Leidsid 33 sarnast õppematerjali, mis on seotud failiga "Tähed". Need materjalid aitavad sul teemat sügavamalt mõista.
hertzsprung, russell, russelli, udukogu, hiiud, supernoova, vesinik, heelium, plasma, diagrammi, henry, udukogud, andromeeda, galaktika, pruunid, proxima, centauri, siirius, antares, canis, wolf, crab, nebula, kaksiktähedTekkiva tähe ehk prototähe kokkutõmbumisel suureneb selle pöörlemiskiirus ja tihedus ning tõuseb temperatuur. Algul kiirgab ta ainult soojust, kuid kui tema pinna temperatuur on tõusnud 2000 kraadini, hakkab ta kiirgama ka valgust. Selleks ajaks on saanud temast Päikese sarnane kollane kääbustäht. Päikese tekkimine võttis aega 50 miljonit aastat. Kui tähe südames on temperatuur tõusnud 10 miljoni kraadini, algavad tema keskosas termotuumareaktsioonid. Vesinik muundub heeliumiks ja vabaneb tohutult palju energiat, mis hakkab tähest välja kiirgama. Kui tähe tuumas on vesinik otsa lõppenud ja muutunud heeliumiks, siis tuumareaktsioonid lakkavad ja täht läheb tasakaalust välja. Tähe tuum tõmbub kokku, kuid tema väliskihid paisuvad ja jahtuvad - tähest saab kas punane hiid või punane ülihiid. Punase hiiu heeliumtuum kuumeneb omakorda, kuni algavad termotuuma- reaktsioonid, mis viivad tähe tuumas olevate ainete muutumiseni (heelium-süsinik
Nende, termotuumareaktsioonide arvel kiirgabki täht soojust ja valgust miljardeid aastaid. Tähtede sünd: Tähed sünnivad hiiglaslikes, külmades, tumedates gaasi- ja tolmupilvedes udukogudes. Udukogus tekib palju gaasitompe, mis iseenda raskusjõu mõjul hakkavad kokku tõmbuma ja püüavad haarata endasse võimalikult palju gaasi. Osal neist õnnestub kasvada küllalt suureks, nende keskmes algavad tuumareaktsioonid ja uus täht on sündinud. Orioni udukogu: Orioni udukogu on meile lähim udukogu, milles noored tähed on hästi vaadeldavad. Praeguseks on Orioni udus leitud ka vähemalt 153 alles tekkivat tähte. Tähe elu: Tähtede areng kestab miljardeid aastaid. Milliseks täht kujuneb ja kui pikk on tema elutee, sõltub tähe massist sellest, kui palju gaasi temas on. Suured tähed kulutavad oma kütust kiiresti ja seetõttu on nende eluiga suhteliselt lühike. Väikesed tähed, eeskätt punased kääbused, "põletavad" vesinikku väga
tuumareaktsioonide algamiseks. Tähtede sisemuses hakkavad vesinukutuumad ühinema heeliumituumadeks ja vabastavad seejuures energiat. Kui tuumareaktsioonid on saavutanud täie hoo, siis on tähe elus kätte jõudnud väga kindel ja rahulik ajajärk: temast on saanud nn. põhijada täht. See periood on tähe keskiga, mis kestab miljoneid või miljardeid aastaid. Näiteks meie Päike on praegu stabiilses põhijadaperioodis. Sel ajal muutub vesinik tema sisemuses vähehaaval heeliumiks. Põhijadaperioodi pikkus ja tähe hilisem saatus sõltuvad tähe massist ja keemilisest koostisest, mõnevõrra ka pöörlemiskiirusest (impulsimomendist) ning magnetväljast. Mida suurem on tähe mass, seda kiiremini ta areneb. Kaksiktähe arengut võib suuresti mõjutada ka kaaslastäht. Kui vesinikuvarud hakkavad lõppema, siis tähe ehitus muutub: tema välimine osa paisub ja sisemus tõmbub kokku
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
Tähtede hulka arvatakse ka tuumasünteesi lõpetanud taevakehad (näiteks valged kääbused ja neutrontähed), mis kiirgavad jääksoojuse arvel.(3) Tähed paistavad maa pealt vaadates väikeste punktidena, tegelikult on nad meie lähima tähe päikese sarnased tohutu suured hõõguvad gaasikerad, mis paiknevad maailmaruumi sügavuses.(2) Enamik tähti paikneb ribas, mis algab nõrkadest punastest tähtedest ja ulatub diametraalselt üle kogu diagrammi heledate sinakate tähtedena, seda riba nimetatakse peajadaks ja näiteks päike paikneb enam- vähem peajada keskel. Tähtede läbimõõt kasvab diagrammi vasakust alumisest nurgast parempoolse ülemise nurga suunas. Diagrammi alumises allnurgas paiknevad kõige nõrgemad ja väiksemad kääbustähed. Peajadast kõrgemal paiknevad hiidtähed mida paremal ja kõrgemal, seda suuremad. Diagrammi ülemisest
