Tähtede evolutsioon (0)

Tähtede evolutsioon
Mis on tähed?
Tähed on helenduvad valgust kiirgavad gaasilised taevakehad . Tähed erinevad teiste taevakehadest selle poolest, et neil on omadus ise valgust kiirata ehk olla valgusallikas. Meile kõigil tuntuim täht on Päike. Ta tundub teistest tähtedest suurem, sest ta on meile lihtsalt lähedamal.
Prototähe teke.
Tähed tekivad iseenda raskusjõu mõjul kokkutõmbuvast gaasipilvest, mis on vesinikurikas. Esialgne koostis on ~70% vesinikku, ~29% heeliumi ja ~1% kosmilist tolmu. Kosmiline gaas aga on niivõrd hõre, et väga madala temperatuuri korral siserõhk tasakaalustab gravitatsiooni ja kuna külm gaas jahtub aeglaselt, võtab uue tähe tekkimine väga palju aega. Kui gaasipilv lõpuks hakkab kokku tõmbama, tekivad temas gaasivoolud, pilvede põrked ning muud tihendust suurendavad protsessid. Mida tihedam gaas, seda kiirem on jahtumine . Gaasipilve keskosa kuumeneb kokkutõmbumise käigus. Keskosa suurenemisega paisub ka pilv ning lõpuks saabub moment, kus keskelt leviv kuumalaine jõuab gaasipilve pinnale. Seejärele pilv laguneb ning tähe kiirgus paiskub maailmaruumi.
Peajada .
Kui kokkutõmbumine on lakkanud ja siserõhk tasakaalustunud, järgneb stabiilne olek. Päikesesarnased tähed viibivad selles olekus umbes 10 miljardit aastat, mis on ligikaudu 90% tähe elueast. Selles olekus viibimise ajal saab täht oma energia vesiniku tuumasünteesist heeliumiks , mis toimub tema südamikus. Tähtede temperatuur ja heledus suurenevad ajapikku, näiteks on Päikese heledus suurenenud ~40% võrra sellest ajast saadik, kui ta jõudis peajadale. Tähtede eluiga sõltub suuresti tähe algmassist ja absoluutsest heledusest. Suuremad tähed kulutavad oma kütust kiiremini ja seega on nende eluiga lühem. Väiksemad tähed "põletavad" vesinikku aeglasemalt ja nende eluiga ulatub kümnete kuni sadade miljardite aastateni.
Peajada järgne aeg.
Kui täht on oma tuumas leiduva vesiniku ära ammendanud, siis hakkavad tema väliskihid paisuma ja jahtuma. Selle muutuse kutsub esile termotuumareaktsiooni käigus tekkiv heelium, mis on kogunenud tähe keskosasse ja jätkates kokkutõmbumist, moodustab väga tiheda tuuma, mis mõjutab suuresti vesiniku "põlemist". Vesinik kaotab võimaluse reguleerida oma temperatuuri ja seega tema tihedus ja temperatuur on määratud heeliumist tuuma gravitatsiooniväljaga. See omakorda suurendab siserõhku, mis sunnib tähe pealmised kihid paisuma.
Väiksemate tähtede surm.
Kui väga väike täht hakkab paisuma, muutub ta punaseks hiiuks . Selles olekus hakkab täht süteesima energi saamiseks heeliumi süsinikuks ja seda omakorda rauaks. Kuna need elemendid annavad tunduvalt vähem energiat, siis hakkavad väiksed tähed kokku tõmbuma, muutudes lõpuks valgeks kääbuseks. Selline täht kiirgab väga vähe, aga võib oma sisemise energia varul elada veel miljardeid aastaid. Kui lõpuks jahtub ka valge kääbus, jääb sellest järele külm ja väga raske tuum, mida kutsutakse mustaks kääbuseks. Selline lõpp peaks olema ka meie oma tähel, Päikesel.
Suurte tähtede lõpp.
Kuna suured tähed käivad oma kütusega pillavalt ümber, siis lisaks sellele on neil kordades raskem ka stabiliseeruda, kui nad on muutunud punaseks ülihiiuks. On teooria, et Päikesest viiskorda massiivsemad tähed hoopis plahvatavad. Sel juhul viib plahvatus ära tähe väliskihid, aga kui tekkiv energialöök on liiga tugev, võib puruneda kogu täht. Selliseid plahvatusi nimetatakse noovadeks või supernoovadeks. Seejärel vajub täht kokku. Päikesest natuke suurtemate tähtede kokkuvarisemine pidurdub ja tekib neutrontäht ehk pulsar , mis käitub röntgenkiirteallikana. Päikesest kordades suurtemate tähtede korral muutub täht nii tihedaks, et ta muutub oma külgetõmbejõu mõjul mustaks auguks.
Kokkuvõte
Tähed on püsivalt helendavad taevakehad. Tähtede elukäik algab prototähena, mille tekkimine võtab kaua aega. Kui täht lõpuks jõuab stabiilsesse olekusse, siis hakkab ta kiirgama valgust ja võib püsida sellises olekus miljardeid aastaid. Kui tähel hakkab lõpuks kütus otsa saama, siis täht paisub ning muutub punaseks hiiuks. Sellest edasine tähe elu sõltub tema suurusest . Väiksemad tähed tõmbuvad kokku ja muutuvad valgeks kääbuseks. Selles eluetapis võib täht olla väga kaua ning kui lõpuks saab ka sellel energia otsa, muutub ta mustaks kääbuseks. Suuremad tähed muutuvad ülihiidudeks, aga kuna sellised tähed ei ole üldse stabiilsed, siis nad plahvatavad. Plahvatus võib ära viia tähe pealmised kihid, aga võib ka hävitada kogu tähe. Suuremate tähtede elu lõppeb neutrontähe või musta auguna.
Allikad.

• http://opik.obs.ee/osa3/ptk06/tekst.html
  
• http://et.wikipedia.org/wiki/T%C3%A4ht_(astronoomia)
  
• http://www.miksike.ee/docs/elehed/4klass/1kosmos/elutuba/thtedesn.ht m
  
• http://www.miksike.ee/docs/referaadid2006/tahed_terjeleola.ht m
  
• http://www.miksike.ee/docs/elehed/4klass/1kosmos/elutuba/thtede.ht m
  
• http://www.nasa.gov/audience/forstudents/9-12/features/stellar_evol_feat_912.html
  

Pildid.
Kunstniku kujutlus protähe tekkeprotsessist.
Ühe tähe elulugu Päikese näitel.
Hertzsprung-Russeli diagramm (HR-diagramm). Näitab iga tähe asukohta graafikul vastavalt tema spektriklassile ja heledusele.
Tähe saatus sõltub tema enda massist.