Kõik taevakehadest (3)

Tähtede sünd
Esimesed arvestatavad hüpoteesid taevakehade tekke kohta pakuti välja 18 sajandil ( Kanti - Laplace ´i nebulaarhüpotees).Need olid puhtspekulatiivsed, sest nii vaatluslikud, kui teoreetilised teadmised tähtede maailmast olid tol ajal veel väga puudulikud. Taevakehade moodustumine hõredast ainest tihenemise teel on kaasaegne teooria ja vaatlused on seda igati kinnitanud.
Meie Galaktikas on hõredat ainet (gaasi ja tolmu) kokku umbes 5 miljardi Päikese massi jagu ( Päikese mass 1,99 x10 astmel 33 grammi), mis moodustab umbes 2% Galaktika kogumassist. Hõre külm aine paikneb põhiliselt Galaktika ekvaatori tasandis, see aine sisaldab umbes 70%vesinikku, 28% heeliumi ja 4 % raskemaid elemente.Tervikuna on see aine väga hõre: vaid üks vesiniku aatom kuupsentimeetri kohta.
Käesoleval ajal tekib aastas umbes viie Päikse massi jagu uusi tähti. Materjali tähtede tekkeks on umbes tuhat korda rohkem, kui tähti tegelikult tekib, siit järeldub, et sobilikust algmaterjalist tekib tähti vaid teatud soodsate tingimuste olemasolul . Vaatlused viitavad teiselegi olulisele omadusele: tähed tekivad mitte üksikult vaid gruppidena e. assotsiatsioonidena.
Külmad tumedad molekulaarpilved, mida leidub paljudes Galaktika piirkondades võivad püsida sadu või miljoneid aastaid suhteliselt rahulikult . Siis aga häirib miski nende tasakaalu ja kutsub esile sündmuste ahela, mis lõppkokkuvõttes sunnib neid sünnitama uute tähtede põlvkonda. Mis aga selle saatusliku häirituse esile kutsub on astronoomide jaoks siiani mõistatuseks. See võib-olla läheduses oleva supernoova plahvatuse tekitanud lööklaine, kokkupõrge mõne teise suure molekulaarpilvega või Galaktikas leviv tihendus- laine, kuid lõpptulemusena hakkab pilv kokku tõmbuma. Kokkutõmbuva klimbi keskmes (tuumas) suureneb aine tihedus kiiresti. Tuum on prototäht e. tulevase tähe embrüo. Mida tihedamaks muutub prototäht, seda tugevamaks muutub tema gravitatsioon ja seda rohkem tõmbab ta külge ümbritsevat ainet. Gravitatsiooniline tõmme sunnib ainet üha kiiremini liikuma ning gravitatsiooniline energia hakkab muutuma kineetiliseks energiaks. Kui see kiiresti liikuv aine jõuab tuumani, pidurdub ta tuuma ainega põrkudes ning liikumisenergia muutub hetkeliselt teiseks energialiigiks ehk siis soojuseks. Kuna prototäht kogub endasse aina rohkem ainet, muutub ka tema temperatuur järjest kõrgemaks. Prototäht ei seisa paigal - ta pöörleb ja see muutab neid lapikuks ning pikapeale moodustub ta ümber gaasist ja tolmust (tolm kaitseb sündivat tähte lähedalolevate tähtede ultraviolettkiirguse eest, mis pilve soojenedes peataks protsessi) koosnev ketas või rõngas ning samal ajal kasvab ka aina temperatuur. Selle tagajärjel hakkab ta kiirgama esialgu peamiselt infrapunakiirgust. Jätkub ka ainete kuhjumine prototähele. Ka temperatuuri tõus jätkub ning rõhk suureneb miljonite atmosfäärideni. Sellises ebatavalises olus surutakse vesinikuaatomite tuumad üksteisele nii lähedale, et nad nad hakkavad liituma. Tuumade liitumisel eraldub fantastiliselt palju energiat. Nii hakkab täht ellu ärkama ning Universumisse valgust, soojust ja veel mõnda liiki kiirgust saatma .
