Eestis nähtavaid tähti on kuni 800, aastaringset muutumist arvestades kuni 1100 erinevat tähte. Tähe aastaringset liikumist taevavõlvil määravad astronoomid selle tähe aastaparallaksi nurga, mille all paistab Maa orbiidi raadius tähe pealt vaadatuna. Mida väiksem on nurk, seda kaugemal on täht. Esmakordselt mõõdeti aastaparallaks Eestis 1840.aasta paiku Tartu Tähetornis G.W. Struve poolt. 1840 aasta märgib täheastronoomia algust. Aastaparallaksid on väga väikesed, alla kaaresekundi. Kaugused tähtedeni on väga suured ja väga erinevad. Parsek vahemaa, mille tagant 1 aü paistab 1 kaaresekundi all. Tähte kui valgusallikat iseloomustab valgusvõimsus ( ajaühikus valgusena väljakiirgav energia ) ja valguse spekraalne koostis e. spekter. Tähe tegeliku valgusvõimsuse saame arvutada, kui teame kaugust täheni. Tähe suhteliseks heleduseks ( Päikese suhtes ) ehk suhteliseks valgusvõimsuseks nim. tähe valgusvõimsuse suhet Päikese valgusvõimsusesse.
see viib meid täiesti uude, Päikesesüsteemiga võrreldes kolossaalsete mastaapidega täheastronoomia maailma. Igapäeva ühikuid tähtede mõõtmisel ei kasutata, vaid kasutatakse tähist aü. Tähesihikut ehk astroloobi kasutatakse taevakeha kõrguse mõõtmiseks. Astronoomiline ühik · 1 astronoomiline ühik (aü) = 149597870 km · Astronoomilist ühikut kasutatakse Päikesesüsteemi piires. · Parsekut (kaugus, kust aü paistab ühe kaaresekundi all) kasutatakse täheastronoomias pikkusühikuna. · 1 parsek (pc) = 3,26 va = 206265 aü Aastaparallaksi mõõtmine · Aastaparallaks nurk, mille all paistab Maa orbiidi raadius tähe pealt vaadatuna. Mida väiksem on nurk, seda kaugemal on täht. · Esimest korda mõõdeti kolme tähe aastaparallakse 1840. aastal kolme astronoomi poolt. Seal hulgas oli ka maale lähim täht. · Huvitav teada: üks nendest kolmest tähemõõtmisest tehti
kaaresekundist ning jõuab aasta möödudes endisesse asukohta tagasi. Selle liikumise põhjuseks on Maa liikumine orbiidil; mõõtes (teleskoobi abil) parallaksi, saame määrata tähtede kaugust. Aastatepikkune mõõtmine näitab, et osa tähti muudab oma asukohta ka jäädavalt. Seda liikumist nimetatakse omaliikumiseks ja ta kajastab tähtede tõelist ruumilist liikumist. Enamiku tähtede omaliikumised on samuti kaduvväikesed; umbes tuhandel tähel on aastane nihe üle ühe kaaresekundi, suurim- 10,3" aastas- on omaliikumine Barnard'i tähel Maokandja tähtkujus. (2,3) See skeem näitab kuidas suhteliselt ligidal asuva käepärase eseme abil saab mõõta vahemaid kaugemal asuvate objektideni. Selleks on tarvis võrrelda vaatenurka kahest erinevast kohast.(4) HIIUD, KÄÄBUSED, NEUTRONTÄHED, MUSTAD AUGUD Suurem osa meie Galaktika umbes 120 miljardist tähest on punased kääbused, rohkesti
möödudes endisesse asukohta tagasi. Selle liikumise põhjuseks on Maa liikumine orbiidil; mõõtes (teleskoobi abil) parallaksi, saame määrata tähtede kaugust. Aastatepikkune mõõtmine näitab, et osa tähti muudab oma asukohta ka jäädavalt. Seda liikumist nimetatakse omaliikumiseks ja ta kajastab tähtede tõelist ruumilist liikumist.Enamiku tähtede omaliikumised on samuti kaduvväikesed; umbes tuhandel tähel on aastane nihe üle ühe kaaresekundi, suurim- 10,3" aastas- on omaliikumine Barnard'i tähel Maokandja tähtkujus. Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus- radiaalkiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi (Doppleri efektist). Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamus neist on alla 100 km/s. Ülalmainitud Barnard'i täht on üks kiiremaid (ja ka üks lähemaid!), tema ruumkiirus on 140 km/s.
