punase kääbuse nimega Gliese 581. Gliese 581 bolomeetriline heledus (kogu kiiratav energia nii nähtava valgusena kui soojuskiirgusena) on 1,3 % ehk 77 korda väiksem Päikese omast. Tema läbimõõt on 29 % Päikese läbimõõdust ja mass u. 31 % Päikese omast. Tähe ja planeedisüsteemi kaugus Päikesest on 20,4 valgusaastat. Et täht on Päikesest palju jahedam, kiirgab ta suhteliselt palju soojuskiirgust ja vähe nähtavat valgust, seegi on punakas. Olles M3 spektriklassi kääbustäht, on Gliese 581 umbes 500 korda tuhmim kui Päike. Gliese 581 on küll muutlik täht, tähisega HO Lib, kuid ta muutlikkus on väga väike ning jääb vaatlusvigade piirimaile. Uurimistulemused näitavad, et Gliese 581 c on süsteemi planeetidest kõige põnevam, sest ta jäävat oma tähesüsteemi nn elamiskõlblikku alasse ehk ökosfääri, milleks peetakse tähte ümbritsevat ala, millel planeedi pinnatemperatuur võimaldab leiduda vedelat vett.
augustil 2006 otsustati kvalifitseerida Pluuto ümber kääbusplaneediks. 22. Kirjelda komeeti! Komeet koosneb peamiselt jääst, tahkest süsinikdioksiidist, mitmesugustest anorgaanilistest ja orgaanilistest lisanditest. Komeetide ehituses eristatakse tuuma, pead ja saba. Komeeti nimetatakse ka sabatäheks. 23. Mida nimetatakse valgusaastaks? Millise suuruse ühik see on? Valgusaastaks nimetatakse vahemaad, mille valgus läbib vaakumis ühe aasta jooksul. Valgusaasta on pikkuse ühik. 24. Mis spektriklassi kuulub Päike? Värv? Päike kuulub spektriklassi- G2. Ja värv on kollane. 25. Kuidas on seotud tähe mass tema elueaga? Mida suurem on tähe mass, seda lühem on tema eluiga. 26. Kuidas nimetatakse galaktikat, kuhu kuulub ka meie päikesesüsteem? Galaktikat, kuhu kuulub ka meie päikesesüsteem, nimetatakse linnuteeks. 27. Kas universum paisub või tõmbub kokku? Põhjendus! Universum paisub, sest galaktikad eemalduvad üksteisest. 28. Mida kujutab endast Suur Pauk? Millal see "käis" ?
Elektromagnetlainete sagedusvahemik: punane Punane on kõige pikema lainepikkusega valgus, mis on nähtav inimsilmale. Samuti on ta peamine värv valguses. Tema lainepikkus on u 620-760 nm. Loodus: Kuna me punast värvi valgust näeme, siis järelikult ta läbib atmosfääri. Kui valgus jõuab Maa atmosfääri ning pinnale, siis valguskiired peegeldub maapinnalt, veelt, kividelt jt objektidelt. Atmosfääri läbimist takistavad osoonikiht, pilved. Astronoomias tõlgendatakse spektriklassi tähti ,,punasteks tähtedeks". Marssi nimetatakse punaseks planeediks täna raudoksiidi tõttu tekkivale punakale pinnale. Astronoomiliseed objektib, mis liiguvad jälgijast eemale näivad punase nihkena. Jupiteri pind näitab ,,Suurt punast laiku" planeedi ekvaatorist lõuna pool, mida arvatakse olevat tormiks. Oksüdeerunud veri paistab punasena tänu oksüdeerunud hemoglobiinile. (http://en.wikipedia.org/wiki/Red#In_nature )
omakorda üksteisesse, aine läheb meile teadmata olekusse ja omandab nii tugeva külgetõmbejõu, et sellest ei pääse läbi isegi valgus. Tekib must auk, mis imeb endasse Universumis olevat materjali ja millest välja ei pääse mitte miski. 2 HR-diagramm ehk Hertzsprungi-Russelli diagramm on graafik, mis kujutab tähtede jaotust nende spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse järgi. Tähed jaotatakse heleduse järgi vertikaalselt ning spektriklassi järgi horisontaalselt, seega heledamad tähed on diagrammi ülaosas ja kuumemad selle vasakus servas. Jahedad tähed on on punased või punakaskollased ja kuumade tähtede helendus on valge või sinine. Üle diagrammi kulgeb diagonaalne riba, mida nimetatakse peajadaks. Mida valgem ja kuumem on peajada täht, seda heledamalt ta meile paistab. Valged ja sinakasvalged
magneesium) jooned. · G -- T = 6000 K (Päikese temperatuur), spektrisse ilmuvad neutraalsete metallide jooned. Päike ongi G-klassi täht. · K -- T = 4000 K, ilmuvad esimesed molekulaarribad (titaanoksiid TiO). · M -- T = 3000 K ja vähem. Molekulaarribad domineerivad, pidev spekter on vaevu jälgitav. Iga põhiklass jaguneb kümneks alamklassiks, mida tähistavad araabia numbrid nullist üheksani. Spektriklassi sümbolile lisatakse tavaliselt veel tähe kiirgusvõimet väljendav heledusklassi tähis, milleks on rooma numbrid I VII. Heledusklasse nimetatakse: · I ja II -- ülihiiud, tähtsümbol c; · 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).