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
Päike kiirgab kosmosesse tohutult energiat valguse ja soojusena. Väikese osa kogukiirgusest moodustavad nähtamatud röntgenikiirgus ja ultraviolettkiirgus. Päike on ainuke Päikesesüsteemi taevakeha, mis kiirgab ise valgust, teised vaid peegeldavad päikesevalgust. Päikese keskmes on temperatuur 15 miljonit kraadi ja rõhk üle saja miljardi korra suurem õhurõhust maapinnal. Niisugustel tingimustel hakkavad toimuma tuumareaktsioonid, milles vesinik muundub heeliumiks ja vabaneb energia. Tuumaenergia vabaneb vaid Päikese keskosas, umbes kolmandiku ulatuses Päikese raadiusest. Selles piirkonnas levib energia väljaspoole kiirgusena. Tähtkujud Tähtede poolt taevas moodustatud kujundeid nimetakse tähtkujudeks. Maakera pöörleb kogu aeg ning tähtkujud näivad liikuvat üle taevasfääri idast läände. Algul võib pilvitu öötaevas ajada segadusse, kuna seal paistab nii palju tähti. Kui oled juba mõnda
keskmise eluea, t° ja massiga. 4.Mis on granulatsioon? Graanulid on heledad gaasipilved Päikese pinnal, läbimõõduga 300-400 km. See on kuum gaas,mis on tõusnud Päikese seest pinnale. Päikese pind koosnebki graanulitest. 5.Milline on Päikese atmosfäär? Võib jagada kaheks kihiks: 1) kromosfäär, milles temperatuur langeb. Seal tekivad päikeseloited (tugevad gaasipursked) 2) Päikese kroon ebakorrapärase kujuga hõre vesinik, mille läbimõõt on kaks korda suurem, kui Päikese enda läbimõõt ja mida näeb ainult täieliku päikesevarjutuse ajal. 6.Kuidas Päike pöörleb? Pöörlemisperiood ekvaatori lähedal on 25 ööpäeva, pooluste lähedal umbes 10 päeva pikem (35 ööpäeva). Päike pöörleb erinevatel laiuskraadidel erineva kiirusega. 7.Kust saab päike energiat? Päikese tuumas, umbes 10 000 000°C juures toimus kahe deuteeriumi ühinemine heeliumiks, mille juures vabaneb väga palju energiat. 8
keskmise eluea, t° ja massiga. 4.Mis on granulatsioon? Graanulid on heledad gaasipilved Päikese pinnal, läbimõõduga 300-400 km. See on kuum gaas,mis on tõusnud Päikese seest pinnale. Päikese pind koosnebki graanulitest. 5.Milline on Päikese atmosfäär? Võib jagada kaheks kihiks: 1) kromosfäär, milles temperatuur langeb. Seal tekivad päikeseloited (tugevad gaasipursked) 2) Päikese kroon ebakorrapärase kujuga hõre vesinik, mille läbimõõt on kaks korda suurem, kui Päikese enda läbimõõt ja mida näeb ainult täieliku päikesevarjutuse ajal. 6.Kuidas Päike pöörleb? Pöörlemisperiood ekvaatori lähedal on 25 ööpäeva, pooluste lähedal umbes 10 päeva pikem (35 ööpäeva). Päike pöörleb erinevatel laiuskraadidel erineva kiirusega. 7.Kust saab päike energiat? Päikese tuumas, umbes 10 000 000°C juures toimus kahe deuteeriumi ühinemine heeliumiks, mille juures vabaneb väga palju energiat. 8
Päike · hõõguv gaasikera (temp. kõrge) · pinna temperatuur 5800oC, keskel temperatuur ~15milj. oC · põhiline aine vesinik (70%), siis heelium, 12% kõike muud · energiaallikaks termotuumareaktsioonid (tuumas) H>He · Päike on umbes 5 miljardit aastat vana · Värvus kollane täht (2G) · Mass 2*1030 kg . Maast 330 000 korda suurem. Läbimõõt 1,4 miljonit km. (~108 korda suurem Maa läbimõõdust),keskmine tihedus 1,4 g/cm3 · Pöörleb ümber oma telje. Pöörlemisperiood ekvaatoril 25 päeva, poolustel 30 päeva. · Tuumas on termotuumareaktsioonid. Tekib kiirgusvöönd ümber tuuma.
