Tähed ja nenedega seonduv (0)

Päikese kui tähe lühiiseloomustus.
Päike on täiesti tavaline teiste tähtede hulgas, mis kõik on päikesed. Päike on hõõguv gaasikera , aga suure massi ja gravitatsiooni tõttu veest tihedam: ρ=1,4 g/cm3 (vesi 1 g/cm3). Kaugus Maast 150 miljonit kilomeetrit. Päike pöörleb, aga mitte tahke kehana ( ekvaatoril T=25 päeva, 60-ndal laiuskraadil T=29 päeva ja poolustel T=36 päeva). Päikese pinnatemperatuur on umbes 6000° C. Liigub 230 km/s Luige tähtkuju suunas. Me näeme Päikese atmosfääri ehk fotosfääri, mis kiirgab meile valgust (photos – valgus) ja millest 71% on vesinik , 26,5% heelium ja ülejäänud 0,5% moodustavad hapnik, süsinik, raud, räni, lämmastik, magneesium, neoon , väävel. Fotosfääri paksus on umbes 400 km. Fotosfääri peal asub kromosfäär ( kromo – värv), mille paksus on umbes 104 km. Selle peal on omakorda kroon – ebamäärase kujuga nõrk helendus päikeseketta ümber (nähtav päikesevarjutuse ajal), mis ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kohale. Fotosfääri pind on granulaarne (koosneb graanulitest), mis ei tähenda aga tahkeid terakesi, vaid jahedama temperatuuriga (4000° C) piirkondi. Juba Galilei tegi oma pikksilmaga kindlaks Päikese laikude olemasolu (ei vaadanud otse!). Need esinesid nii rühmiti kui ka üksikutena. Nende eluiga on väga erinev (tunde, nädalaid, kuid). Nende arv on seotud Päikese aktiivsuse 11-aastase perioodiga. Lisaks laikudele ja graanulitele eristatakse Päikese pinnal veel tervet rida mitmesuguseid protsesse, mille ilminguteks on faklid, loited, protuberantsid , hiidmullid jne.
Kauguse ühikud mõõtmiseks Päikesesüsteemis ja tähtede vahel. Parallaks.
Tähtedevahelistest kaugustest kujutluse saamiseks kasutatakse võrdlust, nagu paikneksid herneterad üksteisest 60 kilomeetri kaugusel, st kaugused on väga suured. Isegi astronoomilised ühikud on liiga väikesed (1 aü=150 miljonit km). Ühikutena kasutakse valgusaastat (1 va või rahvusvaheline lühend 1 ly), so vahemaa , mille läbib valgus 1 aastaga, ja parsekit (parallaks+sekund; 1 va=0,3066 pc=63239 aü). Parallaktiline nihe on mingi objekti näilik nihe kaugemate objektide taustal, kui vaatleja nihkub kaheteistkümne tunni jooksul Maa pöörlemise tõttu diameetri ühest otsast teise. Kaugemate objektide puhul kasutatakse aastaparallaksi, mis tuleneb Maa liikumisest poole aasta jooksul orbiidi läbimõõdu võrra ehk 300 miljoni km võrra.
Objekti kaugus on 1 parsek siis, kui sellelt objektilt vaadatuna paistab Maa orbiidi läbimõõt (aastaparallaks) ühe kaaresekundilise nurga all (1’’). 1 pc=3,263 va=206 265 aü. Lähima tähe Proxima Centauri kaugus on 1,31 pc (4,33 va). Suuremate vahemaade mõõtmiseks kasutatakse ka kpc, Mpc, Gpc.
Kuidas saadakse kauge tähe mudel?
Kuidas on võimalik, et nii suurtel kaugustel olevate tähtede siseehitust teame paremini kui jalgealuse Maa siseehitust? Maa siseehituse kohta saadakse andmeid 40 seismoloogiajaama andmetest, mis registreerivad kõikvõimalikke maavärinaid, muid tõukeid kuni tuumarelva katsetusteni. Ühed lained levivad piki maapinda, teised läbi Maa ning see ongi põhiline töödeldav andmestik Maa sisemuse uurimiseks.
