Temperatuur (K) Värvus 103 nähtavad 3× 103 punased 4 × 103 oranzid 6× 103 kollased 104 valged (3-5)× 104 sinised HertzsprungRusselli diagramm 1905. a., kui oli mõõdetud küllalt paljude tähtede kaugused, leidis E. Hertzsprung seose spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahel. 1913. a. koostas H. Russell diagrammi, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. See diagramm, mida tänapäeval nimetatakse Hertzsprung-Russelli, lühendatult HR-diagrammiks, on olnud suureks abiks tähtede uurimisel. Spektriklass - tähespektrite klassifikatsioon, mis on seotud tähtede temperatuuride ja värvidega. Eristatakse seitset peamist spektriklassi. Alates kuumematest ja sinisematest jahedamate ja punasemateni nimetatakse neid O-, B-, A-, F-, G-, K- ja M-spektriklassideks.
- Päikese pinnatemperatuur on 5800 K (keskmes on see 15 milj. K) - G Kollased tähed, T=6000 K - Päike on Galaktika keskmest 25000 va kaugusel, liigub orbiidil kiirusega 230 - K oranzid tähed, T=4000 K km/s ja teeb ühe tiiru ümber Galaktika keskme 200 miljoni aastaga - M punased tähed, T=3000 K - Päike koosneb 90% H ja 9% He (aatomite arvu järgi) ja raskemaid elemente - iga spektriklass jaguneb veel 10 alaliigiks (nummerdatakse 1 10) umbes 1% - tähe iseloomustamisel märgitakse ära spektriklass ja heledusklass, näiteks - Päikese keskmine tihedus on 1400 kg/m3 (keskmes on see 1,5x105kg/m3) Päikese spektriklass on G2V - umbes 400 km paksust kihti päikese pinnal nim
Täht on ise valgust kiirgav plasmast koosnev taevakeha, mille kiirgusenergia pärineb tema sisemuses aset leidvast tuumasünteesist. (Päike saab oma energiatermotuumateaktsioonidest- vesinikuaatomi tuumade ühinemisest heeliumi tuumadeks.) Tähtede spekter on erakordselt sarnane musta keha kiirguse spektriga erinevatel temperatuuridel, seega tähed sarnanevad musta kehaga ja tähevärvide erinevus tuleneb otseselt nende pinnatemperatuuride erinevusest. Külmad tähed (st. spektriklass K ja M) kiirgavad suurema osa oma energiast elektromagnetkiirguse spektri punases ja infrapunases piirkonnas ning paistavad seepärast punasena, kuumad tähed aga (st. spektriklass O ja B) sinisel ja ultravioletsel lainepikkusel, mis laseb neid paista sinise või valgena. Tähesuurus ehk näiv tähesuurus ehk magnituud ehk suurusjärk on taevakeha näivat heledust väljendav arv. Mida suurem on see arv, seda väiksem on heledus. Kui kahe tähesuuruse vahe on üks, siis nende tähtede füüs
Spektrijooned keemiline koostis Doppleri nihe tähe liikumine (kui kiiresti täht meile läheneb, kui kiiresti kaugeneb) Lähenev täht valguse sagedus suureneb lainepikkus väheneb (sininihe) Kaugenev täht valguse sagedus väheneb lainepikkus suureneb (punanihe) spekter liigub pikalainelise valguse suunas Kiiruse määramisel mõõdame spektrijoone puna- või sininihke see on vaatlejasihiline (omaliikumine teiste kaugete tähtede suhtes) 6) Tähtede värvus ja spektriklass: tähe värvus=temperatuur Kuum- sinine Jahe- punane 7) Tähtede heledus ja näivsuurus: 6 klassi (heledamad 1. kl, nõrgimalt nähtavad silmaga 6.kl) Tähesuurus- tähe heleduse mõõtühik (Päikese heledus -27 m, nõrgimate galaktikate heledus 28 m NB! see on näivheledus) 8) Tähtede värvuse-heleduse diagramm e. Hertzsprungi-Russelli diagramm tähe asukoht diagrammil evolutsiooniliselt muutub, peajada kõige stabiilsem seisund 9) Tähevaatlused eri lainepikkustel:
