metalle... Metallimaakidest redutseeritakse vesinikuga metalle... Vesiniku toimel muudetakse vedelad taimsed ja loomsed rasvad (õlid) tahketeks (margariiniks)... Vesinikku kasutatakse keemiatööstuses ammoniaagi ja soolhappe tootmisel ning orgaaniliste ainete töötlemisel... Maa massist moodustab vesinik umbes umbes 0,12%... Vesinik esineb ka näiteks savides, kivi- ja pruunsöes ja naftas, samuti kõigis organismides... Väljaspool Päikesesüsteemi esineb vesinik ka hiiglaslikes gaasipilvedes... Vesinik moodustab ka suurema osa Jupiteri, Saturni, Uraani ja Neptuuni koostisest, mis Päikesesüsteemi vesinikusisaldust veelgi suurendab... 6 KASUTATUD KIRJANDUS Üldine keemia Elementide keemia http://et.wikipedia.org/wiki/Vesinik 7
· Punane hiid. · Väiksemad tähed kaotavad oma gaasilised kihid ja muutuvad valgeteks kääbusteks. · Tähe võimalikud lõpud: 1) supernoova (plahvatus) mõned jätkavad tuumana 2) pulsas ehk väga tihe neutrontäht 3) must auk · Gravitatsiooni mõju suurenemisel täht tõmbub kokku. · Mida suurem tähe mass, seda kõrgem temperat. ja seda heledam täht. 4. Kaksiktähed · Gaasipilvedes, kus tähed tekivad, mood. enamasti 2 tähte ja tekib kaksiktäht, milles mõlemad tähed tiirlevad üksteise ümber. Üksiktähti, planeetidega tähti js mitmiktähti tekib harvem. · Suuremjagu tähti, mis silmaga vaadates tunduvad üksikutena, on tegelikult mitmiktähed. · Elu erineb üksiktähtede omast. Kui üks tähtedest läbi põleb, saab kaksiku kaaslaseks olev täht endale marterjali juurde ja suureneb. 5. Nova ja Supernoova
ja Russelli järgi) HR - diagrammi muudab oluliseks see, et ta annab ülevaate tähtede evolutsioonist. On selgunud, et tähe arenedes muutub tema heledus ja värvus ning seega ka tema asukoht diagrammil. Kui täht paikneb diagrammi piirkonnas, kus on palju tähti, on ta järelikult pikaajalises ja stabiilses etapis. Kui täht paikneb hõredas piirkonnas diagrammil, on ta ebastabiilses ja lühiajalises etapis. Tähed tekivad suurtes tähtedevahelistes gaasipilvedes. Selleks, et gaasist saaks täht, peab gaas kokku tõmbuma, kuid kosmiline gaas on väga hõre ja ka väga madalal temperatuuril tasakaalustab gaasi siserõhk gaasiosakestevahelise gravitatsioonijõu. Tavaliselt vallandab gaasi kokkutõmbumise väljastpoolt tulev tiheduslaine või gaasipilve läheduses plahvatanud supernoova lööklaine. Kui gaasipilv on kõkkutõmbumist alustanud lõppeb see vältimatult tähe tekkimisega. Enamuse oma eluajast veedavad
Ühendite koostises leidub lämmastikku erinevates mineraalides, eelkõige nitraatides ehk salpeetrites (NaNO3 tsiili salpeeter, KNO3 india salpeeter). Joonis NaNO3 Lämmastikku leidub ka valkudes ja nukleiinhapetes, olles seega kogu eluslooduse väga tähtis koostiselement. Lisaks esineb lämmastikku veel neutraalsete ja ioniseeritud aatomitena ning ühenditena Päikese ja teiste planeetide atmosfäärides, komeetide gaasipilvedes, udukogudes. Saamine Kuna lämmastiku keemistemperatuur (-196 °C) on veidi madalam kui hapnikul (-183 °C), siis sellel erinevusel põhineb ka lämmastiku ja ka hapniku tööstuslik saamine vedela õhu fraktsioneerival destillatsioonil. Laboratoorselt saadakse lämmastikku mitmete ainete, peamiselt ammooniumdikromaadi või ammooniumnitriti kuumutamisel: (NH4)2Cr2O7 N2 + Cr2O3 + 4H2O NH4NO2 N2 + 2H2O Omadused
tähtkuju tähed, täheparved, galaktikad jm objektid väljaspool Päikesesüsteemi. Tähtkujud on oma nimed saanud nendes asuvate heledamatest tähtedest traditsiooniliselt moodustatud kujundite järgi. Vananedes tähe värvus ja suurus muutuvad. Lõpuks nad surevad. Täht kiirgab (elab) vaid niikaua, kuni tal jätkub kütust tuumareaktsioonideks. Meie Päikegi kustub, kuid enne möödub tema elu teine 5 miljardit aastat. Gaasipilvedes, kus tähed tekivad, moodustuvad enamasti 2 tähte ja tekib kaksiktäht, milles mõlemad tähed tiirlevad teineteise ümber. Hüperhiidudeks nimetatakse kõige suurema absoluutse heledusega tähti, mida tähistatakse harilikult heledusklassiga 0. Hüperhiiud tekivad väga harva, kui nende tekkeks on olemas väga suur kogus küllalt tihedat gaasi või sulab tähetekkepiirkonnas kokku mitmeid väga massiivseid just sündinud