Päike 1. Millised on Päikese mõõtmed Maaga võrreldes? Päikese läbimõõt on 109 korda suurem Maa läbimõõdust ja mass on 330 000 korda suurem Maa massist. Päikese pinnatemperatuur on 5800K ning kaugus Maast 150 miljonit km-it ehk üks astronoomiline ühik (1 a.ü = 150 milj. km). 2. Seletage lauset ,,Päike on tavaline täht". 1) Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest nii nagu kõik tähed maailmaruumis, see tähendab et vesinik muutub heeliumiks. 2) Päikese tekimine ja areng sarnanevad ülejäänud tähtede tekimise ja arenguga. Päike on tekinud ka vesinikupilvest. Päike on oma arenguga jõudnud tasakaaluseisundisse. Päike süttis 4,5 miljardit aastat tagasi ja Päike kuulub kollase spektri klassi. Päike on oma mõõtmetelt kääbus. 3. Miks näib Päikese serv teravana? Päikese serva nimetatakse fotosfääriks, mis on valgust kiirgav pind. Sellepärast paistab Päike teravana, et tekib valgus ja soojus
heledamad tähed, mida inimese ja suuremad silm suudab eristada tähed (kordaja on 5.51) Kõige heledam täht on Siirius (-1.45) TÄHEVÄRVUSKLASSID Tähevärvus sõltub tähe temperatuurist ja jaotatakse spektriklassidesse. I. 3000 K punased tähed M klass ülihiiud II. 4000 K punased K klass ülihiiud III. 6000 K kollased päike! G klass hiiud IV. 8000 K helekollane F klass allhiiud V. 10000 K valged A klass kääbused VI. 20000 K sinakasvalged B klass allkääbused VII. 30000 K O klass valged kääbused Mis on HR-diagramm ja kuidas seda koostada? Diagramm, mis koostatakse selliselt, et horisontaalteljele kantakse spektriklassid või tähetemperatuurid;vertikaalteljele kantakse tähtede heledus võrreldes Päikesega või
heledamad tähed, mida inimese ja suuremad silm suudab eristada tähed (kordaja on 5.51) Kõige heledam täht on Siirius (-1.45) TÄHEVÄRVUSKLASSID Tähevärvus sõltub tähe temperatuurist ja jaotatakse spektriklassidesse. I. 3000 K punased tähed M klass ülihiiud II. 4000 K punased K klass ülihiiud III. 6000 K kollased päike! G klass hiiud IV. 8000 K helekollane F klass allhiiud V. 10000 K valged A klass kääbused VI. 20000 K sinakasvalged B klass allkääbused VII. 30000 K O klass valged kääbused Mis on HR-diagramm ja kuidas seda koostada? Diagramm, mis koostatakse selliselt, et horisontaalteljele kantakse spektriklassid või tähetemperatuurid;vertikaalteljele kantakse tähtede heledus võrreldes Päikesega või
Tuumajõujaamast tähe keskmes vabaneb võimas energia kiirgus tähest väljapoole. Kiirguse rõhk kasvab sedavõrd suureks, et see taltsutab raskusjõu ja peatab tähe kokkutõmbamise. Gaasipilve kokkutõmbamise algusest tähe tekkimiseni kulub suurematel tähtedel umbes 100 000 aastat, kõige väiksematel pool miljardit aastat. Tähtede elukäik Enamuse oma elust veedavad tähed normaalse peajada tähena, mille tuumas põleb vesinik heeliumiks. Tähed toodavad energiat aatomituumades ühinemisreaktsioonides ehk termotuumareaktsioonides. Reaktsiooni käivitab kõrge temperatuur. Nelja prootoni ehk vesiniku aatomi tuuma mass on kokku pisut suurem kui ühe heeliumituuma mass. Kui neli prootonit ühinevad heeliumituumaks, muutub masside erinevus vahetult energiaks. Kui vesinik tuumas lõpeb, jätkub energia tootmine tuumapealses õhukeses kihis, kus vesinikku leidub veel piisavalt