Kõige külmemad tähed on punased, kuumimad aga sinised. Tähe temperatuuri määrab aga mass, mida suurem mass, seda suurem on temperatuur. 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
Neeldumisjooned= tähe atmosfäär ; 3. Joonte lainepikkuste ja intensiivsuse järgi keem. koostist; 4. Kui need erinevad süstemaatiliselt laboratoorsetest= tähe vaatesuunaline liikumine; 5. Joonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist; 6. Emissioon - ja neeldumisjooned koos= täheaine pidev. Mis on Hertzsprung-Russelli diagramm? Kuidas seda koostatakse?Hertzsprungi-Russelli diagramm ehk lühendatult HR-diagramm on graafik, mis kujutab tähtede jaotust nende spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse järgi. Millal muutub täht punaseks hiiuks? Kirjelda seda tähte. Enamik tähtedest, välja arvatud kõige väiksema massiga tähed, paisuvad peajadalt lahkudes punaseks hiiuks. Punaseks hiiuks muutudes tähtede efektiivne temperatuur langeb. Nende kiirgav pind suureneb siiski piisavalt palju, et nende absoluutne heledus kasvab vaatamata efektiivse temperatuuri langusele. Hertzsprungi-Russelli
Tähtedelt saabub erinevat liiki kiirgust, mis erinevad üksteisest lainepikkuse poolest (nt nähtav valgus ja raadiokiirgus). Tähtede uurimisel on väga oluline osa spektraalanalüüsil (tähtede valgus laotatakse pikaks spektriks, mille abil on võimalik määrata tähe keemiline koostis ja värvus ning ka see, kui kiiresti tähe meile läheneb või meist kaugeneb). On selgunud, et ka tähtede värvus sõltub temperatuurist. Selle põhjal jaotatakse tähed seitsmesse spektriklassi. Ka tähtede värvus ja heledus on omavahel seotud. Kui kanda diagrammile tähed heleduse ja värvuse järgi, saadakse diagramm, kus diametraalselt ulatub üle kogu diagrammi tähtede riba, mis algab nõrga heledusega punakatest tähtedest paremalt alt nurgast ja lõppeb sinakate tugeva heledusega tähtedega üleval vasakus nurgas. Seda riba nimetatakse peajadaks. Peajada kohale jääb väike rühm väga heledaid tähti ja alla väike rühm nõrga heledusega tähti
näiv helendus, kui täht asuks meist 10 parkesi kaugusel.Nagu eelpool mainitud, on olemas erinevat värvi tähti. Mõned on valged, teised sinakamad, kollakamad või oranzid- punakad. See, mis värvi täht on, oleneb tema temperatuurist. Sinakatel peaks see olema kõrgem, kollakatel madalam ja punakatel veelgi madalam. Astrofüüsikud jaotavad tähed spektriklassidesse, kus igat klassi iseloomustab vastav värvus ja temperatuurivahemik. Kõige lihtsamas jaotuses on 7 spektriklassi, kuhu kuuluvad tähed temperatuuridega 3000- 30000°. Tähe spekter ütleb meile, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis. Tähtede spektriklassid: · Klass O- sinakad tähed pinnatemperatuuriga üle 30000° (nii kõrgetel temperatuuridel pole eriti oluline, kas need on Kelvini või Celsiuse skaala kraadid)
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
näiv helendus, kui täht asuks meist 10 parkesi kaugusel. Nagu eelpool mainitud, on olemas erinevat värvi tähti. Mõned on valged, teised sinakamad, kollakamad või oranzid- punakad. See, mis värvi täht on, oleneb tema temperatuurist. Sinakatel peaks see olema kõrgem, kollakatel madalam ja punakatel veelgi madalam. "Astrofüüsikud jaotavad tähed spektriklassidesse, kus igat klassi iseloomustab vastav värvus ja temperatuurivahemik. Kõige lihtsamas jaotuses on 7 spektriklassi, kuhu kuuluvad tähed temperatuuridega 3000- 30000°. Tähe spekter ütleb meile, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis." Tähtede spektriklassid: · Klass O- sinakad tähed pinnatemperatuuriga üle 30000° (nii kõrgetel temperatuuridel pole eriti oluline, kas need on Kelvini või Celsiuse skaala kraadid)
