Tähed ja plaaneedid (1)

Täheks nimetatakse ise
energiat kiirgavat
plasmast koosnevat
taevakeha, mille
kiirgusenergia pärineb
tema sisemuses
asetleidvast
tuumasünteesist.
Meile lähim täht on
Päike.
Kuna tähtedest väljub kiirgus, on selle abil
võimalik määrata nende temperatuur ja
keemiline koostis.
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. Seda diagrammi nimetatakse HR
- diagrammiks (esimeste koostajate Hertzsprungi
ja Russelli järgi)
HR - diagrammi muudab oluliseks see, et
ta annab ülevaate tähtede evolutsioonist.
On selgunud, et tähe arenedes muutub
tema heledus ja värvus ning seega ka
tema asukoht diagrammil.
Kui täht paikneb diagrammi piirkonnas,
kus on palju tähti, on ta järelikult
pikaajalises ja stabiilses etapis. Kui täht
paikneb hõredas piirkonnas diagrammil,
on ta ebastabiilses ja lühiajalises etapis.
Tähed tekivad suurtes tähtedevahelistes
gaasipilvedes.
Selleks, et gaasist saaks täht, peab gaas kokku
tõmbuma, kuid kosmiline gaas on väga hõre ja ka
väga madalal temperatuuril tasakaalustab gaasi
siserõhk gaasiosakestevahelise gravitatsioonijõu.
Tavaliselt vallandab gaasi kokkutõmbumise
väljastpoolt tulev tiheduslaine või gaasipilve
läheduses plahvatanud supernoova lööklaine.
Kui gaasipilv on kõkkutõmbumist alustanud lõppeb
see vältimatult tähe tekkimisega.
Enamuse oma eluajast veedavad
tähed HR- diagrammi peajada tähena,
mille tuumas muutub vesinik
heeliumiks.
Vanaduses tähed paisuvad hiidudeks
ja pärast hiiu- staadiumi läbimist suure
massiga tähed plahvatavad
supernoovadena ja väikesed tähed
tõmbuvad kokku valgeteks
kääbusteks.
Asuvad HR- diagrammi peajadal ning
neid on kõige rohkem.
Nende suurim erinevus tuleb massist.
Ka Päike kuulub tavaliste tähtede hulka.
Võrreldes tavaliste tähtedega tohutult
suured (ülihiiud Päikesest tuhandeid kordi
suurema läbimõõduga, hiiud sadu kordi).
Hiidude tihedus on väga hõre, väliskihid
isegi õhust hõredamad.
Hiiud kujutavad endast tähtede hilist
arenemisjärku.
(Raadius u 1600 miili)
Kui M on väiksem kui 1,4 tõmbub täht kokku,
kuni gaasi aatomite elektronkatted osaliselt
kattuvad. Elektronidevahelised tõukejõud on
piisavalt suured, et peatada kokkutõmbumine.
On erakordselt väiksed, aga väga suure
tihedusega
Enamustest tähtedest saab elutee lõpus valge
kääbus.
Valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga
kõrge, mille tõttu nad paistavad valgetena.
Oma olemuselt isegi rohkem hiiglaslikud
planeedid kui tähed.
Nende mass on liialt väike, et temperatuur
sisemuses tõuseks piisavalt kõrgele ja
saaksid alata tuumareaktsioonid. Nad
helendavad mõnda aega soojuskiirguse
arvel ning siis kustuvad.
(Raadius u 16 km)
Kui M on suurem kui 1,4 ületab gravitatsioon
elektronide vastupanu ja surub nad tuuma sisse.
Elektronid ühinevad prootonitega, moodustades
neutronid.
Kokkukukkunud tähed, mis koosnevad peamiselt
neutronitest
Võrreldes tavaliste tähtedega on neutrontähtedel
erakordselt suur magnetväli ja ülisuur
pöörlemiskiirus (võivad teha isegi tuhat pööret
sekundis).
Tekkimise algusest alates hakkab neutrontähe
pöörlemiskiirus vähenema ning mida aeglasemalt
neutrontäht pöörleb, seda vanem ta on.
Kui M on suurem kui 3,0 ei suuda miski
kokkutõmbumist peatada. Täht kollabeerub
täielikult ja kaob vaateväljalt. Tekib must
auk.
Ruum kaardub niivõrd tugevalt, et teatud
raadiuse väärtusel (mida nimetatakse
sündmuste horisondiks) paindub tähe
valgus tagasi tähe sisse st valguskiired
suunduvad tähe sisemusse, mitte tähest
eemale.
Tähed, mille heledus muutub.
Tähed, mille heledus võngub periooditi
nimetatakse pulseerivateks muutlikeks
tähtedeks ja tähti, mille heledus tõuseb
plahvatuslikult ja laskub siis jälle endisele
tasemele, nimetatakse eruptiivseteks
muutlikeks tähtedeks.
Enamus pulseerivaid tähti on hiiud. Nende
siseehituse tõttu läheb täht tasakaalust
välja ja püüdes tasakaalu taastada,
hakkab ta pulseerima.
Pulseerivad tähed jaotatakse kaheks:
miriidid (pikk pulseerimisperiood, aga
heleduse muutus suhteliselt suur) ja
kääbustsefeiidid (pulseerimisperiood
kiire, heleduse muutus väike).
Eruptiivsed tähed jaotatakse liikidesse selle järgi, kui suur on
heleduse muutus (plahvatuse või purske võimsus).
Kõige väiksema heleduse muutusega eruptiivseid tähti
nimetatakse sähvatusmuutlikeks (heleduse muutus
põhjustatud Päikese loidetega sarnaste pursete tõttu).
Kõige rohkem muutub heledus noovadel.
Noovad on kaksiktähed, millest üks on HR- diagrammi
peajada täht, mis on alustanud paisumist ning teine valge
kääbus. Paisuvalt tähelt hakkab vesinik voolama valgele
kääbusele, mis kattub üha pakseneva vesiniku kihiga. Kihi
temperatuur tõuseb ja lõpuks tähe pind plahvatab. Valge
kääbus ise ei hävi vaid alustab uue vesinikukihi kogumist.
Kui vesinikku kogunud valge kääbus plahavatuses ka ise
tervenisti plahvatab, on tegu supernoovaga.
Kui võiks arvata, et selliseid ükskitähti
nagu Päike on enamuses, siis tegelikult
on üle pooltest tähtedest mitmiktähed.
Mitmiktähed on näiteks ümber üksteise
tiirlevad kaks tähte, aga võib olla ka
süsteeme, kus kaks kolmiktähte tiirlevad
ümber süsteemi massikeskme jne.
Täheparved jaotatakse kerasparvedeks
ja hajusparvedeks.