Galilei pani aluse teaduslikule eksperimenteerimisele ja katsetulemuste matemaatilise tõlgendamisele, mis omakorda lõid alused seletatavatele loodusteadustele. Esimene tõsine teleskoop valmistati J. Fraunhoferi töökojas 1824. a. Tartu Tähetorni tarbeks ja on sealses muuseumis tänaseni töökorras. Fraunhoferi teleskoop tähendas hüpet mõõtmis- täpsuses. Kui varasemate teleskoopidega saadud usalduväärsed tulemused jäid 2-3 kaaresekundi piiresse, siis selle riista töötäpsus oli veerand kaaresekundit. Joseph von Fraunhofer (1787 1826) oli Saksamaa optik, füüsik ja astronoom. Ta mõõtis joonte lainepikkused Päikese spektris - mida nüüd kõik Fraunhoferi spektriks nimetavad. 2 Galilei pikksilm Fraunhoferi teleskoop 20
objektidega; paljud oletasid, et need on mingid senitundmatud tähed - ,,raadiotähed". Vaid väiksearvuline seltskond teisitimõtlejaid kahtlustas, et kompaktsed raadiokiirgusallikad on galaktikavälist päritolu. Üks raadiokiirguse allikas, kataloogitähisega 3C 48, äratas iseäranis suurt tähelepanu, sest Inglise astronoomid näitasid täpsete raadio-interferomeetriliste mõõtmiste abil, et see on eriti kompaktne - nurkläbimõõduga alla ühe kaaresekundi. Samas oli tegu väga intensiivse allikaga. Kasutades viiemeetrise läbimõõduga Palomari teleskoopi, leidsid USA astronoomid 1961. aastal lõpuks ka 3C 48 optilise vaste - selleks osutus tuhm, 16. tähesuurusega tähesarnane objekt. Esimeste spektrite saamise järel hämming ainult süvenes, sest neis leidus selgeid laiu kiirgusjooni, mille asukoht ei ühildunud ühegi keemilise elemendi teadaoleva spektrijoonega. Pärast põhjalikku uurimist jõudsid USA
Bessel esmakordselt mõõtis heliomeetri abil ühe kinnistähe parallaksi (ehk näiva nihke, mis on tingitud maise vaatleja asukoha muutusest Maa liikumisel ümber Päikese); see oli "61. täht Luige tähtkujus" (61 Cygni), üks meile lähimatest tähtedest, mitte eriti silmapaistev - vaid viienda suuruse täheke; Besseli tähelepanu pöördus sellele tähele tema eriti suure omaliikumise tõttu, mida loeti ligiduse tunnuseks ja mis ka õigeks osutus; Bessel leidis 0.70 kaaresekundi suuruse kogunihke (parallaks ehk nurk, mille all tähelt on näha Maa orbiidi raadius, on pool kogunihkest), millest järeldas, et see täht asub meilt 600 000 korda kaugemal kui Päike; sellelt kauguselt valgus, läbides 300 000 kilomeetrit sekundis, jõuab meieni 10 aasta jooksul: seda väljendatakse veel teisiti, öeldes, et Besseli järele 61 Cygni asub meist 10 valgusaasta kaugusel. Moodsad täpsemad fotograafilised mõõtmised annavad 11 valgusaastat
murdosa kaaresekundist ning jõuab aasta möödudes endisesse asukohta tagasi. Selle liikumise põhjuseks on Maa liikumine orbiidil; mõõtes (teleskoobi abil) parallaksi, saame määrata tähtede kaugust. Aastatepikkune mõõtmine näitab, et osa tähti muudab oma asukohta ka jäädavalt. Seda liikumist nimetatakse omaliikumiseks ja ta kajastab tähtede tõelist ruumilist liikumist.Enamiku tähtede omaliikumised on samuti kaduvväikesed; umbes tuhandel tähel on aastane nihe üle ühe kaaresekundi, suurim- 10,3" aastas- on omaliikumine Barnard'i tähel Maokandja tähtkujus. Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus- radiaalkiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi (Doppleri efektist). Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamus neist on alla 100 km/s. Ülalmainitud Barnard'i täht on üks kiiremaid (ja ka üks lähemaid!), tema ruumkiirus on 140 km/s.
annaabi.ee 
