Tähed (1)

5 VÄGA HEA

Tähed
Tähti iseloomustavad suurused:

Tähesuurus - taevakeha näivat heledust väljendav arv
Tähesuuruste süsteem leiutati Vana-Kreekas (arvatavasti Hipparchose poolt) ja võeti hellenistlikus astronoomias üldiselt kasutusele.
Kõige heledamad on esimese suurusjärgu tähed, siis teise, kolmanda jne. Iga järgmine
suurusjärk on eelmisest poole tuhmim. Kõige heledam tähtedest ( Siirius ) omab
tähesuurust -1,46; palja silmaga on parimal juhul näha kuuenda suurusjärgu tähed;
tänapäeva teleskoopidega saab Maalt vaadelda 24. suurusjärgu tähti. Nõrgemaid tähti on
taevas rohkem, tähtede arv kasvab heleduse vähenedes kiiresti.
Maa taeva heledaima tähe Siiriuse tähesuurus on –1,45, Veenuse oma kuni –4,4, täiskuul –12,6 ja Päikesel –26,8.

Värvus ja temperatuur
Enamiku tähtede pinna temperatuur on 3000- 30000 K. Tähtede sisemuses ulatub temperatuur kümnetesse miljonitesse kelvinitesse.
Tähe värvi määrab tema temperatuur. 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 oranžid
6× 103 kollased
104 valged
(3-5)× 104 sinised
Hertzsprung – Russelli 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. Edasise täpsustamise huvides jagatakse kõik klassid veel kümneks: näiteks jaguneb G-spektriklass tähtede pinnatemperatuuri langemise suunas alamklassidesse G0, G1, G2, G3 … G9. Päikese spektriklass on G2.
Diagrammil torkab silma kõigepealt diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba - peajada . Sellesse diagrammi kogupindalast vaid sajandiku moodustavasse ribasse on koondunud 90% tähtedest. Ka ülejäänud osas on täitumus ebaühtlane; selgesti on eristatav punaste hiidude rühm diagrammi keskel, valgete kääbuste rühm all vasakul ning horisontaalne ülihiidude jada graafiku ülaosas.
Peajada tähed on tavalised , parimas meheeas olevad tähed. Peajadasse on koondunud valdav enamik tähtedest. Nende tuumajaamad töötavad täisvõimsusel. Kuid osa neist on ka võrdlemisi noored ja osavanad. Kuid neis kõigis onpiisavalt kütust - vesiniku.
Hiiud
Suuri tähti nimetatakse hiidudeks ja kõige suuremaid ülihiidudeks. Hiidude läbomõõt on sadu, ülihiidudel tuhandeid kordi suurem kui Päikese läbimõõt. Kui Päikese asemel oleks ülihiid Betelgeuse Orioni tähtkujust, siis Marss oleks selle ülihiiu sees.
Hiid tähed on väga hõredad. Kui tavaliste tähtede tihedus on saamas suurusjärgus vee tihedusega, siis hiidude tihedus on sellest rohkem kui miljon korda väiksem. Hiidude väliskihid koosnevad gaasist, mis on hõredam kui õhk.
Kui hiidtäht läbi hakkab põlema, siis muutub ta punaseks hiiuks . Osa tema gaasilisest ainest valgub naabertähele, mis muutub selle tagajärjel oma kaaslasest palju suuremaks . Esialgsest hiiust saanud punane ülihiid aga plahvatab supernoovana ja moodustub kas valge kääbus, pulsar või must auk, olenevalt tähe algsest suurusest .
Nüüd muutub teine hiidtäht punaseks hiiuks ja temaga kordub sama, kuni lõpuks tiirlevad üksteise ümber 2 läbipõlenud tähte.
Hiid täht on tunduvalt suurema raadiuse ja heledusega kui peajada täht, mis on sama pinnatemperatuuriga. Hiidtähtede raadius on tavaliselt 10 kuni 100 korda suurem kui Päikese raadius, mis on 695 500 km. Tähti mis on heledamad kui hiiud kutsutakse superhiidudeks või ülihiidudeks. Tähest saab hiidtäht, kui kogu olemasolev vesinik tähe tuumas on ära kasutatud ning mille tulemusel on täht lahkunud peajadast.
Punane hiid
On hele hiid täht, mis on väikese või keskmise massiga (0.5 kuni 10 Päikese massi) asudes tähe evolutsiooni hilises staadiumis . On kollakas oranži kuni punase värvusega, pinna temperatuur on madal – 5000K ja vähem.
Tuntuimad punased hiiud on Aldebaran (üks tähistaeva kirkamaid tähti, heleduselt 13.
asub 65 valgusaasta kaugusel ja on paisunud 38 korda suuremaks kui Päike. Absoluutne heledus on 150 korda suurem kui Päikesel.), Arcturus, ja Gamma Crucis
Kui tähte mass ületab 25% Päikese massist, siis vesiniku otsa korral tuumas hakkab tuum kahanema ning vesinik muutub tuuma ümbritsevas heeliumirikkas kestas heeliumiks, mistõttu täht hakkab paisuma ning jahtub. Sellist tähte kutsutakse alahiidtäheks ning selle heledus
