Tähed - referaat (2)

Sisukord

Sissejuhatus..............................................................................3
Tähed........................................................................................4
Hüperhiid.................................................................................5
Neutrontäht..............................................................................6
Valge kääbus............................................................................7
Päike........................................................................................8
Tähtkujud.................................................................................9
Tähtede surm.........................................................................10
Tähtede kiirgus......................................................................11
Tähtede värvus ja heledus.....................................................12
Kaksiktähed...........................................................................14
Kokkuvõte.............................................................................15
Kasutatud materjal ...............................................................16
Sissejuhatus
Tähed on helenduvad valgust kiirgavad gaasilised taevakehad . 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 oranžikas.
Tähtkuju on kindlate koordinaatidega määratud hulknurk taevaskeral, mille sisse jäävad vastava tähtkuju tähed, täheparved, galaktikad jm objektid väljaspool Päikesesüsteemi. Tähtkujud on oma nimed saanud nendes asuvate heledamatest tähtedest traditsiooniliselt moodustatud kujundite järgi.
Vananedes tähe värvus ja suurus muutuvad. Lõpuks nad surevad. Täht kiirgab (elab) vaid niikaua , kuni tal jätkub kütust tuumareaktsioonideks. Meie Päikegi kustub, kuid enne möödub tema elu teine 5 miljardit aastat.
Gaasipilvedes, kus tähed tekivad, moodustuvad enamasti 2 tähte ja tekib kaksiktäht, milles mõlemad tähed tiirlevad teineteise ümber.
Hüperhiidudeks nimetatakse kõige suurema absoluutse heledusega tähti, mida tähistatakse harilikult heledusklassiga 0. Hüperhiiud tekivad väga harva, kui nende tekkeks on olemas väga suur kogus küllalt tihedat gaasi või sulab tähetekkepiirkonnas kokku mitmeid väga massiivseid just sündinud tähtiNeutrontäht on surnud ja kokkukukkunud täht, mis koosneb peamiselt neutronitest .
Neutrontähe üks eripärasid on tema äärmiselt suur tihedus, mis vastab aatomituuma ja puhta neutronaine tihedusele , olles suurusjärgus 100-1000 milj. tonni kuupsentimeetri kohta.
Tähed
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).
Tähtede mõõtmed varieeruvad väikestest, paarikümne kilomeetri suurustest neutrontähtedest (mis on tegelikult kustunud tähed) ülihiidudeni, nagu Põhjanael ja Orioni tähtkujus asuv Betelgeuse, mille diameeter on ligi 1000 korda suurem kui Päikesel - umbes 1,6 miljardit kilomeetrit või väga haruldaste hüperhiidudeni, mille absoluutsed heledused on suuremad kui -10. Samas on ülihiidude tihedus Päikese omast palju väiksem. Üks väga massiivseid tähti on Eta Carinae, mille mass on Päikese massist umbes 100...150 korda suurem.
Paljud tähed on gravitatsiooniliselt seotud teiste tähtedega, moodustades kaksiktähti või üldisemalt mitmiktähti. Kaksikute tähtkuju heledaim täht Kastor on kuuiktäht. Kastori süsteemi keskme moodustavad kaks kuumadest tähtedest koosnevat kaksiktähte, kaugemal tiirleb tihe jahedate kääbustähtede paar. Tähed tekivad reeglina gruppidena, mida nimetatakse täheparvedeks.
Tähed ei jaotu universumis ühtlaselt, vaid on tavaliselt grupeerunud galaktikatesse. Tüüpilises galaktikas on sadu miljardeid tähti.
Hüperhiid
Hüperhiidudeks nimetatakse kõige suurema absoluutse heledusega tähti, mida tähistatakse harilikult heledusklassiga 0. 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.
Taoliste tähtede läbimõõt võib küündida 2000 Päikese läbimõõduni ja üle selle. Mass võib aga ulatuda vastavalt 200–500 Päikese massini.
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.
Hüperhiidude pinnatemperatuur sõltub tähe spektriklassist, kõige kuumematel võib see ületada 35 000 K, kõige külmematel võib olla vaid 3500 K. Heledused küünivad kuni 40 miljoni Päikese heleduseni.