Saturni, Uraani ja Neptuuni koostisest, mis Päikesesüsteemi vesinikusisaldust veelgi suurendab. Tohutute rõhkude juures Jupiteri ja Saturni sügavustes võib vesinik esineda metallilise vesinikuna. Tõenäoliselt on metallilise vesiniku osatähtsus taevakehades suurem, kui seni arvatud. Oletatavasti on elektrit juhtiv metalliline vesinik ka planeetide magnetväljade põhjuseks. 93% Päikesesüsteemi aatomitest on vesinikuaatomid. Väljaspool Päikesesüsteemi esineb vesinik ka hiiglaslikes gaasipilvedes. H-I-aladel esineb ioniseerimata molekulaarne vesinik. Need alad kiirgavad sagedusega umbes 1420 MHz, mis vastab 21 cm joonele. See kiirgus tuleneb koguspinni üleminekutest. Selle kiirguse järgi leitakse ja uuritakse vesiniku esinemist Universumis. Atomaarse vesinikuga ioniseeritud gaasipilvi nimetatakse H-II-aladeks. Neil aladel kiirgavad suured tähed suurel hulgal ioniseerivat kiirgust. See kiirgus võimaldab teha järeldusi tähtedevahelise aine koostise kohta
ühikut. · Astronoomiline ühik on astronoomias kasutatav pikkusühik, mis võrdub Maa keskmise kaugusega Päikesest. · Parsek on pikkusühik: kaugus, kust vaadates 1 astronoomiline ühik katab 1 nurgasekundi ehk sellise ringjoone, millel üks astronoomiline ühik moodustab ühesekundilise kaare, raadius. Tähis pc. 1 pc = 3,08572 · 1016 m = 3,26168 valgusaastat = 2,062648 · 105 a.ü. · Gaasipilvedes, kus tähed tekivad, moodustuvad enamasti 2 tähte ja tekib kaksiktäht, milles mõlemad tähed tiirlevad teineteise ümber. Üksiktähti, planeetidega tähti ja mitmiktähti tekib harvem. Suuremjagu tähti, mis silmaga vaadates tunduvad üksikutena, on tegelikult kaksik- või mitmiktähed. Kaksiktähtede elu erineb üksiktähtede omast. Kui üks tähtedest läbi põleb, saab kaksiku kaaslaseks olev täht endale materjali juurde ja suureneb.
koostisest, mis Päikesesüsteemi vesinikusisaldust veelgi suurendab. Tohutute rõhkude juures Jupiteri ja Saturni sügavustes võib vesinik esineda metallilise vesinikuna. Tõenäoliselt on metallilise vesiniku osatähtsus taevakehades suurem, kui seni arvatud. Oletatavasti on elektrit juhtiv metalliline vesinik ka planeetide magnetväljade põhjuseks. 93% Päikesesüsteemi aatomitest on vesinikuaatomid. Väljaspool Päikesesüsteemi esineb vesinik ka hiiglaslikes gaasipilvedes. H-I-aladel esineb ioniseerimata molekulaarne vesinik. Need alad kiirgavad sagedusega umbes 1420 MHz, mis vasta 21 cm joonele. See kiirgus tuleneb koguspinni üleminekutest. Selle kiirguse järgi leitakse ja uuritakse vesiniku esinemist Universumis. Atomaarse vesinikuga ioniseeritud gaasipilvi nimetatakse H-II-aladeks. Neil aladel kiirgavad suured tähed suurel hulgal ioniseerivat kiirgust. See kiirgus võimaldab teha järeldusitähtedevahelise aine koostise kohta
Lihtainena leidub lämmastikku kõige rohkem atmosfääris, kus õhu koostises on teda 78,1 %. Ühendite koostises leidub lämmastikku erinevates mineraalides, eelkõige nitraatides ehk salpeetrites (NaNO3 tsiili, KNO3 india). Lämmastikku leidub ka valkudes ja nukleiinhapetes, olles seega kogu eluslooduse väga tähtis koostiselement. Lisaks esineb lämmastikku veel neutraalsete ja ioniseeritud aatomitena ning ühenditena Päikese ja teiste planeetide atmosfäärides, komeetide gaasipilvedes, udukogudes. Saamine Kuna lämmastiku keemistemperatuur on veidi madalam kui hapnikul, siis sellel erinevusel põhineb ka lämmastiku ja ka hapniku tööstuslik saamine vedela õhu fraktsioneerival destillatsioonil. Laboratoorselt saadakse lämmastikku mitmete ainete, peamiselt ammooniumdikromaadi või ammooniumnitriti kuumutamisel: (NH4)2Cr2O7 N2 + Cr2O3 + 4H2O NH4NO2 N2 + 2H2O Omadused Lämmastik on värvusetu, maitsetu, lõhnatu, vees vähe lahustuv, õhust veidi kergemgaas. Tema
annaabi.ee 