on ca konstantne , kuid pinnatemperatuur väheneb. Lõpuks muutub see täht punaseks hiiuks
ning ta pinnatemperatuur jääb konstantseks, kuid heledus ja raadius suurenevad drastiliselt.
Sinine hiid
On hiidtäht, mis on sinakat värvi. Ühed kuumimad tähed universumis - nende pinnatemperatuur on ca 30 000K (võrdluseks – Päikesel on see 6000K) ning heledus 10 000 korda suurem kui Päikesel. Vananedes nad suurenevad ja jahtuvad, muutudes punasteks hiidudeks.
Sinised hiiud on ülimalt heledad. Kuna nad on väga kuumad ning suhteliselt väikese tihedusega, on nende oodatav eluiga väga lühike ja praegused teooriad ennustavad, et enamik neist lõpetavad oma elu supernoovadena.
Sinise hiiu faas on justkui ülemineku faas, kus tähest saab kas hele hiid või superhiid ning ükski täht ei püsi sinise hiiu olekus kaua.
Ülihiiud
Äärmiselt hele, suure läbimõõdu ja väikese tihedusega täht. Ühed massiivseimad tähed – ca 10-70 korda suuremad Päikese massist ning 30 000 kuni sadu tuhandeid korda suurem Päikese heledusest. Värv varieerub punasest siniseni.
Oma hiiglaslike masside tõttu on nad lühikese elueaga (30 miljonit kui paar tuhat aastat), neid leidub peamiselt noortes galaktilistes struktuurides, irregulaarsetes galaktikates (galaktika, millel pole korrapärast kuju) ning spiraalgalaktikates.
Suurimad teadaolevad ülihiiud on KY Cygni ja VV Cephei.
Punased ülihiiud
Punase värvusega ülihiiud, mis on mõõtmeteilt suurimad tähed universumis, kuigi nad pole kõige massiivsemad. Betelgeuse ja Antares on tuntuimad näited punastest ülihiidudest.
Punased ülihiiud saavad tähtedest mille mass ületab 10 Päikese massi. Nendel tähtedel on väga madal pinnatemperatuur ja hiiglasuur raadius. 5 suurimat punast ülihiidu on V354
Cephei, RW Cephei and KW Sagittarii, mille kõigi raadius on ca 1500 korda suurem Päikese omast.
Sinised ülihiiud
Äärmiselt kuumad ja heledad tähed, pinnatemperatuur on 30 000-50 000 K. Need haruldased tähed on ühed kuumimad ja heledamad Universumis. Mõõtmetelt on nad aga väiksemad kui punased ülihiiud. Tuntuim sinine ülihiid on Rigel, mis on 60 000 korda heledam kui Päike.
Sinise ülihiiu faasis hakkab massiivne täht surema.
Punastest ülihiiudedest saavad sinised ülihiiud kui nende tuumareaktsioonid aeglustuvad.
Täht võib oma elutee jooksul olla mitmeid kordi nii punane kui sinise ülihiid, mille vahepealses faasis on täht valge (nt. Põhjanael)
Tõenäoliselt täht lõpuks plahvatab ning tekib massiivne supernoova, kuid väga kergetest sinistest ülihiidudest saavad haruldased valged kääbused.
Hüperhiiud
Hüperhiiud on kõige massiivsemad ja üliheledad tähed, mille mass on ligikaudu 100-265 Päikese massi ning heledus kuni miljon Päikese heledust.
Suure massi tõttu on nende eluiga väga lühike, kuni paar miljonit aastat (Päikese oma aga ca 10 miljardit aastat). Peale seda lõppevad termotuumareaktsioonid ja toimub eriti suur supernoova plahvatus , mille tulemusena võib jääda järele must auk. Väga suure massiga hiidude plahvatusel toimub hüpernoova, mille plahvatuse tuuma kollapsi hetkel tekib kohe tuumas must auk. Seetõttu on hüperhiiud ka väga haruldased ning tänapäeval teatakse neid üsna vähe.
Hüperhiiud tekivad väga harva, kui nende tekkeks on olemas väga suur kogus küllalt tihedat gaasi või sulab tähetekkepiirkonnas kokku mitmeid väga massiivseid just sündinud tähti. Meie Galaktikas on neid teada kümne ringis , lähemates galaktikates kokku veidi rohkem.
Üks astronoomidele tuntud hüperhiid on Maast 5000 valgusaasta kaugusel asuv VY Canis Majoris täht. Kui seesama täht asuks Päikese asemel, ulatuks selle välispind Saturni orbiidini.
Hüperhiid on ka maailma heledaim täht – sinine hüperhiid R136a1, mis on ka teadaolevalt kõige massiivsem täht. R136a1 avastati juulis 2010, Sheffieldi ülikooli teadlaste poolt.
Tuntuim punane hüperhiid on VY Canis Majoris, mille raadius on 2,7 miljardit km. Tegu on suurima teadaoleva tähega. Varaseimad teated Canis Majorisest pärinevad juba 1801 aastast. Teadlased on kindlasks teinud, et tegu on väga ebastabiilse tähega, mis tõenäoliselt hävineb vähem kui 100 000 aasta pärast supernoovana. Kui Canis Majoris asuks Päikese süsteemis, siis ulatuks tema pind Saturni orbiidini.
