Päikese üldiseloomustus ja tähed (0)

Päike
Päike on meile lähim täht, mille mass on Maa massist 330 000 kroda suurem. Päikese raadius on 6,9599×108 m ja keskmine tihedus on 1409 kg/m³. Päikeselt jõuab valgus Maale 8 minuti ja 20 sekundiga, järgmiselt lähimalt tähelt jõuab valgus Maale 4,3 aastaga. Päike koosneb peamiselt vesinikust (73,46% massi järgi) ja heeliumist (24,85% massi järgi), kõiki ülejäänud elementide panus on 1,67% massi järgi. Üldse on avastatud Päikesel üle 70 keemilise elemendi olemasolu. Päikese pinna arvutuslik temperatuur on 6000 K. Sügavamal tõuseb temperatuur 15 miljoni Kelvinini ja sellepärast on Päikesel aine plasmana (tugevasti ioniseerunud gaas (aine neljas olek).
Slide2
Nagu ka teistel tähtede, toimub ka päikese tuumas tuumareaktsioonid , millest vabaneb energia. Selle käigus tekkivate suure energiaga gammakvantide kujul vabanev energia jõuab peale kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid, miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ning kiirgumisprotsesse, Päikese fotosfääri ning edasi kosmilisse ruumi. Fotosfääris kiiratakse suurel hulgal nähtava valguse footoneid, mis jõuavad valgusena Maa pinnale.
Äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu on Päikese aine plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis , siis pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel. Et Päikese pöörlemine on eri laiuskraadidel erinev, siis tema magnetvälja jõujooned põimuvad, nii et magnetvälja silmused purskuvad Päikese pinnalt välja, tekitades laike ehk "päikeseplekke" ja protuberantse.
Slide 3
Tähed
Peajada tähed ongi tavalised, parimas meheeas olevad tähed, mille tuumajaamad töötavad täisvõimsusel.
Kõige tähtsam omadus,mille poolest peajada tähed üksteisest erinevad, on mass. Kõige väiksemate tähtede mass on pisut alla kümnendiku Päikses massist.
Väiksed tähed on suhteliselt madala temperatuuriga, punased ja haruldaselt pikaealised, sest nad põletavad oma kütust väga säästlikult.
Värvuse- heleduse diagrammil paiknevad nad peajada alumises parempoolses osas.
Suurimad tähed on Päikesest üle 50 korra suurema massiga. Kõrge temperatuuri tättu on nad valged ja nendes vabaneb võimas kiirgus.See aga tähendab, et nad põletavad oma kütusevaru kiiresti läbi ja nende eluiga on lühike.
Diagrammil paiknevad nad peajada ülemises vasakpoolses osas.
Hiiud
Suuri tähti nimetatakse hiidudeks ja kõige suurmaid ülihiidudeks. Hiidude läbimõõt on sadu, ülihiidudel tuhandeid kordi suurem kui Päikese läbimõõt.
Hiidtähed on väga hõredad. Kui tavaliste tähtede tihedus on samast suurusjärgust vee tihedusega, siis hiidude tihedus on sellest rohkem kui miljon korda väiksem. Hiidude väliskihid koosnevad gaasist, mis on hõredam kui õhk.
Slide 4
Tähtede evolutsioon
Tähtede eluiga ulatub miljarditesse aastatesse. Ometi on meie üürikese elu jooksul võimalik jälgida tähtede evolutsiooni selle täies ulatuses. Käesoleval ajal kustub meie galaktikas paar tähte aastas, kuid esialgu ei tähenda see galatktika järkjärgulist kustumist. Galaktiga on võrreldav inimkonnaga, kus inimesed sünnivad, arenevad, surevad ja asenduvad uutega. Galaktika vanema tähed on ühe vanused galaktika endaga. Täht ammendab oma kütuse vähem kui 10 miljoni aastaga. Galaktika vanus on aga vähemalt 10 miljardit aastat. Konkreetse tähe evolutsiooni uurimise teeb raskeks või võimatuks selle aeglane kulg. Tekkiva tähe uurimisega, eriti vaatlemisega, on vastupidi – raskendavaks on nähtuse lühiajalisus.
Tähtede tekkimine
Tähed sünnivad suurtes tähtevahelistes pilvedes, mis koosnevad peamiselt gaasi aatomitest, kuid leidub ka molekule ja tolmu. Kui piisavalt väikeses ruumiosas on küllalt palju gaasi, hakkab gaasipilv osakeste summaarse raskusjõu mõjul iseenesest kokku tõmbuma. Kriitilise tihedusega pilv kukub kokku seda kindlamalt, mida madalam on gaasi temperatuur. Kui pilv on juba kokkutõmbumist alustanud, lõpeb see vältimatult tähtede tekkimisega .
