Tähtede põhikarakteristikud ja evolutsioon (0)

Tallinna Gümnaasium

Tähtede põhikarakteristikud ja evolutsioon

Füüsika

Tallinn 2008

Sissejuhatuseks

Veel kümmekond aastat tagsi pidasime tähti levinuimaks taevakehadeks Universumis. Nüüd teame, et nende kuum gaas , 95% kõigest nähtavast, moodustab vähem kui kümnendiku olemasolevast. Nähtamatu massi rolli Universumis me veel täielikult ei mõista, kuid tähtede osa on unikaalne - iga aatom , millest me koosneme, on pärist tähtedest.

Tähtede põhikarakteristikud

Karakteriistikute all mõistetakse tähtede põhiomadusi nagu mass, ajaühikus kiiratav koguenergia (absoluutne heledus L), raadius ja pinnakihi teperatuur. Temperatuur määrab tähe värvuse ja spektri:
2000 – 4000 K - punakas täht
6000 – 7000 K - kollakas täht
10000 – 12000 K - valge või sinakas täht.
Tähtede värvuse iseloomustamiseks kasutatakse värvuseindeksit, mis võrdub fotograafilise ja visuaalse tähesuuruse vahega- tavaline fotoplaat on tundlik sinise, inmsilm kollase ja rohelise kiirguse suhtes, siis ei ole fotograafilised ja visuaalsed tähesuurused võrdsed. Värvusindeksi igale väärtusle vastab teatav kindel spektritüüp.
Pinnakihi temperatuuri pidevale muutumisele vastavat tähespektrite jada tähistatakse sümbolitega O, B, A, F, G, K ja M – temperatuuri alanemise suunas. Igaüks neist sümbolitest vasrab ühele spektriklassile.
Tähtede absoluutse heleduse L ühikuna kasutatakse sageli Päikese absoluutset heledust (4x1033 erg/s). Tohutu enamiku tähtedest moodustavad kääbused, mille absoluutne heledus on Päikese omast kuni tuhandeid kordi väiksem, kuid leidub ka tähti millel see on sadu kordi suurem. Absoluutset heledust iseloomustab absoluutne tähesuurus, mis oleneb tähe kaugusest, värvusest ja absoluutsest heledusest.
Oluline karakteristik on tähe mass. Leidub väga vähe tähti, mille mass on Päikese omast 10 suurem või väiksem. Päikese mass on 2x 10 33 grammi.
Samuti on tähtis tähe raadius, mis muutuvad väga laiades piirides. Leidub tähti, mis suuruselt ei ületa Maad- valged kääbused ja leidub ka tphutu suuri tähti, milles mahuks vabalt Marsi orbiit . Selliseid tähit nimetatakse mullideks, sest tähtede masside suhteliselt väikesest erinevusest järeldub, et väga suure raadiuse korral peab tähe keskmine tihedus olema kaduvväike.
Keemilise koostise poolest kujutavad tähed endast tvaliselt vesiniku- ja heeliumiplasmat- ioniseeritud faas, mille igas ruumalaelemendis sisaldub võrdne hulk elektrone ja positiivseid ioone.Teisi elemente leidub neis tühiste lisanditena. Tähe väliskihi ligikaudne keemiline koostis: 10000 vesinikuaatomi kohta 1000 heeliumiaatomit, 5 hapnikuaatomit, 2 lämmastikuaatomit, 1 süsinikuaatom ja 0,3 raua-aatomit. Ülejäänud elementide sisaldus on veelgi väiksem.
Tähtede evolutsioon
Käesoleval ajal kustub ( sureb ) meie Galaktikas paar tähte aatas. Kuid esialgu ei tähenda see Galaktika järkjärgulist kustumist Linnutee tähesüsteemis ja sellega sanastes lähemates galaktikates valitseb sündivate ja surevate tähtede vahel ligikaudu tasakaal. Galaktika on võrreldav inimkonnaga, kus inimesed sünnivad, arenevad (erineva kiirusega), surevad ( erinevas eas) ja asenduvad uutega. Kuid peale nullise iibe on Glaktikal inimkonnaga võrreldes veel üks oluline erinevus: Galaktika vanimad tähed on ühevanused Galaktika endaga.
Nüüdisaja astronoomia käsutuses on suur hulk argument, mis toetavad väidet,et tähed on tekkinud tähtedevaheliste gaasi- ja tolmupilvede kondenseerumisel. Tähtede moodusttumine sellest keskkonnast jätkub ka praegu. Selle asjaolu kindlakstegemine on üks astronoomia suuremaid saavutusi. Astronoomiliste vaatluste ning tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria arengu käigus on selgeks saanud, et paljud tähed, mida me taevas näeme, on suhteliselt noored ja mõned neist on tekkinud ajal, mil Maal elas juba inimene. Otseseks tõendiks tähtede tekkimisest praegusajal on suure massiga tähtede olemasolu.
Raadioastronoomiliste vaatlusandmete kohaselt on tähtedevaheline gaas koondunud peamiselt galakitikate spiraalharudesse, mille tihedus on suurim spiraalharude sisekülgedel- nii ka meie Galaktikas. Lisaks näitavad optilise astronoomia teel saadud tulemused, et nendes spiraaliosades paiknevad ioniseeritud tähtedevahelise gaasi pilved , mille saab põhjustada ainult ultravioletkiirgus, mis on omane kuumadele massivsetele ja noortele tähtedele.