Päike on hõõguv gaasikera, aga suure massi ja gravitatsiooni tõttu veest tihedam: =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 10 4 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
Tuumade liitumine ehk süntees kahe kerge tuuma kokkupõrge ja ühinemine, mille tulemusena tekib raskem, stabiilsem tuum, seejuures vabaneb suur hulk energiat. Tuumade ühinemiseks on vajalik kõrge temperatuur (10 000 000 C) ja ülikõrge rõhk. Seetõttu nimetatakse neid reaktsioone ka termotuumareaktsioonideks. Toimub Päikese ja teiste tähtede tuumades. Näide: H H He 1n energia 0 42 3 1 2 1 +++ 2H 1 - deuteerium (vesiniku isotoop) ehk raske vesinik 3H 1 - triitium (vesiniku isotoop) ehk üliraske vesinik Et deuteeriumi leidub looduses piisavalt, on see suurepärane alternatiiv eeskätt fossiilkütustele ja ka tuumajaamade uraanikütusele. Näiteks leidub ühes liitris vees 33 mg deuteeriumi. Triitiumi on looduses vähem, seda on otstarbekas toota liitiumist viimase tuumade pommitamisel neutronitega. Liitiumi on Maal piisavalt: umbes 20 mg kilogrammi kohta maakoores ja sada korda vähem ookeanivees.
100 astronoomilist ühikut. 1aü- kesmine maakaugus päikesest, kuhu kuulub: 1. 8 planeeti ja 1 planeed. (Merkuur- veenus-maa-mars- jupiter-saturn- uraan- neptuun-pluuto). 2. Kaks asteroidide vööndit- Kuiperi ja Oorti vöönd. 3. Planeetide kaaslased ja asteroidid. Teke lugu: Umbes 5 miljardit aastat tagasi kogunes maailmaruumis suur tolmu ja gaasi pilv, mis oli tekkinud tähtede surmast. Supernova plahvatused, mille koostiseks olid vesinik ja heelium. Tohutu gaasipilv hakkaskokku tõmbuma sumaarse grvitatsiooni tõttu ja muutus tihedamaks. See üõhjustaas pöörlemise teke, temperatuuri tõusu ja rõhu suurenemise. Lõpuks tekkis proto tähe staadium(eeltäht). Sisemuses hakkavad tekkima termotuuma protsessid, sest sisemuses on miljoneid kraade. Vesinik põleb heeliumiks. Lõpuks vallandub kiirguse rõhk väljapoole. Täht saab valmis ja hakkab kiirgama. Sellega kaasnes tohutu lööklaine
Väikese osa kogukiirgusest moodustavad nähtamatud röntgenikiirgus ja ultraviolettkiirgus. Päike on ainuke Päikesesüsteemi taevakeha, mis kiirgab ise valgust, teised vaid peegeldavad päikesevalgust.( Robin Kerrod "Tähetark") Päikese keskmes on temperatuur 15 miljonit kraadi ja rõhk üle saja miljardi korra suurem õhurõhust maapinnal. Niisugustel tingimustel hakkavad toimuma tuumareaktsioonid, milles vesinik muundub heeliumiks ja vabaneb energia. Tuumaenergia vabaneb vaid Päikese keskosas, umbes kolmandiku ulatuses Päikese raadiusest. Selles piirkonnas levib energia väljaspoole kiirgusena.( Heikki Oja "Põhjanael") 3 Tähtede kiirgus Tähe keemilist koostist ja temperatuuri saab määrata, kui uurida tähest väljuvat kiirgust. Taevast tuleb mitut liiki kiirgust. Kõige tuttavam neist on nähtav valgus.