Kuna tähe evolutsiooni kiiruse määrab põhiliselt tähe mass, on selliste tähede eluiga väga lühike, vaid 1–3 miljonit aastat. Peale seda lõppevad termotuumareaktsioonid ja toimub eriti suur supernoova plahvatus , mille tulemusena jääb järele must auk.
Hüperhiid Päikese kõrval
Neutrontäht
Neutrontäht on surnud ja kokkukukkunud täht, mis koosneb peamiselt neutronitest.
Neutrontähe üks eripärasid on tema äärmiselt suur tihedus, mis vastab aatomituuma ja puhta neutronaine tihedusele, olles suurusjärgus 100-1000 milj. tonni kuupsentimeetri kohta.
Tüüpilise neutrontähe raadius on vaid 10-15 km, kuid sellest hoolimata mass on võrdne Päikese massiga.
Temperatuur on samuti võrdne Päikese tuumas valitsevaga.
Kuna selle taevakeha pindala on väga väike, kiirgab ta äärmiselt vähe valgust. Seetõttu on neid ka väga raske isegi parimate teleskoopidega avastada .
Kuna neutrontähel on väga suur mass surutud üliväikesesse ruumi, siis on tema gravitatsioon sedavõrd suur, et mõjub isegi valgusele, painutades valguskiiri oma teelt tugevasti kõrvale.
Paokiirus neutrontähe puhul on võrdne umbes poole valguse kiirusega ( ~150 000 km/s ).
Neutrontähed tekivad suure massiga tähtedest. Kui suure massiga täht jõuab tuumkütuse lõppedes oma eluea lõpule lakkavad temas termotuumareaktsioonid. Temperatuuri langedes langevad ka rõhk ja seetõttu hakkab gravitatsioon tähe tuumas järjest enam võimust võtma. Tulemuseks on tähe tuuma kokkukukkumine ja väliskihtide plahvatuslik eemalepaiskumine vabaneva energia arvelt.
Seoses aine määratu tihenemisega täheaine neutroniseerub ja kaovad konkreetsed keemilised elemendid. Tulemuseks on ühtlane neutronite mass.
Neutrontäheks saavad muutuda tähed, mille mass jääb vahemikku 5-15 Päikese massi.
Suuremad tähed muutuvad mustadeks aukudeks ja väiksemad valgeteks kääbusteks.
Mõnikord nimetatakse neutrontähti ka pulsariteks. Seda sellepärast, et nad pöörlevad väga kiiresti ja saadavad oma ülitugeva magnetvälja (Maa magnetväljast ligi triljon korda suurem) tõttu välja korrapäraseid raadioimpulsse.
Impulsi edasikandjateks on vabad elektronid, mis magnetvälja kiirendava toime tõttu neutrontähe pinnalt lahkuvad . Kuna elektronid lahkuvad peamiselt magnetpoolustelt, siis on väljuvad impulsid kosmosesse suunatud kitsa kiirtekimbuna.
Teatud aja jooksul aga pulsarite pöörlemine magnetvälja nõrgenemisega, aga lakkab ja järele jääb tavaline neutrontäht. Viimane aga võib uuesti reaktiveeruda, kui ta millegi arvelt massi juurde saab.
Neutrontähe ehitus
Kõige pealmine kiht koosneb tavalistest aatomituumadest ja samuti elektronidest. Atmosfäär on umbes ühe meetri paksune, sellele järgneb tahke koorik . Tähe gravitatsioonilised jõud piiravad mägede kõrgusi ainult paari sentimeetrini. Sügavamale minnes, esineb aina enam aatomi tuumi, kus on kasvav neutronite arv–sellised tuumad laguneksid Maal kiiresti, kuid neutrontähe surve hoiab neid koos.