Sündivas tähes võitlevad kaks vastassuunalist jõudu. Raskusjõud püüab tähte kokku suruda, gaasiosakeste soojusliikumsel tekkiv rõhk püüab aga tähte paisutada. Kuna esialgu on temperatuur suhtliselt madal, jääb peale raskusjõud.
Kokkukukkuva oukve osakeste energia muundub pidevalt soojuseks ja temperatuur tõuseb. Üha suurenev kuumus lagundab tolmuosakesed , lõhub molekulid ja kihutab elektronid aatomitest välja. Lõpuks koosneb tekkiv täht peaaegu ainult paljastest aatomituumadest ja elektronidest. Suurem osa aatomituumi on vesiniku tuumad ehk prootonid ja umbes kolmandik heeliumi.
Temperatuur prototähe keskmes üha tõuseb umbes nelja miljoni kraadini ning algavad tuumareaktsioonid, millest täht saab praktiliselt kogu oma energia. Tuumajõujaamast tähe keskmes vabaneb võimas energia – kiirgus tähest väljapoole. Kiirguse rõhk kasvab sedavõrd suureks, et see taltsutab raskusjõu ja peatab tähe kokkutõmbamise.
Gaasipilve kokkutõmbamise algusest tähe tekkimiseni kulub suurematel tähtedel umbes 100 000 aastat, kõige väiksematel pool miljardit aastat.
Tähtede elukäik
Enamuse oma elust veedavad tähed normaalse peajada tähena, mille tuumas põleb vesinik heeliumiks. Tähed toodavad energiat aatomituumades ühinemisreaktsioonides ehk termotuumareaktsioonides. Reaktsiooni käivitab kõrge temperatuur. Nelja prootoni ehk vesiniku aatomi tuuma mass on kokku pisut suurem kui ühe heeliumituuma mass. Kui neli prootonit ühinevad heeliumituumaks, muutub masside erinevus vahetult energiaks.
Kui vesinik tuumas lõpeb, jätkub energia tootmine tuumapealses õhukeses kihis, kus vesinikku leidub veel piisavalt. Tuumareaktsiooni siirdumine õhukesse kihti tähendab seda, et energiat tootva ala pindala pidevalt suureneb. Kiirgus tungib tähes ägedalt nii sissepoole kui väljapoole. Tulemuseks on tähe keskosa kokkutõmbumine ja välisosa paisumine . Täht muutub suuremaks ja punasemaks. Punasemaks sellepärast, et paisudes väliskihid jahtuvad . Tähe läbimõõt suureneb sadu või isegi tuhandeid kordi. Tähest on saanud punane hiid . Tähe tuuma kokkutõmbumisel suureneb temperatuur tuumas 100 miljonini kraadini. Kui tähes heelium otsa saab, on otsas ka kogu tähe tuumakütuse varu. Edasi jätkuvad kihilised tuumapõletused.
Kui kihiline tuumapõletamine lõpeb, on tähe tuum muutunud juba väga tihedaks, samas on väliskihid ulatuslikud ja hõredad. Kuuma tähetuuma kiirgusrõhk hajutab väliskihid maailmaruumi. Väliskihid hajuvad planetaaruduna tähtedevahelisse ruumi ning tuumast jääb järele valge kääbus.
Suure massiga tähtedes lakkavad tuumareaktsioonid täielikult. Lakkab ka seest tulev kiirgus ja tuum jääb väliskihtide tohutu raskuse alla. Täht variseb kokku. Temperatuur tõuseb kõigis kihtides järsult ning algavad tuumareaktsioonid, mis viivad kogu tähte hõlmava termotuumaplahvatuseni.
Slide 5
Tähtede surm
Väikese massiga tähed tõmbuvad kokku ja muutuvad valgeteks kääbusteks. Alguses on valged kääbused kohutavalt kuumad, aegamööda nad jahtuvad ja nende valgus muutub üha punasemaks, siis pruuniks . Lõpuks saavad neist mustad kääbustähed.
Suure massiga tähed aga hoopis plahvatavad supernoovadena(äkilise heleduse kasvuga täht). Plahvatuses lendab täht tervenisti laiali, alles jääb ainult tähe siseosa. Kuna üldjuhul toimub plahvatus tähe ümbritsevas kihis, on selle jõud suunatud nii sissepoole kui väljapoole. 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.
Pruune kääbuseid on rohkem kui hiiglaslike planeetide kui tähtede sarnased. Liiga väikese massi tõttu ei suuda nad piisavalt tugevasti kokku tõmbuda selleks, et temperatuur nende keskel tõuseks tuumareaktsioonide käivitumiseks vajalikule kõrgusele. Pruunid kääbused kiirgavad veel vähem kui valged kääbused.
Piisavalt kaua jahtudes saab valgest kääbusest külm must kääbus. Arvatakse et neid ei ole Universumi eluea jooksul jõudnud tekkida, jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K.