-4-
Tähtede elu
Tähe elu on pidev võitlus gravitatsiooni ja seda tasakaalustavate jõudude vahel. Niipea, kui vastaspool veidi järgi annab hakkab täht gravitatsioonijõu mõjul kokku tõmbuma. Kõige kauem suudab gravitatsioonile vastu panna vesiniku heeliumiks muundumisel vabanev tuumaenergia
Tuumkütus on väga energiarikas ja tema varud kahanevad aeglaselt. Täht on soojuslikus ja hüdrostaatilises tasakaalus, tema heledus pikka aega ei muutu. Tähe heleduse ja pinnatemperatuuri määrab ära põhiliselt tema mass. Mida suurem on mass, seda kõrgem on temperatuur, seda intensiivsemalt eraldub tuumaenergia ning seda heledam ja kõrgema pinnatemperatuuriga on täht. Aga seda kiiremini ta ka oma tuumkütuse varud ammendab. Ajaliselt kestab see umbes 10 miljardit aastat.
Tähe värvuse määrab tema temperatuur (nagu ka eespool sai mainitud ) ning selle järgi saavad ka nad oma nimed: väikesed külmad tähed helenduvad punaselt, neid nim. punasteks kääbusteks või allkääbusteks, neist suuremaid kollaseid tähti nim. kollasteks kääbusteks, suuremaid ja kõige kuumemaid sinakasvalgeid tähti kutsutakse sinisteks hiidudeks.
Tähed veedavad peajadal enamuse oma elust ehk kogu selle aja, kui nende tuumas põleb vesinik . Kuid, kui vesinik on muutunud tähe südamikus heeliumiks (täht on siis 90% oma elust ära elanud) algab tormiline ja sündmuste rohke eluetapp. Energiaallikata jäänud tähe tuum ei suuda gravitatsioonilisele kokkutõmbele vastu seista. Kokkutõmbumine kestab seni, kui temperatuur tõuseb nii kõrgele, et käivitub järgmine tuumapõlemise tsükkel ehk siis heeliumi põlemine süsinikuks. Tähe heledus taas kasvab, väliskihid paisuvad ja hõrenevad suurenenud kiirgusvoo läbilaskmiseks. Tähest saab madala pinnatemperatuuriga ja suure heledusega punane hiid -või ülihiidtäht. Hästi suure massiga kuumad tähed muutuvad sinisteks ülihiidudeks.
Sellised heeliumi süttimised on korduvad etapid ning iga järgneva kordumise läbib täht kiiremini kui eelmise, sest heeliumi põlemisel eraldub energiat kümme korda vähem, kui vesiniku põlemisel. Väikse massiga tähed ei pruugigi läbida kõiki tuumareaktsioone. Kõige pisematel tähtedel ei pruugi süttida vesinik ja natuke suurematel heelium. Lõpuni, see tähendab raua tekkeni, saavad tuumareaktsioonide ahelikud minna vaid tähtedes, mille mass ületab 8 päikese massi, kui ta elu ennem ei lõpe mõne katastroofiga.
PILDIL: Meile lähim täht - Päike - pildistatuna 11 kordselt ioniseeritud raua ioonide poolt kiiratavas ultraviolettkiirguses EIT kaameraga SOHO tehiskaaslaselt.
-5-
Tähtede surm
Kui päikesesarnased tähed vananevad, muutuvad nad jahedamateks ja punasemateks, kuid suurenevad oma mõõtmetelt tohutul määral - neist saavad punased hiiud. Kui selline punane hiid heidab lõpuks ära oma paisunud väliskihid, paljastub tema järele jäänud täheline südamik, millelt lähtuv ultraviolettkiirgus paneb lahkuva gaasipilve helendama - tekkib planetaarudu. Nimetus "planetaarudu" on omajagu eksitav, jättes mulje seotusest planeetide tekkimisega. Tegelikkuses sellist seost ilmselt pole, sest tähti ümbritsevad planeedisüsteemid tekkivad ilmselt juba koos tähtedega viimaste arengu varajastel etappidel. Planetaarudude tekke ja arengu määravad aga surevate tähtede " viimsed hingetõmbed", kuid ka need hingetõmbed võivad olla küllaltki huvitavad nagu võib näha ka kõrval olevalt pildilt .
PILDIL: HKT foto ühest keeruliseima struktuuriga planetaarudust - umbes 1000 aasta vanusest NGC6543, hüüdnimega Kassisilm. Arvatakse, et see udu on tekkinud kompaktse kaksiktähe ühe komponendi surma käigus
Kui umbes Päikese massiga tähtedest toimub nende kustumise käigus aine laialipaiskamine siiski suhteliselt rahulikult, siis tunduvalt massiivsemate tähtede puhul võtab ka see protsess tõeliselt suurejoonelise ulatuse - süttib supernoova. Selle käigus mitte ainult ei paisata laiali sureva tähe aine, vaid tähtedevahelise keskkonna suuri ruumalasid läbib plahvatuse lööklaine, mis põrkudes seal asuvate gaasipilvedega võib neis esile kutsuda uute tihendite tekkimise ning neist omakorda võivad saada kolded tähetekke uuele ringile .