TÄHEVÄRVUSKLASSID Tähevärvus sõltub tähe temperatuurist, jaotatakse spektriklassidesse. I 3000° K (punased tähed) Tähis: M II 4000° K (punased) K-klass III 6000° K (Kollane nt.Päike) G-klass IV 8000° K (Helekollane) F-klass V 10 000° K (valged) VI 20 000° K (sinakasvalged) B-klass VII 30 000° K Heleduse järgi: I-II kõige heledamad tähed e. ÜLIHIIUD III Hiiud IV Allhiiud V Kääbused (Päike) VI Allkääbused VII Valged kääbused väga-väga kuumad ja väikesed 1 Mis on HR-diagramm ja kuidas seda koostada? - diagramm, mis koostatakse selliselt, et horisontaalteljele kantakse spektriklassid või tähetemperatuurid; Vertikaalteljele kantakse tähtede heledused võrreldes Päikesega või absoluudsed tähesuurused (võrreldes päikesega) (alt-ülesse heledus suureneb)
Tähemudel Täht koosneb peaaegu ideaalsest gaasist ja on kerakujuline. Raskusjõud e gravitatsioon tõmbab gaasi kokku. Gaasi rõhk hoiab tähte kokku kukkumast(Raskusjõud tõmbaks muidu tähe kõik keskele). Kuna täht kiirgab valgust, tekib tasakaalustavaks jõuks ka valguse rõhk. Tuumareaktsioonide avastamine seletas ära suure kiirgusvõime. Täht kuumeneb kokkutõmbumise käigus(täht tõmbub kokku kuna kaotab vaikselt energiat, kuna vesinik hakkab otsa saaama ja energiat jääb vähemaks.) Kõigepealt on täht punane, siis muutub valgeks ja jääb stabiilseks kümneks miljardiks aastaks ja asub peajadal. Kui vesiniku hulk tähes langeb veerandini, hakkab heledus kiirelt kasvama. Ühe tähe elulugu Täht tekib gravitatsioonijõu toimel kosmilisest gaasi- ja tolmupilvest. Kosmoses on gaas hõre ja jahtudes see tõmbab vaikselt kokku. Mida tihedam on gaas seda kiiremini jahtub. Hakkavad tekkima gloobulid e väikesed kerakesed.
13. Kuidas liiguvad Marsi kaaslased? Suurem liigub Marsi-Taevas läänest itta, vastupidiselt Päikese liikumisele. Väiksem tiirlemisperiood on vaid pisut pikem Marsi ööpäevast. 14. Mille poolest erineb Jupiter Maa rühma planeetidest? Jupiter on suurem, asub Päikesest kaugemal, liigub aeglasemalt, kaaslasi 4. 15. Kuidas Jupiter pöörleb? Pöörleb kiiresti, telg on orbiidi tasandiga peaaegu risti. 16. Millest koosneb Jupiteri atmosfäär? 86% vesinikust, ülejäänud on heelium, ammoniaak, metaan. 17. Kirjeldage Saturni välisilmet. Saturn on pisut väiksem kui Jupiter, eripäraks on rõnga olemasolu, magnetväli olemas, lapik. 18. Kirjeldage Saturni rõngast. Hele rõngas koosneb kolmest osast, A ja B rõnga vahel on Cassini pilu, rõngas pole radiaalselt ühtlane. 19. Kirjeldage Uraani pöörlemist. Pööremistelg asub peaaegu orbiidi tasandis, pöörleb Päikese tiirlemisega peaaegu risti, pöörleb oma tiirlemissuunale vastassuunas 20
- galaktikad moodustavad omakorda galaktikaparvi 11. Mis on tähtkuju ja kui palju neid on ? - meie Galaktika lähim naaber asub Andromeeda tähtkujus ja on meist kahe 12. Kuidas liiguvad tähed Maalt vaadatuna ühe ööpäeva jooksul ? miljoni valgusaasta kaugusel (nn. Andromeeda udukogu ) 13. Kuidas muutub Päikese asend teiste tähtede suhtes ja miks ? - see on suur spiraalne galaktika, mis sisaldab umbes 200 miljr. tähte 14. Mis on ekliptika ? - lähimate galaktikate kaugust saab määrata tsefeiidide järgi, kõige rohkem