Tähe tekkimine ja evolutsioon. Russell aimas esimesena HR-diagrammi evolutsioonilist sisu, sest täht ju kiirgab, st tema temperatuur (horisontaalne telg) ja absoluutne heledus kahanevad, st liikumist horisontaalteljel paremale ja vertikaalteljel alla. Nii järeldaski Russell, et peajadal peab toimuma tähe liikumine vasakult ülevalt paremale alla (NB! Täht ise füüsiliselt ei liigu, tema asukoht graafikul muutub). Meie Päike kuulub spektriklassi G2, mis tähendab kollast tähte (iga spektriklass O...M on jagatud veel kümnesse alaklassi 0...9). Universumis toimub kogu aeg uute tähtede sünd, elu ja surm. Tolm ja gaas on kaootilises liikumises ning paratamatult mitte-homogeenne. Kui kuskil on gaas või tolm piisavalt tihenenud, siis hakkab
laboratoorsetest= tähe vaatesuunaline liikumine; 5. Joonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist; 6. Emissioon- ja neeldumisjooned koos= täheaine pidev väljavool; 7. Joonte lõhestumine= magnetvälja tugevus; 8. Heledad emissioonjooned= paks atmosfäär ümbritsemas väga kuuma pinda. 19.Mis on Hertzsprungi-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? Hertzsprungi-Russelli diagramm- 1913 H. Russeli koostatud diagramm, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. Kuidas koostada? 1. Võrrand, mille liikmeteks tähe mass, kiirgusvõime, d, t° ja keem koostis. 2. Täheks, mida modelleerida, võtame Päikese. 3. Leiame vajalikud andmed. 20.Mis on peajada? HR-diagrammil diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba (90% tähtedest). Vastab erineva massiga tähtede tasakaaluseisunditele perioodil, kui tuumas toimub H2 süntees He'ks. 22.Millest tekivad tähed?
ja neist tekivad punased hiiud ja ülihiiud. Kui tähed sünnivad vaikselt, siis tähtede surmaga võivad kaasneda ägedad plahvatused. (Miksike.ee, 2012) 2. Hertzprung-Russelli diagramm Tähtede põhiparameetriteks on heledus ja temperatuur. 1905. a., kui oli mõõdetud küllalt paljude tähtede kaugused, leidis E. Hertzsprung seose spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahel. 1913. a. koostas H. Russell diagrammi, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. See diagramm, mida tänapäeval nimetatakse Hertzsprung-Russelli, lühendatult HR-diagrammiks, on olnud suureks abiks tähtede uurimisel, alates klassifikatsiooni korrigeerimisest kuni täheevolutsiooni teooriate loomiseni. Diagrammil torkab silma kõigepealt diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba -- peajada. Sellesse diagrammi kogupindalast vaid sajandiku moodustavasse ribasse on koondunud 90% tähtedest. (Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98)
laboratoorsetest= tähe vaatesuunaline liikumine; 5. Joonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist; 6. Emissioon- ja neeldumisjooned koos= täheaine pidev väljavool; 7. Joonte lõhestumine= magnetvälja tugevus; 8. Heledad emissioonjooned= paks atmosfäär ümbritsemas väga kuuma pinda. 19.Mis on Hertzsprungi-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? Hertzsprungi-Russelli diagramm- 1913 H. Russeli koostatud diagramm, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. Kuidas koostada? 1. Võrrand, mille liikmeteks tähe mass, kiirgusvõime, d, t° ja keem koostis. 2. Täheks, mida modelleerida, võtame Päikese. 3. Leiame vajalikud andmed. 20.Mis on peajada? HR-diagrammil diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba (90% tähtedest). Vastab erineva massiga tähtede tasakaaluseisunditele perioodil, kui tuumas toimub H2 süntees He'ks. 22.Millest tekivad tähed?
