Taevatähed (0)

TÄHED  1. Mis on täht, kust  saab ta omale energiat.  -  Täht  on  astronoomias  valgust  kiirgav  plasmast  koosnev  taevakeha,  mille  kiirgusenergia  pärineb  tema  sisemuses  aset  leidvast  tuumasünteesist.  Tähtede  hulka  arvatakse  ka  tuumasünteesi  lõpetanud  taevakehad  (näiteks  valged  kääbused  ja  neutrontähed),  mis  kiirgavad  jääksoojuse  arvel.  Tavalised  tähed  on  sfäärilise  kujuga,  nende  kuju  ja  suuruse  määrab  gravitatsioonijõu,  gaasi  rõhu  ning  kiirguse  rõhu  hüdrostaatiline tasakaal.  Et  tähed  on  meist  väga  kaugel,  paistavad  nad  öötaevas  säravate  täpikestena,  mis  reeglina jäävad valguspunktideks ka kõige suurema suurenduse korral. Maa atmosfääri  mõju tõttu nad vilguvad. Erandiks on Päike, mis on ainsana Maale piisavalt lähedal, et  paistab meile kettana ning annab olulisel määral valgust (päikesevalgust).  2. Kirjelda Päikese kui tähe atmosfääri.  -  Päike  asub  Maast  150  miljoni  km  (täpsemalt  149  597  870  700  meetri)  e.  ühe  astronoomilise ühiku kaugusel. Tema nurkläbimõõt on 32 kaareminutit, mis vastab 1,4  miljonile  kilomeetrile  (109  Maa  läbimõõtu).  Päikese  mass  on  1,99*1030  kg  (330000  korda suurem kui Maa mass) ja ta kiirgab energiat koguvõimsusega 3,9*10 26 W. Tema  pinnatemperatuur  on  5800  K.  Päike  asub  Galaktika  keskmest  25000  valgusaasta  kaugusel  ja  liikudes  ringorbiidil  kiirusega  230  km/s,  teeb  ühe  täistiiru  umbes  200  miljoni aastaga.  Teleskoobis  paistab  Päike  (vaatlemiseks  tuleb  valgust  tugevasti  nõrgendada!)  heleda  teravalt  piiritletud  kettana.  Kettal  on  mõnikord  näha  tumedamaid  piirkondi  (päikeseplekid või -laigud); tugeval suurendusel võib näha ühtlast teralist mustrit -- nn.  granulatsiooni  (lad.  granulum  -  terake).  Laikude  liikumine  näitab,  et  Päike  pöörleb;  seejuures  on  pöörlemisperiood  ekvaatori  lähedal  25  päeva,  pooluste  lähedal  kuni  10  päeva pikem.  Päikesel  kui  gaasilisel  kehal  ei  saa  olla  kindlat  pinda,  aine  tihedus  peab  muutuma  pidevalt  väljapoole  vähenedes.  Seda,  et  me  näeme  serva  teravana,  tingib  nähtava  valguse  tekkimine  suhteliselt  õhukeses  (umbes  400  km  paksuses)  kihis.  Seda  kihti  nimetatakse  fotosfääriks  (valgust  tekitav  sfäär)  ja  teda  võib  samastada  Päikese 


pinnaga.  Fotosfäärist  kõrgemale  jääks  siis  Päikese  "atmosfäär",  mis  koosneb  kahest  kihist  -- kromosfäärist  ja kroonist.  Nimetused on  pärit  ajast,  kui  ainsaks võimaluseks  Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu  kattis  kinni  algul  fotosfääri,  seejärel  aga  kogu  Päikese.  Kromosfäär,  mille  paksust  hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult  enne Päikese kustumist (siit nimetus, chroma tähendab kreeka keeles värvi); kroon --  ebakorrapärase  kujuga  nõrk  helendus  varjutatud  päikeseketta  ümber  --  ulatub  kohati  kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele.  Fotosfäärist allpool olevat osa nimetame lihtsalt sisemuseks. Päike saab oma energia  termotuumareaktsioonidest  --  vesinikuaatomi  tuumade  (prootonite)  ühinemisest  heeliumi tuumadeks.  3.  Mis  on  Päikese  plekid,  milline  on  nende  temperatuur  võrreldes  üldise  Päikese  temperatuuriga.  - Päikese eralduv energia läbib kolmveerandi teest tsentrist pinnani footonite vahetuse  teel  (allpool  kiiratud  suure  energiaga  footon  neeldub  kõrgemates  kihtides)  --  seda  nimetatakse  kiirguslikuks  energiaülekandeks.  Viimases  osas  muutub  energia  väljumisel  domineerivaks  konvektsioon.  