Selleks ajaks on saanud temast Päikese sarnane kollane kääbustäht. Päikese tekkimine võttis aega 50 miljonit aastat. Prototäht-tekkiv täht · Supernoova-arengu lõppjärku jõudnud täht Valge kääbus (ka: valge kääbustäht) on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure tihedusega surnud täht, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni mustaks kääbuseks. Kui tähe tuumas on vesinik otsa lõppenud ja muutunud heeliumiks, siis tuumareaktsioonid lakkavad ja täht läheb tasakaalust välja. Tähe tuum tõmbub kokku, kuid tema väliskihid paisuvad ja jahtuvad - tähest saab kas punane hiid või punane ülihiid. Punase hiiu heeliumtuum kuumeneb omakorda, kuni algavad termotuumareaktsioonid, mis viivad tähe tuumas olevate ainete muutumiseni (heelium-süsinik -hapnik-neoon-magneesium-räni-väävel-raud). Punase hiiu väliskiht
.....................................................................................................13 Uduks ja kääbuseks muutumine...............................................................................................14 Lisa............................................................................................................................................15 Röntgen- ja gammaastronoomia. Gammasähvatused...........................................................15 Supernoova............................................................................................................................15 Kasutatud kirjandus..................................................................................................................16 Sissejuhatus Tänapäeval uurivad astronoomid universumit selle kogu ulatuses, maapinnast maailmaruumi ääreni. Suurim uurimisobjekt on universum ise. Universumis omakorda on suurimateks
23. Millal muutub täht punaseks hiiuks? Kirjeldage seda tähte. Vesiniku lõppemisel tuumas täht paisub, muutudes punaseks hiiuks. 24. Kuidas lõpeb tähe areng? Pärast kütuse lõppemist tõmbuvad tähed tasapisi kokku, muutudes lõpuks valgeteks kääbusteks (tihedus suur, Maa mõõdud umbes). Selline täht kiirgab vähe, võib elada veel mlrd aastaid. Suuremad tähed aga võivad üldse plahvatada. Parimal juhul viib plahvatus ära väliskihid, halvemal juhul kohu täht =noova, supernoova. Kui plahvatusi ei toimuks, jääksid kõik rasked elemendid tähtede sisse ja meil poleks millestki valmistada ei „jääd“ ega „kive“, elusorganismidest rääkimata. Kompaktseteks objektideks (valged kääbused, neutrontähed, mustad augud) muutunud aine on „mängust väljas“. 25. Millisesse masside vahemikku kuuluvad „normaalsed“ peajada tähed? Kui mass on üle 100 Päikese massi, siis tähte ei teki. Samuti, kui mass on alla 1/10 Päikese massist, siis ka ei teki
assotsiatsioonidena. Külmad tumedad molekulaarpilved, mida leidub paljudes Galaktika piirkondades võivad püsida sadu või miljoneid aastaid suhteliselt rahulikult. Siis aga häirib miski nende tasakaalu ja kutsub esile sündmuste ahela, mis lõppkokkuvõttes sunnib neid sünnitama uute tähtede põlvkonda. Mis aga selle saatusliku häirituse esile kutsub on astronoomide jaoks siiani mõistatuseks. See võib-olla läheduses oleva supernoova plahvatuse tekitanud lööklaine, kokkupõrge mõne teise suure molekulaarpilvega või Galaktikas leviv tihendus- laine, kuid lõpptulemusena hakkab pilv kokku tõmbuma. Kokkutõmbuva klimbi keskmes (tuumas) suureneb aine tihedus kiiresti. Tuum on prototäht e. tulevase tähe embrüo. Mida tihedamaks muutub prototäht, seda tugevamaks muutub tema gravitatsioon ja seda rohkem tõmbab ta külge ümbritsevat ainet. Gravitatsiooniline tõmme sunnib ainet üha