Kääbused
Väiksema heledusega (ja seega väiksema massiga tähti) nimetatakse kääbusteks. Kääbuseid klassifitseeritakse värvuse ja olemuse järgi.
Punased kääbused on madala massiga peajada tähed, mis oma väikse massi tõttu ei ole väga heledad ja ei oma ka piisavat pinnatemperatuuri, natuke suurema massiga kääbuseid nimetatakse aga kollasteks kääbusteks, mille kiiratav spekter on kollasem. Päike on kollane kääbus.
Arvutuslikult on kindlaks tehtud, et punastest ja kollastest kääbustest saab sinine kääbus, kui nendes hakkab vesinik otsa saama ja fusioon kiireneb . Suurematest tähtedest saaksid samadel tingimustel punased hiiud, kuid väiksema massiga tähtedel ennustatakse selle asemel pinnatemperatuuri tõusmist, see on nii selle tõttu, et punaste kääbuste pinna läbipaistvus ei vähene oluliselt temperatuuri tõusuga. Sinistest kääbustest saab kunagi valge kääbus, kui nende kütuseks olev vesinik otsa saab.
Valged kääbused saavad tähtedest, millel pole piisavalt suur mass, et supernoova toimuda saaks pärast vesiniku otsa lõppemist. Need tähed tõmbuvad gravitatsiooni tõttu kokku ning nende tihedus muutub märkimisväärselt suureks: Valge kääbuse massi võib võrrelda Päikesega ja selle ruumala Maa omaga . Valged kääbused on suhteliselt tumedad ja kiirgavad valgust salvestunud soojusenergia arvelt.
Arvatakse, et valge kääbus on kõikide tähtede, kelle mass pole supernoovaks piisavalt suur, evolutsiooni lõppfaasiks. Umbes 97% tähtedest on sellised.
Must kääbus on ennustatav jäänuk valgest kääbusest, kui ta on piisavalt jahtunud , et mitte enam märkimisväärselt valgust kiirata. Ühtegi musta kääbust veel ei eksisteeri, kuna Universum pole selleks piisavalt vana.
Supernoovad
Tähe plahvatus. Nad on väga heledad ning põhjustavad kiirguse plahvatuse, mis tihti varjutavad ajutiselt terveid galaktigaid. Nad kiirgavad paari nädala või kuu jooksul umbkaudu sama palju energiat kui Päike terve oma eluea jooksul. Plahvatuse käigus paiskab täht enamus on koostisest ümbritsevasse keskkonda, mis vallandab lööklaine, mille tagajärjel jäävad järele supernoova jäänused. Lisaks võivad need suurenevad lööklaines vallandada uute tähtede tekke.
Esimene ülestähendus supernoovadest pärineb Hiina astronoomidelt 185. aastast. 60ndatel avastati et supernoovasid saab kasutada astronoomiliste kauguste määramiseks, millega tõestati ka oletust, et universum paisub.
Kuna supernoova on üsna harv sündmus galaktikas, juhtudes Linnu Teel umbes iga 50 aasta tagant, tuleb olemasolevaid pideva uurimise all hoida.
Supernoovad on peamised hapnikust raskemate elementide allikad.
Neutrontähed
Neutrontähed on jäänukid mis jäävad alles massiivsetest tähtedest pärast supernoovat, kui tähe mass pole piisavalt suur musta augu tekkimiseks. Neutrontähed koosnevad peamiselt neutronitest ja on seetõttu meeletult tihedad(kuna puudub nn „tühi ruum“ elektronkihtide ja tuumaosakeste vahel.) – Massilt umbes 1.35-2 päikest, läbimõõdult aga 10-12 km. Selline tihedus on võrreldav näiteks sellega, kui pressida kogu inimkond suhkrukuubiku suuruseks! Neutrontähed pöörlevad väga kiiresti, kuni 100 pööret sekundis. Selline kiirus tekib, kuna diameetri drastilise vähenemise tõttu, peab sama pöördemomendi säilimiseks pöörlemise kiirus suurenema(võib võrrelda näiteks iluuisutajaga, kes käsi keha ligi tõmmates kiiremini pöörlema hakkab). Neutrontähtede pinnal olev gravitatsioon on nii suur, et paokiirus on umbes kolmandik valguse kiirusest, see tähendab, et meetri kõrguselt kukkunud münt langeks pinnale paarikümne tuhande kilomeetrise sekundikiirusega. Aine, mis langeb neutrontähele põrkub sellega kokku niivõrd suure jõuga, et see algosakesteks lagundada ja muutub sarnaseks aineks neutrontähe endaga. Kuna nende külgetõmbejõud on nii suur, siis relativistliku valguse kõverdumise tõttu on näha rohkem, kui poolt tähe pinda. Oma tugeva magnetvälja tõttu kiirgavad neutrontähed röntgen- ja raadiolaineid impulssidena.
Neutrontähe pind, mille tagumistki külge on näha.