Enne läbipõlemist lähevad nad aga tasakaalust välja ja tähtede suurus muutub nad paisuvad 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
kaugusel. Nagu eelpool mainitud, on olemas erinevat värvi tähti. Mõned on valged, teised sinakamad, kollakamad või oranzid-punakad. See, mis värvi täht on, oleneb tema temperatuurist. Sinakatel peaks see olema kõrgem, kollakatel madalam ja punakatel veelgi madalam. Tähed jaotatakse spektriklassidesse, kus igat klassi iseloomustab vastav värvus ja temperatuurivahemik. Kõige lihtsamas jaotuses on 7 spektriklassi, kuhu kuuluvad tähed temperatuuridega 3000-30 000°. Tähe spekter ütleb meile, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis. 7 3. TÄHTEDE OLULISUS Meile kõige lähem täht on Päike ning elu Maal sõltub paljuski temast. Ta paiskab Maale palju
needki koosnevad nõrkadest tähtedest. Lisaks palja silmaga nähtavatele udulaikudele (siin loetletuile lisanduvad veel udukogud Andromeeda ning Orioni tähtkujus) on taevas teisigi, silmale nähtamatuid, kuid teleskoobis hästi vaadeldavaid udukogusid. Ettekujutus "saar-maailmadest" tugevnes pärast spektroskoopia kasutusele võtmist. Teleskoobis rohekana paistvad gaasudud näitavad heledatest joontest koosnevat spektrit, seevastu kollaste udude spekter on väga sarnane tavaliste G-spektriklassi tähtede spektritega. Asjaolu, et neis tähti näha ei ole, saab seletada udukogude ülisuure kaugusega. Möödunud sajandi lõpuks jõudsid astronoomid üsna üksmeelsele veendumusele, et tegemist on kaugete tähesüsteemidega; umbes samal ajal hakati nende kohta kasutama üldnime "galaktika". See, et need udukogud tõepoolest tähtedest koosnevad, selgus pärast suurte peegelteleskoopide kasutuselevõttu. Tänapäeval on
1771. a. Koostas C. Messier esimese udukogude kataloogi. Seda täiendasid omalt poolt perekond Herscherid. Kokkuvõttes oli nende poolt aastaks 1864 kataloogidesse kantud 5079 objekti. Ühtki neist ei õnnestunud tol ajal tähtedeks lahutada. Ettekujutus "saar-maailmadest" tugevnes pärast spektroskoopia kasutuselevõtmist. Teleskoobis rohekana paistvad gaasudud näitavad heledatest joontest koosnevat spektrit, seevastu kollaste udude spekter on väga sarnane tavaliste G-spektriklassi tähtede spektritega. Asjaoludega, et neis tähti näha ei ole, saab seletada udukogude ülisuure kaugusega. Möödunud sajandi lõpuks jõudsid astronoomid üsna üksmeelsele veendumusele, et tegemist on kaugete tähesüsteemidega. Umbes samal ajal hakati ende kohta kasutama üldnime "galaktika". See, et need udukogud tõepoolest tähtedest koosnevad, selgus pärast suurte peegelteleskoopide kasutuselevõttu. Tänapäeval on lähemate galaktikate tähti ja täheparvi uuritud kõigi eespool
Alustame kuumematest tähtedest: O klass- ülikuumad tähed, tähe pinnatemp. üle 30 000K. Kõige rohkem- heeliumijooned, kuid üldiselt on spektri jooned nõrgad. B klass- kuumad tähed, temp. üle 20000 K, spektris on tugevad heeliumijooned. A klass- temp. üle 10 000 K, spektris on eriti tugevad vesinikujooned. F klass- temp. üle 8000 K, spektris on metallide jooned. B klass- temp. ligi 6000 K, spektris on samuti metallide jooned, meie Päike kuulub sellisesse spektriklassi. K klass- temp. ligi 4000 K, näha on ribaspektrid. M temp. ligi 3000 K. N 2000 K, on näha pidevspektrit. S 1000 K, on näha pidevspektrit. 13. Suur Pauk. Umbes 13, 7 mljrd aastat tagasi hakkas universum plahvatuslikult paisuma. Sellega koos tekkisid singulaarsusest korraga, ruum, aeg ja mateeria. Keegi ei tea, kuidas nägi universum välja alghetkel või natuke hiljem. Tihedus oli alghetkel 10 94 g/cm3. temperatuur 1032K. Tänapäeva füüsikaseadused algfaasis ei kehtinud