Ainult kõige primitiivsemates mudelites koosneb neutrontäht ainult neutronitest. Enam arenenud mudelites sisaldavad neutrontähed neutronite kõrval ka prootonitest, mille elektrilaengut neutraliseerivad elektronid ja müüonid. Juba üsna mitmeid aastaid tagasi on teadlased näidanud, et neutrontähtede sügavas sisemuses valitsevate erakordsete tiheduste ja rõhkude tingimustes võivad seal tekkida ka eksootilised osakesed, näiteks hüperonid.
Valge kääbus
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.
Tüüpilise valge kääbuse mass on 60% Päikese massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad Maa omadest . Suurema osa valgete kääbuste on massid jäävad vahemikku 0,5...0,7 Päikese massi, kuid väike osa valgeid kääbuseid on massiga kuni 1,4 Päikese massi.
Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ning tekib planetaarudu, jääb tähest järgi väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi . Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist. Kõige kuumemad valged kääbused on ka kõige heledamad ja neid on kergem märgata.
Piisavalt kaua jahtudes saab valgest kääbusest külm must kääbus. Arvatakse et neid ei ole Universumi eluea jooksul jõudnud tekkida, jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K.
Valged kääbused on üsna tavalised , moodustades 10% kõigist Galaktika tähtedest, kuid ükski valge kääbus pole palja silmaga nähtav.
Meile lähim valge kääbus on Siirius B, mis asub 8,6 valgusaasta kaugusel ning on ühtlasi ka heledaim valge kääbus, tähesuurusega umbes 8,7. Kõige kergemini vaadeldav valge kääbus on Keid B, olles ka esimene avastatutest
Päike
Üks täht taevas on kõikidest teistest tähtest erinev. Ta paistab päeval, mitte öösel. See täht on päevatäht Päike. Päike on tegelikult samasugune täht, nagu need tuhanded tähed, mida me öötaevas näeme. Päike paistab suurema ja heledamana kui öötähed sellepärast, et ta paikneb meile palju lähemal.
Päike, kaheksa planeeti ja kõik nende kaaslastega pöörlevad ümber oma telje nagu vurrkannid. Maakera teeb ühe täispöörde ööpäeva jooksul, keereldes hämmastava, 1670 kilomeetrise tunnikiirusega.
Päike on kõigist teistest Päikesesüsteemi kehadest erinev tulikuum gaaskera. Päikese pinnakihi temperatuur on u 5500°, tema keskmes tõuseb temperatuur 15 miljoni kraadini. 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 aega tähti vaadelnud, märkad, et mõned neist on heledamad kui teised ja näivad moodustavat kujundeid. Kui sa jälgid mingit taevaosa mitmel ööl järjest umbes ühel ja samal ajal, näed seal ikka samu tähtedest kujundeid. Tähtkujud on meile tähistaeva teenäitajateks.
Juba rohkem kui 2000 aastat tagasi jälgisid astronoomid neidsamu tähtkujusid, mida meie praegu. Nad nägid nendes taevastes kujundites neile muistenditest ja müütidest tuttavaid jumalaid, kangelasi , loomi ja koletisi . Tähtkujud kannavad ladinakeelseid nimetusi. 48 nimetust on pärit antiikajast ja ülejäänud 40 on hiljem välja mõeldud.
Mõned tähtkujud:
SUUR VANKER - moodustavad nelinurkselt asetatud neli tähte vankri rattad. Suur Vanker on meie laiustes näha aastaringselt kogu öö, sest ta asub taevapoolusele- Põhjanaelale küllalt ligidal.
VÄIKE VANKER- tuntud eelkõige temasse kuuluva heleda tähe Põhjanaela tõttu. Väikese vankri teised tähed asuvad Põhjanaelast arvates kaares Suure Vankri poole.
ORION- üks ilusamaid tähtkujusid, meenutab lendavat liblikat või riidepuule riputatud pilut viltuse vööga kleiti . Nimetus tuleneb kreeka mütoloogiast või kujutab kütti Orioni võitlemad teda ründava sõnniga.
Tähtede surm
Tähed ei helenda ühtviisi lõputult. Kui tähesüdame vesinik lõppeb, lõppeb ka energia tootmine, mis ei tähenda aga tingimata tähe aeglast kustumist. Mõne tähe elukäik lõpeb metsikus plahvatusmöllus.