.DOC Laadi alla originaalfail 7 lk · .doc · 67 allalaadimist

50 punkti Autor soovib selle materjali allalaadimise eest saada 50 punkti.

~ 7 lehte Lehekülgede arv dokumendis

2011-02-16 Kuupäev, millal dokument üles laeti

67 laadimist Kokku alla laetud

1 arvamus Teiste kasutajate poolt lisatud kommentaarid

bjustlikeme Õppematerjali autor

Referaat

tähti iseloomustavad suurused hertzsprung?russelli diagramm hiiud punased hiiud sinised hiiud ülihiiud punased ülihiiud sinised ülihiiud hüperhiiud kääbused punased kääbused valged kääbused mustad kääbused supernoovad neutrontähed

Sarnased õppematerjalid

odt

Tähed - referaat

Omadus ise valgust kiirata- olla valgusallikas, eristabki tähti teistest taevakehadest - planeetidest, kuudest, asteroididest, komeetidest ja teistest. Üks meile tuntuim täht on kindlasti meie Päikesesüsteemi "süda"- Päike. Meile paistab ta teistest tähtedest oluliselt suurem, kuid tegelikult on ta samasugune täht nagu kõik teised. Tähed kiirgavad valgust tänu kõrgele temperatuurile. See on mitmeid miljoneid kraade Kelvini järgi. Tähed toodavad energiat tuumareaktsioonide abil. Tähti jaotatakse klassidesse värvuse ja suuruse järgi. Punased tähed on kõige jahedamad, kollased on neist soojemad, sinakasvalged aga kõige kuumemad. Päike on kollane täht. Selgel ööl on ka silmaga näha, et mõni heledatest tähtedest on oranzikas.

