Astronoomia (1)

Tähed ja galaktika

Astronoomia – teadus, mis uurib taevakehade ja nende süsteemine ning Universumi kui terviku ehitust, liikumist ja arengut.
Peamised harud:
-astrofüüsika
-astromeetria
-taevamehaanika
Peetakse maailma vanimaks teaduseks.
- Klassikalises astronoomilises maailmapildis moodustasid tähed vähemalt 95-97 % nähtava Universumi massist.
- 1970ndad : Varjutatud mass ehk tume aine, moonustab kuni 90 % Universumi massist.
-Aastatuhande vahetus: Universumi energiatihedusest tervelt 74 % moodustab tume energia, ca 22% tume aine, vaid ca 4% on tavapärane aatomitest (barüonidest) koosnev aine.
-Barüonainest omakorda üle 50 % võib-olla kuum galaktikatevaheline gaas. Tähtedes sisaldub alla1 % Universumi energiatihedusest.

Päike – lähim täht

Kaugus maast ca 150 000 000 km
Läbimõõt 1 392 000 km
Pinna temperatuur 5800 K
Mass 2*10^30 kg
Kiirgusvõimsus 3,84*10^26 W
Teiste tähtede massi, raadiust, kiirgusvõimsust jm mõõdetakse tavaliselt Päikese ühikutes.
Valgusaasta – teepikkus, mida valgus läbib ühe aastaga liikudes kiirusega c=300 000 km/s
Parsek – 1 pc = 3,26 va
Päikesele lähim täht Proxima Centauris =1,3 pc =4,3 va
Hele täht Vega 8 pc e. 26 va
Põhjanael 240 pc e. 780 va
Galaktika keskpunkt 8,5 kpc e. 28 000 va
Andromeeda galaktika 690 kpc e. 2,2 Mva
Tähtede näivat heledust mõõdetakse tähesuurustes – mida suurem arv, seda väiksem heledus.
Vega m = 0, Põhjanael = 2,3
Nõrgemad palja silmaga nähtavad u m = 5,5-6, teleskoobid m = 28
Heledaim täht Siirus m = -1,45
Päike -26,8
Kuu -12,5
Kui kahe tähe tähesuuruste vahe on 1, siis nende tähtede füüsikalised heledused erinevad 2,5 korda.
Universum sai alguse 13,7 +- 0,2 miljardit aastat tagasi. Esimesed tähed 20—400 miljonit aastat pärast Suur Pauku .
I põlvkonna tähed – suure massiga, plahvatavad kiiresti supernoovadena, rikastavad tähtedevahelist keskkonda metalliga
II põlvkonna tähed - H, He ja 0,1-0,5 % metalle , praegu vaadeldavad Galaktika halos
III põlvkonna tähed (päikesetaolised)

Tähtede evolutsioon

-Ühe tähe puhul miljoneid kuni kümneid miljardeid aastaid tagasi kestev protsess gaasi- ja tolmupilve gravitatsioonilistest kokkutõmbumistest kompaktse jäänuki (valge kääbus, neutrontäht, must auk) moosustumiseni või tähe täieliku hävinemiseni supernoova plahvatuses.
-Evolutsiooni juhtivaks jõuks on gravitatsioon , mis suurema osa eluea jooksul kindlustas termotuumareaktsioonide toimumise
-Termotuumareakts tüüp ja kiirus sõltuvad kriitiliselt temperatuurist, mille omakorda määrab kokkutõmbuva gaasipilve mass.
Mida suurem tähe mass, seda kiirem evolutsioon!
Väiksema massiga tähtedes prooton - prootontssükkel (pp), suurem massiga tähtedes süsiniktsükkel (CNO)
Ühe He tuuma tekkimisel vabaneb energiat ca 20-25 MeV (3,2 – 4*10^12 J). Päikese tuumas on keskmiselt energia produktsioon 0,001 W/kg – tuhat korda väiksem kui inimkehas!
Osa planetaarudena ja supernoova plahvatusel välja heidetud ainest läheb uuesti käiku uute tähtede moodustumisel – aja jooksul tähtede metallilisus järjest suureneb.
Supernoovade plahvatused omakorda aitavad tähetekkele kaasa, tekitades molekulaarpilvedes tihendusi.
Uued tähed tekivad külmades molekulaarpilvedes (T -10-20 K)
Meie galaktikas on molekulaargaasi ca 1-3 *10^9 M, kuid tähetekkes osaleb sellest vaid 0,1 – 2 %. Aastas tekib galaktikas ca 3M jagu uusi tähti.
Päikesesüsteemi planeetide keemiline koostis on hoopis erinev tähtede omast, domineerivad C, N, O, Si, Fe, jt.
Kõik need elemendid on sünteesitud termotuumareaktsioonidel tähtede sisemuses.
Päikesesüsteem tekkis ca 9 miljardit aastat pärast Suur Pauku.