Sageli võib Päikese välispinna kohal näha kuuma gaasi pilvi. Neid kutsutakse protuberansideks. Tavaliselt on nende märkamiseks tarvis eriseadmestikku, sest muidu kaotavad nad Päikese pimestavasse valgusse. 18. Mida kujutab endast Hertzprungi-Russelli diagramm ning millist teavet saab selle diagrammi koostamisel ja uurimisel? Russeli koostatud diagramm, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. Saab teada tähtede vanuse. 19. Mis on galaktika ja kuidas kutsutakse meie kodugalaktikat? gravitatsiooniliselt seotud süsteem, mis koosneb tähtedest ja nende jäänustest, tähtedevahelisest tolmust ja tumedast ainest. meie kodugalaktika- linnutee. 20. Kirjelda tüüpilist galaktikat- Tüüpilisim on elliptiline galaktika, mis oma kujult on elliptiline. Spiraalgalaktikad on oma kujult kettad, millel on spiraalharud
· III -- hiiud, tähtsümbol g (giants); · IV -- allhiiud, tähtsümbol sg (subgiants); · V -- kääbused, tähtsümbol d (dwarfs); · VI -- allkääbused, tähtsümbol sd (subdwarfs); · VII -- valged kääbused, tähtsümbol w (white dwarfs). 19) Mis on Hertzsprung-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? HR diagramm on seos spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahel. Diagrammis tähistab iga tähte punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass(värvus=temp) ja absoluutne tähesuurus(heledus). 20) Mis on peajada? Peajada on piirkond HR-diagrammil, kuhu on koondatud enamik(90%) tähtedest. 21) Seletage mõistet "tähemudel". Tähemudel põhineb matemaatilise teoorial, mis maapealse füüsika seadustest lähtudes seletab tähtede ehitust ja evolutsiooni.Tähemudelite vastavust tegelikkusele kajastab sarnasus vaadeldavate (tegelike) tähtedega..Tähemudeli koostamise aluseks on tähe mass,
liikumine; 5. Joonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist; 6. Emissioon- ja neeldumisjooned koos= täheaine pidev väljavool; 7. Joonte lõhestumine= magnetvälja tugevus; 8. Heledad emissioonjooned= paks atmosfäär ümbritsemas väga kuuma pinda. 19. Mis on Hertzsprungi-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? Hertzsprungi-Russelli diagramm- 1913 H. Russeli koostatud diagramm, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. Kuidas koostada? 1. Võrrand, mille liikmeteks tähe mass, kiirgusvõime, d, t° ja keem koostis. 2. Täheks, mida modelleerida, võtame Päikese. 3. Leiame vajalikud andmed. 20. Mis on peajada? Peajada on HR-diagrammil diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba (90% tähtedest). Vastab erineva massiga tähtede tasakaaluseisunditele perioodil, kui tuumas toimub H2 süntees He'ks. 22. Millest tekivad tähed?
tegelikkusele kajastab sarnasus vaadeldavate (tegelike) tähtedega. Lisaks sellele peab tähtede füüsika (tähemudelid) ära seletama ka erinevate omadustega tähtede esinemissageduse. Tähtede põhiparameetriteks on heledus ja temperatuur. 1905. a., kui oli mõõdetud küllalt paljude tähtede kaugused, leidis E. Hertzsprung seose spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahel. 1913. a. koostas H. Russell diagrammi, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. See diagramm, mida tänapäeval nimetatakse Hertzsprung-Russelli, lühendatult HR-diagrammiks, on olnud suureks abiks tähtede uurimisel, alates klassifikatsiooni korrigeerimisest kuni täheevolutsiooni teooriate loomiseni. Ühe tähe elulugu Alguses oli gaas. Hõredat, külma, vesinikurikast (90% aatomite arvust) gaasi leidub kosmoses nii galaktikate sees kui neist väljaspool -- seda näitavad kosmilise raadiokiirguse mõõtmised.
nähakse supernoova heleust kahanemas. Lõpuks on kesta temperatuur langenud mõne tuhande kraadini ja täht tumeneb kiiresti. Veel sadu või tuhandeid aastaid hiljem on kesta jäänuseid näha taevas õhukeste gaasivinedena, millest nüüdisaja astronoomid võivad teada saada möödunud aegade katastroofidest. Hertzsprungi-Russelli diagramm Ejnar Hertzsprung ja Henry Norris Russel avastasid fundamentaalse fakti- graafikul, mille horisontaalteljele on kantud tähtede temperatuur (ehk spektriklass) ja vertikaalteljele tähtede absoluutne heledus, ei paikne tähtede esinduspunktid juhuslikult, vaid valdavalt kitsas ribas- peajadas, mis kulgeb diagonaalselt üle diagrammi. Väike grupp kollaseid ja punaseid tähti- hiiud, mille heledus on suurem sama temperatuuriga peajada tähtede heledusest, pole aga miskit muud, kui Maury kitsaste spektrijoonte tähed (jooned moodustuvad tähe hõredas atmosfääris ,,häireteta"). Peajada tähtede ehk kääbuste spektrijooned seevastu on laienenud,
annaabi.ee 