Tähed massiga vähem kui poolteist Päikese massist tõmbuvad lõpuks kokku ja muutuvad valgeks kääbuseks. Alguses on valged kääbused kohutavalt kuumad. Aegamööda nad siiski jahtuvad, nende valgus muutub üha punasemaks, siis pruuniks. Lõpuks saavad neist kääbustähed.
Kõik suure massiga tähed plahvatavad supernoovana. Sel juhul lendab täht plahvatuses tervenisti laiali. Enamasti jääb tähe siseosa aga siiski alles. Üldjuhul toimub supernoova plahvatus tähe tuuma ümbritsevas kihis. Plahvatuse jõud on suunatud nii tähest välja-, kui ka sissepoole. See jõud surub tähe keskosa kokku väga pisikeseks ja ülitihedaks. Kui supernoova plahvatanud ümbris on laiali lennanud, paljastub selle keskel pisike tihe kera, endise tähe tuum, mille olemus sõltub järelejäänud massist. Kui massist jääb vahemikul 1,5-3 Päikese massi, on tegu neutrontähega. Kui plahvatusest jääb järele enam kui 3 Päikese massi, variseb kera iseenda raskuse mõjul kokku mustaks auguks.
Vastsündinud neutrontäht pöörleb tohutu kiirusega. Kiirestipöörlev neutrontäht on vaadeldav pulsarina või röntgenpurskurina. Aja möödudes pöörlemine aeglustub ja neutrontähe vaatlemine muutub üha raskemaks. Kui pöörane neutrontäht rahunenud, on jäänud järele paarikümne kilomeetrise läbimõõduga tihe surnud täht.
Tähtede suremisel tekivad ka udukogud . Kui väike, Päikese-sarnane täht sureb , paiskab ta eemale oma gaasiümbrise, mis moodustab rõngas-ehk planetaarudu. Seda nimetatakse nii sellepärast,et väikeses teleskoobis paistab udu rõngakujuline ja sarnaneb seega planeediga.
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. Üldtuntud on ka röntgeni- ja raadiokiirgus .
Kõik eelnimetatud kujutavad endast elektromagnetilist kiirgust, mida võib kirjeldada kui lainelist liikumist, kus kahe järjestikuse laineharja vahelist kaugust nimetatakse lainepikkuseks.
Loetletud kiirgused erinevad üksteisest vaid lainepikkuse poolest. Röntegikiirguse lainepikkus on palju lühem ning raadiokiirguse lainepikkus palju pikem kui nähtaval valgusel. Kõiki neid kiirgusi tuleb tähistaevast, kuid need on olemas ka Maal. Kõike elusat hävitav gammakiirgus tekib näiteks aatomipommi plahvatamisel. Röntgenikiirgust kasutavad arstid inimese keha läbivalgustamiseks. Ultraviolettkiirgust tuleb näiteks Päikesest. Raadiokiirgust kasutatakse raadio- ja televisiooniülekannetes.
Kõikide tähtede kiirgus jaotub eri lainepikkusteks üldjoontes samamoodi. Tähed ei ole täiesti ideaalsed kiirgusallikad , kuigi nad on ideaalsele lähedased. Tugevas magnetväljas liikuvad elektronid saavad välja nn. sünkrotronkiirgusest ehk pärsskiirgusest. Sedatüüpi kiirgus lähtub plahvatanud tähtede, supernoovade jäänukitest.
Tähtede värvus ja heledus
Tähte kui valgusallikat iseloomustab valgusvõimsus ja valguse spektraalne koostis ehk lihtsalt spekter. Suhteline helendus on valgusvõimsuse suhe Päikese valgusvõimsusesse. Absoluutne helendus, mida kasutavad astronoomid, on tähe näiv helendus, kui täht asuks meist 10 parkesi kaugusel.
Nagu eelpool mainitud , on olemas erinevat värvi tähti. Mõned on valged, teised sinakamad, kollakamad või oranžid- punakad. See, mis värvi täht on, oleneb tema temperatuurist. Sinakatel peaks see olema kõrgem, kollakatel madalam ja punakatel veelgi madalam.