Granulatsioon  ongi  konvektiivsele  liikumisele  iseloomulike  pööriste  ilminguks:  graanuli  heledas  keskosas  tõuseb  kuumem  aine  pinnale,  tumedamates  servades  laskub  jahtunud  aine  alla.  Pööriste- graanulite läbimõõt on keskmiselt 1000 km.  Päikese  laigud  on  tumedad,  temperatuur  on  neis  ümbritsevast  üle  1000  K  madalam.  Järelikult  peab  seal  energiavoog  Päikese  pinnale  olema  takistatud.  Et  laikude  piirkonnas on Päikese magnetväli sadu kordi tugevam kui ülejäänud osas, arvatakse, et  magnetjõud pidurdavad konvektsiooni. Päikese servale jõudnud laikude vaatlus näitab,  et  laikudega  kaasnevad  loited  e.  protuberantsid  --  aine  paiskumine  sadade  tuhandete  kilomeetrite  kõrgusele.  Enamus  väljapaisatud  ainest  langeb  tagasi  Päikesele,  osa  sellest  aga  kiirgub  maailmaruumi;  Maale  jõudnud  laetud  osakeste  pilv  kutsub  esile  Maa  magnetvälja  häireid  (magnettorme)  ja  atmosfäärihelendust  (virmalisi).  Laikude  arv  Päikesel  on  muutlik:  aktiivsuse  perioodid,  kus  laike  on  väga  palju,  korduvad  keskmiselt 11 aasta tagant.     


  4. Millistest keemilistest elementidest koosneb Päike ja teised tähed.  - Pea kõigil tähtedel moodustab 90% ainest vesinik (aatomite arvu, mitte massi järgi!),  ülejäänust  90%  on  heelium  ning  vaid  üks  protsent  jääb  raskemate  elementide  osaks.  Tõsi  küll,  just  selle  protsendi  sisse  on  peidetud  olulised  erinevused,  mis  paljudele  astrofüüsikutele  tööd  ja  leiba  pakuvad.  Ka  on  enamikul  tähtedest  spektri  kuju  üsna  heas kooskõlas värvuse ja kiirgusvõimega.  5. Spektraalanalüüs – millist infot saavad teadlased neid uurides.  -  Kõige  rohkem  informatsiooni  tähtede  ehituse  kohta  saame  spektraalanalüüsist.  Normaalsete  Päikese-sarnaste  tähtede  spekter  on  neeldumisspekter,  st.  ta  koosneb  tumedatest  neeldumisjoontest  pideva  kiirgusspektri  taustal.  Aatomifüüsikast  teada  olevad  seaduspärasused  võimaldavad  meil  spektrijoonte  lainepikkuste,  neeldumisteguri ning joone kuju järgi teha olulisi järeldusi tähtede ehituse kohta:  1.  Pideva  spektri  olemasolu  näitab,  et  tähe  kiirgav  pind  koosneb  täielikult  ioniseeritud  plasmast, mille kiirgusspekter sõltub ainuüksi temperatuurist.  2.  Neeldumisjoonte tekkekohaks peab olema tähe atmosfäär; et seal on näha nii ioonide  kui  neutraalsete  aatomite  (ja  isegi  molekulide)  spektrijooni,  peab  temperatuur  tähe  pinnast eemaldumisel kiiresti alanema.  3.  Joonte lainepikkuste ja intensiivsuste järgi saab hinnata täheaine keemilist koostist.  4.  Joonte  lainepikkuste  süstemaatiline  erinevus  laboratoorsetest  näitab  tähe  vaatesuunalist  liikumist  (Doppleri  efekt).  Kui  täht  läheneb  vaatlejale,  on  jooned  nihkunud  lühema  lainepikkuse  poole  (sininihe),  kui  aga  kaugeneb,  siis  pikemate  lainepikkuste poole (punanihe). Kui sininihe vaheldub  perioodiliselt  punanihkega, on  tegemist kaksiktähega (liikumisel piki orbiiti täht kord läheneb meile, kord kaugeneb).  5.  Spektrijoonte  ühesugune  laienemine  väljendab  tähe  pöörlemist  (tähe  üks  serv  kaugeneb,  tekitades  punanihke,  teine  aga  läheneb,  andes  sininihke  --  kokku  saame  lihtsalt laiema joone).  6.  Heledate  emissioonjoonte olemasolu  viitab paksule atmosfäärile, mis  ümbritseb väga  kuuma  pinda.  Heleda  joone  tekitab  atmosfääris  neeldunud  kiirguse  ümbertöötamine  suurema lainepikkusega kiirguseks, aga ka tähest väljapursanud kuuma aine helendus.  7.  Kui  emissioon-  ja  neeldumisjooned  esinevad  koos,  on  tegemist  täheaine  pideva  väljavooluga.  8.  Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust. 


