Tähtede sünd, elu, surm (0)

Tähed. Tähtede sünd, elu, surm.
Tähed
Tähed on peamiselt vesinikust ja heeliumist koosnevad kehad. Tähtede tuumas toimuvad termotuuma­reaktsioonid, mis sarnanevad vesinikupommis toimuvate reaktsioonidega. Tuumas võib temperatuur küündida 16 miljoni kraadini. Kui üks liivatera oleks nii kuum, siis sellest 150 kilomeetri kaugusel olev inimene hukkuks.
Tähtede aine on erilises kuumas olekus, mida nimetatakse plasmaks. Plasmas ei ole aatomeid, see on lihtsalt elektronide ja prootonite hõõguv segu. Tähe tuumas liituvad vesinikutuumad, moodustades heeliumituumi. 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).
Tekkiva 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 termo­tuuma­reaktsioonid, mis viivad tähe tuumas olevate ainete muutumiseni ( heelium -süsinik -hapnik- neoon -magneesium-räni-väävel-raud). Punase hiiu väliskiht aga jääb gaasiliseks.
See, mis nüüd järgneb, on suurte ja väikeste tähtede korral erinev:

• Väiksemad tähed kaotavad nüüd oma gaasilised kihid ja muutuvad valgeteks kääbusteks.
  
• Suurte tähtede korral aga tõmbub nende raudtuum kokku ja plahvatab omaenda külgetõmbejõu mõjul. Gaasilised väliskihid paiskuvad maailmaruumi supernoovana. Raudtuum aga laguneb mõne sekundi jooksul uuesti heeliumiks, millest seejärel tekivad kõik olemasolevad keemilised elemendid. Lõpuks jääb järele väga tihe neutrontäht, ehk pulsar . Pulsaris olevad neutronid (energiakandjad) tungivad omakorda üksteisesse, aine läheb meile teadmata olekusse ja omandab nii tugeva külgetõmbejõu, et sellest ei pääse läbi isegi valgus. Tekib must auk, mis imeb endasse Universumis olevat materjali ja millest välja ei pääse mitte miski.
  