Näiteks räägin natuke pikemalt kollastest hüperhiidudest. Kollane hüperhiid on massiivne täht suurendatud atmosfääriga, algse massiga ligikaudu 20-50 päikese massi, aga on kaotanud juba 4 umbes pool sellest massist. Tuntud kollased hüperhiiud on näiteks V766 Centauri ja Rho Cassiopeiae . Teisi tüüpe loendan alateemas Täheliikide iseloomustus. 2 Tähe evolutsioon Täheteke algab udukogu pilves tekkinud ebastabiilsusest gravitatsioonis, mille põhjused võivad olla näiteks tähe surma (supernoovade) lööklained või galaktika ühinemisprotsessid. Kui ala tihedus on saavutanud kriitilise summa ja pilve siserõhk ei ole suutlik enam tasakaalustama gravitatsioonijõude, algabki kokkutõmbumine. Tiheduse suurenedes muutub gravitatsiooniline energia soojuseks ja pilve temperatuur hakkab tõusma. Jõudes tasakaalulisse olekusse, tekib pilve
23. Millal muutub täht punaseks hiiuks? Kirjeldage seda tähte. Vesiniku lõppemisel tuumas täht paisub, muutudes punaseks hiiuks. 24. Kuidas lõpeb tähe areng? Pärast kütuse lõppemist tõmbuvad tähed tasapisi kokku, muutudes lõpuks valgeteks kääbusteks (tihedus suur, Maa mõõdus). Selline täht kiirgab vähe, võib elada veel mlrd aastaid. Suuremad tähed aga võivad üldse plahvatada. Parimal juhul viib plahvatus ära väliskihid, halvemal juhul kohu täht =noova, supernoova. Kui plahvatusi ei toimuks, jääksid kõik rasked elemendid tähtede sisse ja meil poleks millestki valmistada ei ,,jääd" ega ,,kive", elusorganismidest rääkimata. Kompaktseteks objektideks (valged kääbused, neutrontähed, mustad augud) muutunud aine on ,,mängust väljas". 25. Millisesse masside vahemikku kuuluvad ,,normaalsed" peajada tähed? Kui mass on üle 100 Päikese massi, siis tähte ei teki. Samuti, kui mass on alla 1/10 Päikese massist, siis ka ei teki (pruun kääbus tekib)
kõigis suundades ühesugune ning on täidetud Päikesele sarnanevate tähtedega, mille ümber tiirlevad samuti planeedid.“ Kahjuks sai Giordano Bruno süüdistuse ketserluses ja lõpetas oma elu tuleriidal. 18. sajandil avastas William Herschel, et tähed on koondunud süsteemi – Galaktikasse (Linnutee, Milky Way), millest väljapool neid ei esine. Peagi avastati ka teisi galaktikaid (Suur- ja Väike Magalhaes’i pilv, Andromeda Udukogu jpt), mis paistsid asuvat kõikvõimalikes suundades ühtlaselt. Siis tõestati, et galaktikad moodustavad omakorda suuremaid süsteeme: galaktikaparvi ja superparvi, millest väljaspool galaktikaid ei esine. Analüüsinud teadaolevate galaktikasüsteemide jaotumist Universumis, näitas Tartu Ülikooli astrofüüsikute töörühm Jaan Einasto juhtimisel 1990-de keskel, et need süsteemid moodustavad mesilaskärge meenutava struktuuri