Enamik tähti paikneb ribas, mis algab nõrkadest punastest tähtedest ja ulatub diameetraalselt üle kogu diagrammi heledate sinakate tähtedeni. Seda riba hakati nimetama peajadaks. Päike paikneb enam-vähem selle keskel. Peajadast allpool paiknevad ebatavaliselt väiksed ülitihedad tähed, valged kääbused. Peajada kohale jääb väike rühm heledaid tähti. Neist kõrgemal ja paremal paiknevad veelgi haruldasemad üliheledad punased tähed.
Pinnakihi temperatuuri pidevale muutumisele vastavat tähespektrite jada tähistatakse sümbolitega O, B, A, F, G, K ja M. Tähespekter näitab, missugused keemilised elemendid on tähe atmosfääris, ja iseloomustab neid füüsikalisi protsesse, milles spektrit moodustav valgus tekkis.
Tähtede spektriklassid:
¤ Klass O- sinakad tähed pinnatemperatuuriga üle 30000 ° (nii kõrgetel temperatuuridel pole eriti oluline, kas need on Kelvini või Celsiuse skaala kraadid )
¤ Klass B- sinakasvalged tähed pinnatemperatuuriga 10000- 30000°, meil nähtavatest tähtedest kuuluvad siia Riigel ja Spiika
¤ Klass A- valged tähed pinnatemperatuuriga 7500 - 10000° (Siirius, Veega, Altair)
¤ Klass F- kollakasvalged tähed pinnatemperatuuriga 6000- 7500° (Prooküon)
¤ Klass G- kollased tähed pinnatemperatuuriga 5000- 6000° (Kapella, Päike)
¤ Klass K- oranzid tähed pinnatemperatuuriga 3500- 5000° (Aktuurus, Aldebaran , Polluks)
¤ Klass M- punased tähed pinnatemperatuuriga 3000- 3500° (Betelgeuse, Antaares(www.miksike.ee)
Kaksiktähed
Gaasipilvedes, kus tähed tekivad, moodustuvad enamasti 2 tähte ja tekib kaksiktäht, milles mõlemad tähed tiirlevad teineteise ümber. Üksiktähti, planeetidega tähti ja mitmiktähti tekib harvem.
Suuremjagu tähti, mis silmaga vaadates tunduvad üksikutena, on tegelikult kaksik- või mitmiktähed.
Kaksiktähtede elu erineb üksiktähtede omast. Kui üks tähtedest läbi põleb, saab kaksiku kaaslaseks olev täht endale materjali juurde ja suureneb.
Pildil näed, mis juhtub , kui kaksiktähe moodustavad suur hiidtäht ja Päikese sarnane kollane kääbus.
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.
Mis aga juhtub siis, kui ühest tähest tekkis must auk?
Must auk hakkab endasse imema naabertähe materjali.Punasest hiiust väljavoolav gaas saab musta augu külgetõmbejõu mõjul tohutu kiiruse ja hakkab kiirgama röntgenkiirgust.
Nähes taevas niisuguseid tähti, võib seal lähedal oletada mustaaugu olemasolu.
Kui valge kääbusega ühineb teise valge kääbuse ainet, näeme tohutut valgussähvatust ehk noovat.
Noovad võivad kiirata nähtavat valgust ja röntgenlaineid, sest teise tähega ühinedes toimub termotuumaplahvatus ja vabaneb tugev osakeste vool.
Noovades sünnib palju raskeid elemente, mis ei saa tekkida ühelgi muul moel.
Erinevalt supernoovast jäävad mõlemad tähed pärast plahvatamist alles ja noova võib korduda.
Kokkuvõte
Tähed ja planeedid on oluliselt erinevad. Planeedid on surnud taevakehad, millel puudub oma energiaallikas , vaid peegeldavad oma tähe valgust.
Tähed toodavad oma valguse ise. Tähe keskosas töötab võimas aatomijõujaam, millest vabanev energia kuumutab tähte sedavõrd, et tema pinnalt vabaneb palju valgust, soojust ja ultraviolettkiirgust.