Füüsika

doc

Tähed ja nende erinevad liigid

..................................................................................................................... 7 Kokkuvõte............................................................................................................................ 12 Kasutatud materjalide loetelu...............................................................................................13 3 SISSEJUHATUS Uurimustöö teemaks on Tähed ja nende erinevad liigid. See on minu jaoks huvitav teema, sest ma ei tea sellest valdkonnast eriti midagi ei ole ka seda kunagi varem uurinud. Referaadis püüan leida vastust küsimustele kuidas tähed tekivad, kuidas toimub nende elukäik ja mis neid üksteisest eristab. Minu eesmärk on leida tähtede erinevaid liike ja neid kirjeldada. Eesmärgi saavutamiseks uurin vastavat kirjandust, analüüsin seda ja püüan teha sellest järeldused

Füüsika

docx

Tähtede sünd, elu, surm

Seda tuumareaktsiooni nimetatakse prooton-prooton tsükliks. Tähed vilguvad, sest me näeme neid läbi Maa atmosfääri, mis on pidevas liikumises. Tähe mõõtmed ja heledus sõltuvad selle massist sellest, kui palju ainet täht sisaldab. Päike on keskmise suurusega täht. Ühegi tähe mass ei ole Päikese massist üle 100 korra suurem ega väiksem kui 6-7 protsenti sellest. Tähe mõõtmed teevad astronoomid kindlaks tähe heleduse ja temperatuuri järgi. Kõige jahedamad tähed, näiteks Arktuurus ja Antaares, on kõige punasemad. Kuumemad tähed on kollased ja valged, näiteks Riigel ja Zeta Puppis, on sinakasvalged. Zeta Puppis on sinine ülihiid, mille pinnatemperatuur on 40 000 kraadi. Riigelil on see 10 000 kraadi. Tähtede sünd Tähed tekivad iseenda raskusjõu mõjul kokkutõmbuvast gaasipilvest. Tähtede esialgne gaasiline koostis on peaaegu ühesugune - neis on 70% vesinikku, 29% heeliumi ja 1% kosmilist tolmu (metallid ja teised raskemad elemendid).

Astronoomia

docx

Tähe elu lugu ja HR-diagramm

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. ( Oll, 2005) Tähed veedavad peajadal umbes 90% oma elueast. Seal viibimise ajal saab täht oma energiat vesiniku tuumasünteesist heeliumiks, mis toimub tema südamikus. Selliseid tähti nimetataksegi peajada tähtedeks

Füüsika

docx

28-leheline referaat: Tähed ja nende teke

......................................................................................................................................... 3 SISSEJUHATUS............................................................................................................................................................. 3 ........................................................................................................................................................................................ 3 1 Tähed ja nende teke......................................................................................................................................................4 2 Tähe evolutsioon..........................................................................................................................................................5 2.1 Peajada..................................................................................................................................................

Astronoomia

doc

Tähtede vanuriiga

...........16 2 Sissejuhatus Täht on astronoomias ise 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. Et tähed on meist väga kaugel, paistavad nad öötaevas säravate täpikestena, mis reeglina jäävad punktideks ka kõige suurema suurenduse korral. Maa atmosfääri mõju tõttu vilguvad. Erandiks on Päike, mis on ainsana Maale piisavalt lähedal, et paista meile kettana ning anda olulisel määral valgust (päikesevalgust). Tavakeeles Päikest enamasti täheks ei nimetata, see-eest aga nimetatakse Päikesesüsteemi planeete ja isegi meteoore mõnikord tähtedeks (eriti vanapärases keeles)

Füüsika

doc

Tähed

Torma põhikool Referaat TÄHED Juhendaja: Koostaja: Torma 2010 Mis on tähed ? Et taevakeha oleks täht, selleks peab tema mass olema vähemalt kümnendik Päikese massist. Tähed on helenduvad valgust kiirgavad gaasilised taevakehad. Omadus ise valgust kiirgata - olla valgusallikas, eristabki tähti teistest taevakehadest - planeetidest, kuudest, asteroididest, komeetidest ja teistest. Tähe kiirgusenergia pärineb tema sisemuses aset leidvast tuumasünteesist. Tähed toodavad oma valguse ise. Tähe keskosas töötab võimas

Füüsika

ppt

Tähed ja plaaneedid

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

Füüsika

Rohkem sarnaseid