jooned. · G -- T = 6000 K (Päikese temperatuur), spektrisse ilmuvad neutraalsete metallide jooned. Päike ongi G-klassi täht. · K -- T = 4000 K, ilmuvad esimesed molekulaarribad (titaanoksiid TiO). · M -- T = 3000 K ja vähem. Molekulaarribad domineerivad, pidev spekter on vaevu jälgitav. Tähtede füüsika 1. Mis on Hertzsprung-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? Hertzsprung-Russelli diagramm näitab spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahelist seost. Koostamine: ühele teljele kantakse spektriklassid ehk temperatuurid ja teisele teljele absoluutsed tähesuurused. Iga täht saab endale diagrammil oma punkti vastavalt temperatuurile ja absoluutsele tähesuurusele. Diagrammil tekivad piirkonnad: ülihiiud, punased hiiud (külmad, suured ja võimsad tähed), punased kääbused (väikeste mõõtmetega külmad tähed), valged kääbused (väikeste mõõtmetega kuumad tähed), põhijada tähed (Päike
· Tähte kui valgusallikat iseloomustab valgusvõimsus ja valguse spektraalne koostis ehk lihtsalt spekter. Suhteline helendus on valgusvõimsuse suhe Päikese valgusvõimsusesse. Absoluutne helendus, mida kasutavad astronoomid, on tähe näiv helendus, kui täht asuks meist 10 parkesi kaugusel. Astrofüüsikud jaotavad tähed spektriklassidesse, kus igat klassi iseloomustab vastav värvus ja temperatuurivahemik. Kõige lihtsamas jaotuses on 7 spektriklassi, kuhu kuuluvad tähed temperatuuridega 3000- 30000°. Tähe spekter ütleb meile, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis. * Klass O- sinakad tähed pinnatemperatuuriga üle 30000° (nii kõrgetel temperatuuridel pole eriti oluline, kas need on Kelvini või Celsiuse skaala kraadid)
- tähtede pinnatemperatuurid on enamasti vahemikus 3000 K 30000 K, üksikutel tema heleduse muutumise periood tähtedel kuni 105 K - see võimaldab määrata tsefeiidi kaugust - pinnatemperatuurist sõltub ka tähe valguse spektraalne koostis, sellepärast jaotatakse tähed temperatuuri järgi seitsmesse spektriklassi: 8. Galaktikad - O sinakad, ülikuumad tähed, T>30000 K - B kuumad, sinakasvalged tähed, T>20000 K - tähed ei paikne maailmaruumis suvaliselt, nad moodustavad ulatuslikke - A valged tähed, T=10000 K tähesüsteeme, mid nim. galaktikateks
omalt poolt perekond Herschelid (lisaks pereisa Williamile veel õde Caroline ning poeg John). Kokkuvõttes oli nende poolt aastaks 1864 kataloogidesse kantud 5079 objekti. Ühtki neist ei õnnestunud tol ajal tähtedeks lahutada. Ettekujutus "saar-maailmadest" tugevnes pärast spektroskoopia kasutusele võtmist. Teleskoobis rohekana paistvad gaasudud näitavad heledatest joontest koosnevat spektrit, seevastu kollaste udude spekter on väga sarnane tavaliste G- spektriklassi tähtede spektritega. Asjaolu, et neis tähti näha ei ole, saab seletada udukogude ülisuure kaugusega. Möödunud sajandi lõpuks jõudsid astronoomid üsna üksmeelsele veendumusele, et tegemist on kaugete tähesüsteemidega; umbes samal ajal hakati nende kohta kasutama üldnime "galaktika". See, et need udukogud tõepoolest tähtedest koosnevad, selgus pärast suurte peegelteleskoopide kasutuselevõttu. Tänapäeval on lähemate galaktikate tähti ja