6. Kus asub täht oma aktiivsel eluperioodil, kuidas ta sinna jõuab ja millal lahkub.    - Aktiivsel eluperioodil asub täht peajadal. Vesinik põleb tuumas.  Alguses  oli  gaas.  Hõredat,  külma,  vesinikurikast  (90%  aatomite  arvust)  gaasi  leidub  kosmoses  nii  galaktikate  sees  kui  neist  väljaspool  --  seda  näitavad  kosmilise  raadiokiirguse  mõõtmised.  Tähti  seevastu  on  vähemalt  seni  leitud  ainult  galaktikates  või  teistes  tähesüsteemides  (näiteks  kerasparvedes  väljaspool  galaktikaid).  Jääb  võimalus,  et  kusagil  väga  kaugel  on  olemas  galaktikavälised  tähed,  mida  meie  teleskoobid lihtsalt "ei võta". Aga nähtud neid seni ei ole.  Selleks,  et  gaasist  saaks  täht,  peab  teda  kokku  suruma.  Kosmiline  gaas  on  niivõrd  hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et  külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega. Kui aga  suur gaasipilv on juba kokku tõmbumas, tekivad temas gaasivoolud, pilvede põrked ja  muud tihedust suurendavad protsessid. Mida tihedam on gaas, seda kiiremini ta jahtub  ja  mingil  momendil  kujunevad  kokkutõmbuvas  pilves  suhteliselt  väikesed  tihendid.  Need nn. gloobulid (lad. globulos -- kerake) sobivad juba meie gaaskera võrrandeisse  ning vastavalt programmeeritud arvuti asub nende elukäiku jälgima. Kokkutõmbumise  käigus  gaasipilve  keskosa  kuumeneb,  algul  takistab  tema  kiirgus  välimiste  kihtide  pealelangemist.  Me  ei  näe  tekkivat  tähte  --  ümbritsev  külma  gaasi  pilv  varjab  tema  kiirgust.  Mida  suuremaks  kasvab  keskne  tihend,  seda  tugevamaks  muutub  kiirgus  ja  seda suuremaks paisub pilv. Lõpuks saabub moment, kus keskkohast leviv kuumalaine  jõuab  pilve  pinnale,  pilv  laguneb  (puhutakse  laiali)  ja  tähe  kiirgus  pääseb  maailmaruumi.   Seda  tähe  sünnimomenti  nimetatakse  avastaja  C.  Hayashi  järgi  Hayashi  piiriks.  HR- diagrammil  asub  erineva  massiga  tähtede  ilmumiskohti  ühendav  joon  peajadast  paremal  ja  on  peaaegu  vertikaalne,  vastates  ligikaudu  temperatuurile  3000  K.  Siit  alates toimub tähe kokkutõmbumine kiiresti, temperatuur kasvab ning täht liigub HR- diagrammil vaskule, kuni jõuab peajadani.  Kui pilv, millest täht tekib, pole sfääriline  (näiteks  pöörlemise  tõttu),  toimub  kiirguse  läbimurre  ebaühtlaselt  (pöörlemise  korral  pooluste  kohal)  ning  suur  osa  gaasist  jääb  (rõngana)  tähte  ümbritsema.  Need  on  "proto-planeedisüsteemid", mida on näha Orioni tähtkuju noorte tähtede ümber.   