PILDIL: HKT foto meist 2500 valgusaasta kaugusel umbes 15000 aastat tagasi plahvatanud supernoova
-6-
Mitmiktähed e. kaksiktähed
Mitu tähte on taevas? Palja silmaga loendades umbes 800. Tegelikult on neid enam, kui 1600, sest peaaegu kõik, nii palja silmaga kui teleskoobis punktina paistvad tähed on kaksik- või mitmiktähed. Mõned uurijad on veendunud, et kaksikkuid / mitmikuid on vähemalt 90% ja üksikuid on vaid planeedisüsteemi päiksed, mitmiktähest lahti pääsenud jooksikud või ühtesulanud kunagised kaksikud. Kaksiktähe komponendid tiirlevad ümber ühise masskeskme. Kaksiktähtedes avastatud liikumised andsid Newtoni gravitatsiooni seadusele hiilgava tõenduse; just kaksiktähtede uurimised kinnitasid, et gravitatsioon on tõesti ülemaailmaline seadus, maksev kaugemais tähtedevahelises ruumi osades samuti nagu päikesesüsteemis ja maa peal
Kui komponentidevaheline kaugus on küllalt suur (miljardeid kilomeetreid) ja kaugus meieni suhteliselt väike (kuni paarsada valgusaastat), võime teleskoobis näha mõlemat tähte eraldi. Pea kõik heledad tähed on visuaalsed kaksikud või mitmikud . Nende heledus võib kõikuda, kuna üks neist tiirleb ümber teise. Kõige heledam on selline kaksiktäht siis,kui me näeme mõlemat tähte korraga, ning kahvatuim siis,kui üks täht jab teise varju.
Sellel alal on ka Eestis tööd tehtud, mille väärtus kestab üle aegade. 1824 a. seati Tartu Tähetornis üles refraktorteleskoop ja 1827 a. avaldas Wilhem Struve kataloogi 3112 kaksiktähest, millest ta oli 2343 avastanud ise.
-7-
Muutlikud tähed
Tänapäeval tuntakse kümneid tuhandeid füüsiliselt muutlikke tähti,mille heledus muutub ka tegelikkuses, mitte nagu mitmiktähtede puhul, kus heledus sõltus varjutusest. Osadel muutlikel tähtedel muutub heledus perioodiliselt, teistel sagedasti rikutud perioodilisusega või koguni korrapäratult.
Tähtede mõõtmete ja temperatuuri muutused põhjustavad tähtede absoluutse heleduse muutumist.Sellepärast ongi kõigil füüsiliselt muutlikele tähtedele omane see, et koos heleduse muutumisega kaasnevad ühed või teised muutused tähtede spektrites, s.t. tähtede atmosfääride olekutes
Perioodiliselt muuduvatest tähtedest on märkimisväärsed tsefeiidid. Nad on valged või kollased tähed.Tsefeiidide heleduse muutus ei ületa 1,5 tähesuurust ning muutuse periood on kümnetest minutitest kuni mõnekümne ööpäevani. Muutuste periood on palju aastaid sekundi murdosa täpsuseni muutumatu.
Tsefeiidid jagunevad kahte rühma: 1.) lühiperioodilised, mille perioodid on lühemad ,kui üks ööpäev. 2.) klassikalised e. pikaperioodilised, mille perioodid on pikemad kui kaks ööpäeva.
Lühiperioodilised on valgemad ning kuumemad ja neil on ühessugune absoluutne tähesuurus.
Klassikalised tsefediiid on kollakamad ja külmemad. Nende tähelepanuväärivaks omapäraks on see, et kõik nad on ülihiiud ja nende absoluutne heledus kasvab sujuvalt koos perioodi pikenemisega s.t. et kõige aeglasemalt muutuvad tsefeiidid on kõige heledamad . Umbes poolsada ööpäeva kestva perioodiga tähed on 10 000 korda heledamad, kui päike. Tsefeiidi heleduse muutumise perioodi võib isegi väga nõrkade tsefeiidide korral määrata otsese vaatluse teel. Selle järgi aga võime leida absoluutse heleduse. Need omadused on tähtsad nii meie, kui teiste tähesüsteemide mõõtmete ja nende kauguste määramiseks.
Heledad tsefeiidid – hiiud – paistavad meile kaugelt nagu universumi majakad. Nende järgi visandatakse meie universumi kontuurid.
-8-