele iseseisvalt, puht- füüsikalisil kaalutlusil. Sellest üksi jätkub, et kõrvale heita endine arenemisteooria; tegelikult aga on rida
jäävad reeglina punktideks ka suurima võimaliku suurenduse korral. Maa atmosfääri tõttu näivad nad vilkuvat. Päike on aga erand, mis on ainsana Maale piisavalt lähedal, nii et ta paistab kettana ning annab meile hulgaliselt soojust ja valgust. Tähti on olemas hiiglaslikke ja väikeseid. Peamised tüübid on: Hüperhiid Ülihiid Helehiid Hiidtäht Poolgigant tähed Peajada tähed (nt Päike) Poolkääbus tähed Valged kääbused (nö surnud tähed) Pilt 1 : Päike võrdluses kollase hüperhiiuga Näiteks räägin natuke pikemalt kollastest hüperhiidudest. Kollane hüperhiid on massiivne täht suurendatud atmosfääriga, algse massiga ligikaudu 20-50 päikese massi, aga on kaotanud juba 4 umbes pool sellest massist
Päikesesarnased tähed viibivad selles olekus 10 miljardit aastat. Kui tähe kogu vesinik on muundunud heeliumiks, hakkab heeliumist koosneb tuum kokku tõmbuma ja tuuma temperatuur kasvama. Jahtunud välikiht ei suuda kiirgust läbi lasta ja paisub seetõttu. Suurenevad tähe heledus ja mõõtmed. Täht muutub punaseks hiiuks või ülihiiuks. Selle staadiumi lõpus põleb heelium süsinikuks. Lõpuks jääb järele ainult tuum. Punane hiidtäht muutub väikeseks ja kuumaks valgeks kääbuseks. Need jahtuvad väikese pinna tõttu aeglaselt. Evolutsiooni lõppfaasis võivad need plahvatada supernoovana, mille tuuma kokkulangemisel moodustub neutrontäht. Massilt suuremad tähed võivad samuti kokku tõmbuda ja muutub lõpuks ,,mustaks auguks". · Universumi evolutsioon - Millises olekus oli mateeria ja mis oli enne universumi paisumise algust, pole teada
- tähesuurus sõltub tähe kaugusest (näiv tähesuurus) - tähe heeliumist koosnevas tuumas algavad tuumareaktsioonid, mille käigus - praktiliselt kasutatakse tähtede iseloomustamiseks absoluutset tähesuurust ja tekivad raskemad elemendid absoluutset heledust - nende käigus eraldub energiat palju vähem ja punane hiidtäht tõmbub kokku - absoluutne tähesuurus M näitab, kui suur oleks tähesuurus siis, kui see täht väikeseks valgeks kääbustäheks asuks Maast 10 pc kaugusel (Päikesel M=4,8) - selliselt toimub umbes Päikesesuuruste tähtede areng - absoluutne heledus L näitab, mitu korda rohkem energiat kiirgab see täht - mida suurema massiga on täht, seda lühem on tema eluiga
`' Maa ja teised planeedid tekkisid siis, kui need rõngad moodustanud prahipuntrad tompudeks haakusid `' (Mary ja John Gribbin 1997:72). `' Päikesel on niipalju vesinikku, et tal jätkub seda kütust veel 5 miljardiks aastaks. Kui ta on kogu vesiniku ära kulutanud, hakkab ta samal viisil heeliumi ''põletama''. Selle tulemusena läheb tema sisemus veelgi kuumemaks ning tema atmosfäär hakkab paisuma. Päikesest saab suur punane hiidtäht `' (Mary ja John Gribbin 1997:73). `' Kui Päike muutub suureks punaseks hiiuks, kõrvetab tema kuumus Maa ja muudab elu meie mõttes võimatuks. Kuid heeliumi põletamine ei hoia päikest kuumama kaua. Kui 3 kogu kütus on otsas, tõmbub Päike kokku valgeks tuliseks palliks, mis on umbes sama suur kui Maa see on valge kääbus `' (Mary ja John Gribbin 1997:73).
annaabi.ee 