  Mis  juhtub  gaasikettaga,  seda  me  juba  teame.  Täht  ise  jätkab  kokkutõmbumist  seni,  kuni temperatuur tema keskmes tõuseb umbes kümne miljoni kraadini, mis on vajalik  vesinikuaatomi  tuumade  ühinemiseks  --  termotuumasünteesiks.  Algab  pikaajalise  stabiilsuse periood -- täht on jõudnud peajadale.  Tähe  energiatoodang  (see  tähendab  tähe  heledus)  on  määratud  sisetemperatuuriga  ja  viimane  omakorda  massiga  (kiirgusvõimsus  on  ligikaudu  võrdeline  massi  kuubiga).  Suured tähed kiirgavad suhteliselt rohkem, neil on ka pind kuumem ja nad kulutavad  oma kütuse kiiremini.  Peajadalt lahkub täht kui tema kütus hakkab lõppema. Algavad muutused kutsub esile  reaktsiooni  käigus  tekkiv  heelium,  mis  koguneb  tähe  keskmesse  ja  jätkates  kokkutõmbumist,  moodustab  väga  tiheda  tuuma.  Selle  pinnal  "põlev"  vesinik  on  kaotanud  võimaluse  oma  temperatuuri  reguleerida  --  tema  tihedus  ja  temperatuur  on  määratud  heeliumist  tuuma  gravitatsiooniväljaga.  Järjest  tugevnev  kiirgus  suurendab  siserõhku, mis sunnib põlevkihist kõrgemal asuva täheosa paisuma.  Sellinegi  täht  omab  tasakaaluseisundit,  mis  põhimõtteliselt  erineb  peajada  tähtede  omast:  et  põlevkihi  temperatuuri  määrab  heeliumist  tuuma  mass,  reguleerib  täht  energiatoodangut  väliskesta  tiheduse  kaudu.  Kui  toodang  läheb  liiga  suureks,  paisub  kest  hõredamaks  ning  tuumale  langeva  kütuse  hulk  väheneb,  tuues  kaasa  energiatoodangu  languse.  Täht  omandab  uue  tasakaaluseisundi  HR-diagrammil  punaste hiidude piirkonnas.  Pärast  vesiniku  lõppemist  tuumas  võivad  seal  alata  ka  teised  reaktsioonid,  nagu  heeliumi  süntees  süsinikuks  ja  süsiniku  süntees  rauaks.  Energiat  annavad  need  oluliselt  vähem  ja  seetõttu  ei  jää  täht  kauaks  punaste  hiidude  piirkonda.  Edasi:  väiksemad tähed kustuvad ja suuremad võivad plahvatada.  7. Mis on protuberantsid ehk loited – kirjelda neid, milline mõju on neil Maale.  -  Päikese  servale  jõudnud  laikude  vaatlus  näitab,  et  laikudega  kaasnevad  loited  e.  protuberantsid  --  aine  paiskumine  sadade  tuhandete  kilomeetrite  kõrgusele.  Enamus  väljapaisatud  ainest  langeb  tagasi  Päikesele,  osa  sellest  aga  kiirgub  maailmaruumi;  Maale  jõudnud  laetud  osakeste  pilv  kutsub  esile  Maa  magnetvälja  häireid  (magnettorme) ja atmosfäärihelendust (virmalisi).   


8. Kirjelda Päikese ja tema suuruste tähtede kustumist.  -  Pärast  vesiniku  lõppemist  tuumas  võivad  seal  alata  ka  teised  reaktsioonid,  nagu  heeliumi süntees süsinikuks ja süsiniku süntees rauaks. Energiat annavad need oluliselt  vähem  ja  seetõttu  ei  jää  täht  kauaks  punaste  hiidude  piirkonda.  Päikese  ja  temast  väiksemate tähtede järgnev elukäik peaks olema üsna rahulik: pärast kütuse lõppemist  tõmbuvad nad tasapisi kokku, muutudes lõpuks valgeteks kääbusteks, mille läbimõõt  on võrreldav Maa läbimõõduga, tihedus aga miljon korda suurem. Selline täht kiirgab  väga vähe ning võib omaenda sisemise energia varal elada veel miljardeid aastaid.