Täht on hõõguv gaasikera, mille kohta seni kehtivad füüsikaseadused ja kui saame spektraalanalüüsist teada väga täpselt tähe pinnatemperatuuri
ja keemilise koostise, vaatlusandmetest veel tähe suuruse ja massi, siis teoreetilist füüsikat appi võttes koostatakse neli tasakaaluvõrrandit. Näiteks üheks tasakaluvõrrandiks on tasakaal tähe sisemuse suvalises punktis gravitatsioonilise kokkutõmbe ja sisesurve vahel. Superarvutid lahendavad neid nelja tasakaaluvõrrandit ühelt poolt pinnapunktist lähtudes, teiselt poolt tsentrist lähtudes. Kui nad raadiuse keskel kokku saavad, siis võrreldakse tulemusi nt temperatuuri, rõhu, tiheduse jne kohta. Kui tulemused kokku ei lange, siis korrigeeritakse lähteandmeid nii pinnal kui ka tsentris ja korratakse arvutusi seni, kuni tulemused kokku langevad.
Mis on Hertzprung-Russelli diagramm (HR-diagramm)?
1905 tekkis taani astronoomil Hertzsprungil mõte asetada paljud kataloogides esinevad tähed diagrammile, mille horisontaalteljel on tähtede temperatuurid vastavalt tähtede spektraalklassifikatsioonile (tähed on jagatud nende temperatuuri, värvuse ja keemilise koostise järgi klassidesse O…M) ning vertikaalteljel tähe absoluutne heledus. Võis eeldada, et kõikvõimalike tähtede hulgas on kõikvõimalikke omadusi ning diagrammi väli peaks täituma statistiliselt ühtlaselt. Üllatuseks aga selgus, et tähed moodustavad rühmi. Enamik tähtedest asub peajadal. Ülevalpool peajada on hiidude ja ülihiidude rühmad. Allpool peajada asuvad kääbuste rühmad. Esialgu ei osatud selles diagrammi sisus arvata midagi erilist. 1913 andis ameerika astronoom Russell diagrammile tänapäevase kuju nagu see on ka joonisel. Hiljem selgus, et HR-diagrammil on väga sügav tähtede evolutsiooni sisu.
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 toimima gravitatsioon ning see gaasipilv tõmbub järjest rohkem kokku. Samal ajal kasvab pidevalt ka gravitatsioon. Lõpuks on tekkinud tähe- eelne seisund, mida nimetatakse prototäheks. Gravitatsiooniline kokkutõmme jätkub, temperatuur ja rõhk tema sisemuses aina kasvavad, kuni lõpuks algavad tsentris termotuumareaktsioonid – täht ilmub HR-diagrammile paremale punaste tähtede graafilisse ossa. Protsess jätkub pidevalt, selle käigus põleb vesinik heeliumiks ja täht jõuab peajadale. Päikese tüüpi planeet on seal umbes 10 miljardit aastat (meie Päike on olnud 5 miljardit aastat ja on veel 5 miljardit aastat). Kui kogu vesinik on ära põlenud, lahkub täht peajadalt ja suundub hiidude hulka. Mingi aja pärast on täheprotsessid viinud tähe üle peajada kääbuste hulka. See kõik käib umbes Päikese massiga tähtede kohta.
Suuremate tähtede evolutsioon on tormilisem. Esiteks kulutavad nad oma kütuse (vesiniku) ära kiiremini ning seega on nende eluiga lühem. Teiseks ei stabiliseeru nad nii lihtsalt kui Päikese massiga tähed ehk nendest ei pruugi saada lõpuks kääbuseid. Arvatakse, et Päikesest viis või rohkem kordi massiivsemad tähed ei stabiliseerugi, vaid plahvatavad. Plahvatuse käigus võivad puruneda tähe väliskihid, halvimal juhul puruneb täht täielikult. By Oll 2005