Päikese vanus ületab 3 miljardit aastat, mis järledub Maa vanuse hinnangutest. Kust aga on pärit tohutu energia Päikese kiirguse säilitamiseks kogu selle pika aja vältel?
Tuumafüüsika edusammud võimaldasid järeldada, et tähed saavad energiat termotuumareaktsioonidest , mis toimuvad nende sisemuses, kümne miljoni kraadini ulatuval temperatuuril. Prootonid muunduvad heeliumituumadeks, vabanev energia imbub pikkamööda läbi tähtede sisemuse ja kiirgub transformeeruna maailmaruumi.
Tänapäeval saame anda tähe evolutsioonist järgneva ettekujutuse. Tetud põhjusel hakkab tähtedevaheline gaasi- ja tolmupilv kondenseeruma. Üsna kiiresti (astronoomilisese mastaabis) moodustub sellest pilvest gravitatsioonijõu mõjul suhteliselt tihe läbipaistmatu kera. Tekkinud kera ei saa veel täheks nimetada, kuna tema keskosa temperatuurist ei piisa termotuumareaktsioonide kulgemiseks. Gaasirõhk keras ei ole veel suuteline kera osade vastastikust külgetõmmet kompenseerima ja kokkutõmbumine jätkub.
Tavaliselt ei teki korraga üks prototäht, vaid nende suurema- või väiksemaarvuline rühm. Hiljem kujunevad nendest rühmadest astronoomidele hästi tuttavad täheassotsiatsioonid ja – parved . Väga tõenaäoline, et sellel kõige varajasemal evolutsioonietapil moodustuvad tähe ümber suhteliselt väikese massiga ainetombud, millest hiljem tekivad planeedid .
Prototähe kokkutõmbumisega kaasneb temperatuuri tõus ja suur osa vabanevast potnesiaalsest energiast kiirgub ümbritsevasse ruumi. Kiirgus pindalaühiku kohta on võrdeline temperatuuri neljanda astmega (Stefani-Boltzmanni seadus) ja tähe pinnakihi temperatuur on suhteliselt madal, samal ajal kui tema heledus on peaaegu samasugune nagu võrdmassilise tavalise tähe heledus.
Hiljem jätkub prototähe kokkutõmbumine: tmea mõõtmed vähenevad ja pinnatemperatuur tõuseb. Sel perioodil on tema sisemuse temperatuur piisva termotuumareaktsioonide algamiseks. Gaasi rõhk tulevases tähes tasakaalustab gravitatsioonijõu ja tähe kokkutõmbumine lakkab. Prototaähest saab täht.
Kui prototähe mass on Päikese massist suurem kulub selle kõige varajasema evolutsioonistaafiumi läbimiseks ainutl mõni miljon aastat, kui väiksem siis mõnisada miljonit aastat. Sellepärast ongi seda tähtede arenemise faasi raske vaadelda.
Normaalsed tähed, mis on sarnased meie Päikesega, saavad oma energia vesiniku tuumapõlemisest heeliumiks . Mõne aja pärast aga lõpeb vesinik tähe sisemuses (Päiksesel kulub selleks veel miljardeid aastaid) ja täht muutub punaseks hhiuks, milles energiat ammutatakse juba heelimuiga toimuvatest tuumareaktsioonidest. Kui Päike jõuab sellisesse staadiumi, siis on t a nii suur, et ulatub Maani .
Tähe sisemuses moodustub sel juhul kokkusurumatu süsinikust ja hapnikust tuum. Oma aktiivse arengu lõpus, kui peaaegu kogu heelium on ära kulutatud, paiksb punane hiidtäht oma välimised kihid eemale ning paljastab väga tiheda ja kuuma tuuma. Väljapaisatud ainest aga moodustub tuuma ümbritsev planetaarudu, mis mõnekümne tuhande aastaga hajub.
Tuum, millel pole energiaallikaid, hakkab jahtuma valgeks kääbuseks. Vähene säilinud vesinik ümber tuuma jätkab veel põlemist heeliumiks, ja küllaldase heeliumi kogunemisel võib ka see veel korraks süttida. Selle tulemusena paisutatakse allesjäänus tuuma ümbritsev aine hiidtähe mõõtmetni- toimub punase hiiu taassünd.See aine aga hajutatakse kiiresti ja nii ongi niisugune tähe elustaadium äärmiselt lühike, võrreldes tähe kogu eaga . See tõttu on ka nähtuse vaatlemine väga haruldane sündmus.
Punase hiiu taassündi põhjustav heeliumi põlemissähvatus võib toimuda erineval ajal sõltuval planetaarudu väljapaiskamisest jäerele jäänud vesiniku hulgast. Kui see toimub kiirest pärast planetaarudu sündi, on tekkinud punane hiidtäht vesinikurikka atmosfääriga ja kogu nähtus ketsb paarsada aastat.

Kasutatud kirjandus

R. Veskimäe; Universum ; Tallinn, 1997
J. Šklovski; Universum, elu, mõistus; Tallinn, 1981
J. Jaaniste; Füüsika XII klassile: Kosmoloogia; Tallinn, 1999