HR-diagramm ehk Hertzsprungi-Russelli diagramm on graafik, mis kujutab tähtede jaotust nende spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse järgi. Tähed jaotatakse heleduse järgi vertikaalselt ning spektriklassi järgi horisontaalselt , seega heledamad tähed on diagrammi ülaosas ja kuumemad selle vasakus servas . Jahedad tähed on on punased või punakaskollased ja kuumade tähtede helendus on valge või sinine.
Üle diagrammi kulgeb diagonaalne riba, mida nimetatakse peajadaks. Mida valgem ja kuumem on peajada täht, seda heledamalt ta meile paistab. Valged ja sinakasvalged tähed on tavaliselt nooremad ja suuremad. Mida punasem ja jahedam on täht, seda tuhmimalt ta meile paistab. Jahedad ja tumedad tähed on enamasti väiksemad ja vanemad. HR-diagramm näitab, kui hele mingit värvi täht peab olema. Kui mingi täht ei paista meile nii hele, kui ta HR-diagrammi järgi peaks olema, tähendab see, et ta peab asuma kaugemal. Diagrammi koostasid Ejnar Hertzsprung ja Henry Russell .
Udukogud
Udukogudeks nimetati kõiki ähmaseid valguslaike tähistaevas. Nüüdseks on teada, et mõned neist on tegelikult galaktikad . Udukogud on piirkonnad, milles sünnivad uued tähed, näiteks Kotka udukogu . Sellistel aladel tõmbuvad gaas , tolm ja muud ained kokku, moodustades suure massiga kehi, mis omakorda veelgi ainet ligi tõmbavad, muutudes lõpuks piisavalt suureks, et alguse saaks uus täht. Ülejäänud ainest ümbruskonnas moodustuvad planeedid ja muud väiksemad taevakehad .
Kääbustähed
Kääbustähed ehk kääbused on väikesemõõtmelised ja tuhmid tähed. Eristatakse punaseid, valgeid ja pruune kääbustähti. Nende heledus on tavaliste tähtedega võrreldes väga väike.
Punased kääbused on küll Jupiterist suuremad, kuid keskmise suurusega tähtedest väiksemad, näiteks Päikesest. Palja silmaga neid ei näe, ka Päikesele lähimat tähte, Proxima Centaurit. Punasel kääbusel toimub konvektsioon terve tähe ulatuses, mistõttu ei ole võimalust tuumal tekkida, kuna termotuumasünteesi käigus tekkinud heelium on pidevalt ringluses. Sellepärast on nende areng aeglane.
Valge kääbus saab keskmise suurusega tähest selle lõppjärgus, see on niinimetatud surnud täht. Selles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja jahtub aeglaselt mustaks kääbuseks. Arvatakse, et Universumi eluea jooksul ei ole külmi musti kääbuseid jõudnud tekkida, sest Universum pole nii kaua veel eksisteerinud. Kuigi valged kääbused on umbes Maa suurused, on nende mass võrreldav Päikese massiga. Palja silmaga ei ole ühtegi näha, aga üks vähestest pikksilmaga vaadeldatavatest valgetest kääbustest on Omicron2 Eridani. Selle avastas William Herschel 1783. aastal. Meile lähim valge kääbus on Siirius B, mis asub 8,6 valgusaasta kaugusel ja on ka heledaim valge kääbus.
Pruunid kääbused on Jupiterist mõnevõrra suuremad ja tavaliste tähtedega võrreldes väga jahedad – neist jahedaim ainult 27 kraadi. Pruunid kääbused on tekkinud suutmatusest helendada, kuna nad pole piisavalt suured ja seetõttu ei saa mõnedes neist tekkida termotuumareaktsioone. Nad kiirgavad ainult väga nõrka kiirgust, mis pärineb nende tekkimisel üle jäänud soojusest. Nimetuse „pruun kääbus“ võtsid astronoomid algselt kasutusele sel põhjusel, et nad ei teadnud , mis värvi need tähed oleksid, kui me neid palja silmaga näeksime, ning pruun ei ole valguse nähtava spektri värv.
Hiidtähed
Hiidtähed on Päikesest 10 kuni 100 korda suuremad ning 10 kuni 1000 korda heledamad tähed. Universumis on ülihiiud ja punased hiiud. Neid on suhteliselt vähe.
Punased hiiud on vanad tähed, mis väliste gaasikihtide jahtumise ja paisumise tõttu on muutunud 10 kuni 100 korda suuremaks. Nad on oma vesinikuvarud tuumkütusena ära kasutanud ja nüüd sünteesivad heeliumist süsinikku. Päikesest saab punane hiid umbes 5 miljardi aasta pärast.
Ülihiiud saavad kõige suurematest tähtedest, mis laienevad edasi. Ülihiiud on on Päikesest kuni 500 korda suuremad. Nende tuumas on nii suur rõhk, et seal saavad toimuda süsinikust raua sünteesimise reaktsioonid. Üks suurimaid teadaolevaid tähti on hüperhiid Cygnus OB2 No.12, mis on Päikesest 810 000 korda heledam. Kogu Universumi raud on valminud ülihiidude tuumas.
Supernoova
Supernoova on ülihiidtähe või valge kääbuse hiiglaslik plahvatus , millega sellise tähe elu võib lõppeda. Plahvatus kestab umbes nädala, plahvatav täht on siis sama hele nagu 100 miljardi tavalise tähega galaktika . Supernoova võib tekkida kahel põhjusel: kas ülihiius tuumasünteesi lõppsaadusena tekkiv raud muutub tähe tuumas nii tihedaks, et raudtuum kollabeerub iseenda raskuse all, või kui valge kääbus saab teiselt tähelt ainet juurde, kollabeerudes süsinikutuumadel põhineva plahvatusliku tuumasünteesi käigus. Supernoova jäänuk on tähest välja paiskunud ainest moodustunud udukogu. Paljud inimkeha koostises olevad keemilised elemendid on tekkinud supernoova plahvatustes.
Pulsarid
Pulsar on kiiresti pöörlev neutrontäht, mis kiirgab korrapäraseid raadiolainete impulsse nagu nähtamatu kosmiline majakas . Esimese pulsari avastas Cambridge ’i astronoomiadoktorant Jocelyn Bell Burnell 1978. aastal. Praegu on teada 2000 pulsarit, kuid meie galaktikas võib pulsareid olla isegi 100 000. Aja jooksul nende pöörlemine aeglustub.
Pulsarid tekivad tõenäoliselt supernoova plahvatuse tagajärjel, sellepärast ongi enamik neist leitud meie Galaktika kettaosast, kus supernoova plahvatusi toimub tihti. Pulsareid ei avastata täpselt samadest kohtadest , kus toimus supernoovade plahvatusi, sest nad tekivad siis, kui plahvatuse rusud on juba kaugele jõudnud.
Kaksiktähed
Kaksiktäht on kahest gravitatsiooniliselt seotud tähest koosnev süsteem, kus mõlemad tähed on orbiidil ümber nende ühise massikeskme. Heledamat tähte kahest nimetatakse peatäheks ehk primaartäheks. Teist tähte kutsutakse üldiselt kaaslaseks ehk sekundaariks. Kui kaksiktähed on teineteisele küllalt lähedal, võivad nad gravitatsiooniliselt mõjutada kaaslase atmosfääri. Mõnedel juhtudel võib toimuda isegi massi ülekandumine. Ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest Linnutees on mitmiksüsteemid. Neid on mitut liiki.

• Tõelise kaksiktähe moodustavad kaks tähte, mis gravitatsiooni toimel nagu tantsijad teineteise ümber tiirlevad.
  
• Näiva kaksiktähe moodustavad kaks tähte, mis ei kuulu tegelikult kokku, kuid juhtuvad Maa suhtes samas suunas paiknema.
  
• Varjutusmuutlikud kaksiktähed tiirlevad teineteise ümber nii, et Maalt vaadates üks neist aeg-ajalt varjab teise. Selleks peab nende tähtede tiirlemistasand asuma piki meie vaatesuunda.
  
• Spektroskoopilised kaksiktähed tiirlevad teineteisele nii lähedal, et me saame ainult nende värvuse muutumise põhjal otsustada, et tegemist on kahe tähega.
  

Lisaks on kaksiktäht Lüüra tähtkujus asetsev Epsilon Lyrae ja Luige tähtkujus asetsev Albireo. Suure Vankri tähtkujus asuv kaksiktäht Mizar on omakorda kaksiktäht samas tähtkujus oleva kaksiktähe Alkoriga.
Kasutatud allikad: Wikipedia, Miksike, raamat ’’Kogu pere entsüklopeedia’’
5