Et taevakeha oleks täht, selleks peab tema mass olema vähemalt kümnentik Päikese massist.
Tavalised tähed. ( peajada )
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 osa vanad. Kuid neis kõigis on piisavalt kütust - vesiniku.
Kõige tähtsam omadus mille poolest peajada tähed üksteisest erinevad on mass. Kõige väiksemate tähtede mass on pisut alla kümnentiku Päikese massist. Väikesed tähed on madala temperatuuriga, punased ja haruldaselt pikaealised, sest nad põletavad oma kütust väga säästlikult. Värvuse-heleduse diagrammil paiknevad nad peajada alumises parempoolses osas.
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.
Kääbused
Erakortselt väikseid tähti nimetatakse kääbusteks. Valgete kääbuste tihedus on palju suurem tavaliste tähtede omast. See on miljoneid kordi suurem vee tihedusest. Täringusuurune tükk valget kääbust võib kaaluda mitmeid tonne .
Väikese mõõdu tõttu ei paista valged kääbused kuigi kaugele.
Neutrontähed
Leidub tähti, mis on isegi valgetest kääbustest tihedamad ja väiksemad. Neis on kogu täheaine tõmbunud kokku vaid paarikümnekilomeetrise läbimõõduni.
Neutrontähe tihedus on valge kääbuse tihedusest veel miljoneid kordi suurem. Neutrontähes on aatomidki lõhutud: elektronid on surutud prootonitesse, mille tagajärjel on viimased muutunud neutroniteks. Täheaine on kui neutronipuder.
Neutrontähtedel on omadusi, mis tavalistel tähtedel puuduvad. Neil on erakortselt tugev magnetväli ja tohu pöörlemiskiirus - nad võivad teha tuhat pööret sekundis.
Neutrontähe magnetväljast väljub koos tähega pöörlev kitsas kiirtekimp nagu majakas. Kui kiirte teele juhtub jääma Maa, näeme lühikest sähvatust. Enamik neutrontähtedest saadab välja raadiolaineid . Niisugust tähte nimetatakse raadiopulsariteks. Kui sähvatus toimub röntgenikiirguses, on tegemist röntgenpulsariga.
Esimene pulsar avastati 1967. aastal tänu õnnelikule juhusele, kui raadioteleskoobiga töötanud inglise üliõpilane Jocelyn Bell märkas vastuvõetud signaalide seas veidraid raadioimpulsse. Peatselt avastati teisigi tukslevaid tähti ja oletus leidis kinnitust, et tegemist on objektiga, mille läbimõõt on vaid 10 - 20 kilomeetrit, kuid mass on Päikese massist suurem.
Pulsari raadiokiirguse tekkimise seletamisel ei ole astronoomid ühel meelel . Alguses arvati, et kiirgus vabaneb tähe magnetpooluselt. Kui pulsari magnetilinetelg on pöörlemistelje suhtes kaldu (rohkem kui Maal), siis magnetpoolus ei paikne tähe poolustel, vaid kusagil tähe küljel ja pöörleb koos tähega. Nüüd on levimas arvamus, et kiirgus vabaneb ümber tähe tiirlevast gaasitombust, omamoodi tihendist, mida hoiab koos tähe magnetväli. Et neutrontähe pöörlemiskiirus on suur, peab gaasitihendi tiirlemiskiirus olema väga lähedane valguse kiirusele.
Kasutatud materjal:

Dorling Kindersley Raamat,”KOSMOS- tähed, planeedid, ja kosmoselaevad”, kirjastus “Varrak”, 1997

Jossif Šklovski,“ Universum , elu, mõistus”, kirjastus “Valgus”, 1981

H. Raudsaar , “Pilk tähistaevale”, kirjastus “Valgus”, 1975

Robin Kerrod, “Tähetark”, kirjastus “Eesti Entsüklopeediakirjastuse AS”, 2005

Heikki Oja, “Põhjanael”, kirjastus “Valgus”, 2001

www.miksike.ee
www.vikipeedia.ee
www.google.com