Uraan - jrk. 92, a.m. 238 (92 prootonit ja 146 neutronit) Isotoop U(jrk.nr. 92 üleval, a.m.235 all) ( 92 prootonit ja 143 neutronit) see istoop on põhielement tuumapommis ning tuumareaktoris. Teda on u 1/140dik osa looduslikust uraanist. Üldiselt on isotoope alati tunduvalt vähem, kui põhiainet, nad on sageli radioaktiivsed ning seetõttu ongi neid vähe, et nad ka lagunevad. Sageli isotoobid leiavad füüsikas rohkem rakendust, kui põhiaine. Nt: Uraan-235- tuumakütusena, vesinik H-3- raskevee moodustamiseks, Cobalti(Co) isotoop vähiraviks, süsiniku isotoop C- orgaaniliste kehade vanuse määramiseks. Nihkereeglid Osutub, et radioaktiivsete ainete iseeneselik lagunemine toimub kindlate reeglite järgi. Alfa lagunemine: Seljuhul tuuma laeng väheneb kahe võrra ja aatommass nelja võrra ehk ta liigub Mendelejevi tabelis kahe koha võrra ettepoole. X (z üleval, M all) (nool)- Y(Z-2 üleval, M- 4 all) plus He(2 üleval, 4 all). Z- jrk. nr, M- aatommass
B üksteisest kaugusel 1; kolmas keha C kahest esimesest kaugusel umbes 10; neljas keha D kaugusel 100 või rohkem kolme esimese keha raskuspunktist jne. Iga neist kehist võib ise olla veel üks kaksiksüsteem, näiteks C võib omada kaaslase kaugusel 1 või vähem, D - kaugusel 10 või vähem, A ja B - kaugusel 0.1 või vähem. Niisuguse ehitusega ongi kõik seni uuritud mitmik-tähed, nagu seda tõi esile Russell, andes ka vastava seletuse. Kahtlemata on omal ajal tekkinud palju ebapüsivaid süsteeme, ja neid võib praegugi tekkida, kuid sisemiste häirete mõjul muutuvad nad püsivaiks (ülalkirjeldatud ehitusele vastavalt) kas ümberpaigutuse teel või mõnede liikmete lahkumise tõttu või nende liitmise tõttu (kokkupõrke tagajärjel). Samal põhjusel peavad kaksik- või mitmiktähtede planeetkonnad olema üksteisest eraldatud; planeete, mis
Sellisel temperatuuril on paljude elementide aatomid ioniseeritud olekus. Sügavamal tõuseb temperatuur 15 miljoni Kelvinini ja sellepärast on Päikesel aine plasmana. Päike ei kiirga mitte ainult valgust ja soojust, vaid ka ultravioletset, röntgeni-, raadio- ja korpuskulaarkiirgust. Päikene kiirgab energiat koguvõimsusega 3,9*1026 W. Maale langeb üks kahe miljardik kogu Päikese kiirgusest. Päikese energia allikaks on termotuumareaktsioonid, kus vesinikust tekib heelium. Reaktsioonid toimuvad tuumas, kust kandub energia väljapoole kvantide järjestikuse neeldumiste ja kiirgamiste tulemusel. Nähtava pinna all asub konvektsioonivöönd, kus toimub energia ülekanne aine segunemise teel. Termotuumareaktsioonidel tekib peale kiirguste veel palju neutriinosid, mis on ülisuure läbitungimisvõimega. Päikese atmosfääri alumist nähtavat kihti (200-300 km) nimetatakse fotosfääriks. Selle pind on granulaarne
Titania, Oberon ja Miranda. Neptuun läbimõõt 49 500km, kaugus Päikesest 4,5 miljardit km, tiirlemisperiood 164 aastat 10 kuud.Palja silmaga teda ei näe ja teleskoobis vaadeldes paistab pisikese sinaka ringina.Neptuunil avastatud mitu tumedat laiku, suurimal nimeks Suur Tume Laik arvatakse, et tegu oli keeristormiga.Hiljem on see laik kadunud,Sinaka värvuse annab talle, tema atmosfääris sisalduv gaas metaan ja peamised koostisosad on vesinik, heelium, vesi.Pema paksude pilvedega kaetud atmosfääri all arvatakse olevat planeedi tuum sulanud kivimid, vesi, vedel ammoniaak ja metaan.Neptuunil on 8 kuud ja neist suuremad on: Triton ja Nereid.Enamus Neptuuni pinnast on hele ja tasane.Neptuunil väga hõre atmosfäär. Pluuto läbimõõt 2284km, kaugus päikeset 5,9 miljardit km, tiirlemisperiood 247 aastat 8 kuud.Pluuto tiirleb ümebr Päikese ligikaudu samas tasandis kus teisedki planeedid, kuid tema orbiit on tavatult piklik
annaabi.ee 