Sellist lähenemisviisi nimetatakse matemaatiliseks modelleerimiseks, niisiis on tegu tähemudelitega, mille vastavust 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
mille absoluutne tähesuurus on -22m, mis paistaks meile 10 pc kauguselt umbes 5∙1010 korda heledam kui samal kaugusel asuv Päike. Tähe spektriklassid Teiseks tähtsaimaks tähte kirjeldavaks karakteristikuks tähe heleduse kõrval on tähe spekter, mis annab uurijatele detailse ülevaate nii tähe keemilisest koostisest, massist (mis on seotud läbimõõduga) kui kirjeldab tähe nähtavat värvust (pinnatemperatuuri). Erineva spektriklassi tähti tähistatakse suurtähtedega: O, B, A, F, G, K, M O – sinised, kõige kuumemad (pinnatemp. 25 000 … 50 000K) tähed, koosnevad peamiselt ioniseeritud vesinikust A – sinakasvalged, pinnatemperatuuriga 7500 … 11 000K (spektris H, He ja ioniseeritud Ca) – Veega, Siirius G – kollased 5000 … 6000K (tugevad Ca, K, Fe jpt metallid, H nõrk) – sellesse spektriklassi kuulub Päike
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, sest suhteliselt tihedas atmosfääris ei saa ergastatud aatomid segamatult kiirada. Naaberosakesed ,,häirivad". Nüüdisajal nimetatakse graafikut, mis kujutab seost tähtede heleduse ja temperatuuri (värvus, spektriklassi) vahel, Hertzsprungi-Russeli diagrammiks. Taeva näivalt heledaimate tähtede HR-diagramm on petlik, sest kaugeid hiidusid näeme vaid tänu nende suurele absoluutsele heledusele, kääbustest aga paistavad meile ainult lähemad. Koostades HR- diagrammi näiteks kuni 15 valgusaasta kaugusel asuvatest tähtedest, leiame sellelt vaid kolm Päikesest kuumemat peajada tähte, ja mitte ühtegi hiidu. Valdav enamik tähtedest on punased kääbused.
· Spektrijoonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist · Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust Tähtede suur mitmekesisus; on spektreid, kus jooned puuduvad, aga ka spektreid, kus pidev alusjoon on vaevu aimatav; 90% ainest on H, 9% on He ning 1% rasked elemendid (tähtede kaupa üsna suured erinevused) 18. Mis on Hertzsprungi-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? Iga tähte tähistab punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklassi ja absoluutne tähesuurus. Värvus-heledus diagramm (HR-diagramm) näitab tähtede arvulist jaotust t* ja heleduse järgi. 20. Millest tekivad tähed? Täht tekib gravitatsioonijõu toimel kosmilisest gaasi-ja tolmupilvest. Tähe evolutsioon: Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Et külm gaas jahtub aeglaselt, võtab täheteke palju aega. Kui suur gaasipilv on juba kokku tõmbumas, tekivad temas gaasivoolud, pilvede
Päike on peajada täht spektriklassiga G2V, mis tähendab, et ta on keskmisest tähest mõnevõrra massiivsem ja kuumem. Umbes 85% tähtedest on Päikesest väiksema massiga. Ka mõõtmetelt ületab Päike suurt osa peajadal asuvaid tähti, kuid kuumimatest peajadal asuvatest tähtedest on tema raadius umbes 10 korda väiksem, (ka Päikese massist väiksema massiga) punastest hiidtähtedest või massiivsetest ülihiidudest aga sadu kuni tuhandeid kordi väiksem. G2-spektriklassi tähtedel on peajadale omane eluiga umbes 10 miljardit aastat. Päikese vanuseks on erinevatel meetoditel hinnatud 4,57 miljardit aastat. Päikese läbimõõt on 1,392 miljonit kilomeetrit (109 Maa läbimõõtu) ja mass 1,9891×1030 kg (332 950 Maa massi). Päikese raadius on 6,9599×108 m ja keskmine tihedus on 1409 kg/m³. Päikese efektiivne pinnatemperatuur on 5778 K, kuid märksa kuumemad on Päikese kroon (kuni 5 miljonit kelvinit) ja tuum (umbes 15,7 miljonit kelvinit).
• Spektrijoonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist • Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust Tähtede suur mitmekesisus; on spektreid, kus jooned puuduvad, aga ka spektreid, kus pidev alusjoon on vaevu aimatav; 90% ainest on H, 9% on He ning 1% rasked elemendid (tähtede kaupa üsna suured erinevused) 18. Mis on Hertzsprungi-Russelli diagramm? Kuidas seda koostada? Iga tähte tähistab punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklassi ja absoluutne tähesuurus. Värvus-heledus diagramm (HR-diagramm) näitab tähtede arvulist jaotust t* ja heleduse järgi. 19. Mis on peajada? Peajada on piirkond HR-diagrammil, kuhu on koondatud enamik (90%) tähtedest. 20. Millest tekivad tähed? Täht tekib gravitatsioonijõu toimel kosmilisest gaasi-ja tolmupilvest. Tähe evolutsioon: Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Et külm gaas jahtub aeglaselt, võtab täheteke palju aega
kaugusel. Nagu eelpool mainitud, on olemas erinevat värvi tähti. Mõned on valged, teised sinakamad, kollakamad või oranzid- punakad. See, mis värvi täht on, oleneb tema temperatuurist. Sinakatel peaks see olema kõrgem, kollakatel madalam ja punakatel veelgi madalam. "Astrofüüsikud jaotavad tähed spektriklassidesse, kus igat klassi iseloomustab vastav värvus ja temperatuurivahemik. Kõige lihtsamas jaotuses on 7 spektriklassi, kuhu kuuluvad tähed temperatuuridega 3000- 30000°. Tähe spekter ütleb meile, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis." Tähtede spektriklassid: Klass O- sinakad tähed pinnatemperatuuriga üle 30000° (nii kõrgetel temperatuuridel pole eriti oluline, kas need on Kelvini või Celsiuse skaala kraadid)
tagused objektid ja tolm. Päike on peajada täht spektriklassiga G2V, mis tähendab, et ta on keskmisest tähest mõnevõrra massiivsem ja kuumem. Umbes 85% tähtedest on Päikesest väiksema massiga. Ka mõõtmetelt ületab Päike suurt osa peajadal asuvaid tähti, kuid kuumimatest peajadal asuvatest tähtedest on tema raadius umbes 10 korda väiksem, (ka Päikese massist väiksema massiga) punastest hiidtähtedest või massiivsetest ülihiidudest aga sadu kuni tuhandeid kordi väiksem. G2-spektriklassi tähtedel on peajadale omane eluiga umbes 10 miljardit aastat. Päikese vanuseks on erinevatel meetoditel hinnatud 4,57 miljardit aastat. Päikese läbimõõt on 1,392 miljonit kilomeetrit (109 Maa läbimõõtu) ja mass 1,9891×10 30 kg (332 950 Maa massi). Päikese raadius on 6,9599×108 m ja keskmine tihedus on 1409 kg/m³. Päikese efektiivne pinnatemperatuur on 5778 K, kuid märksa kuumemad on Päikese kroon (kuni 5 miljonit kelvinit) ja tuum (umbes 15,7 miljonit kelvinit).
annaabi.ee 
