Tähtede vanuriiga (1)

Kool
Tähtede vanuriiga
Referaat
Koostas: Minu Nimi
15 X
Aasta
Sissejuhatus 2
Tähtede elu viimased hetked 4
Valged kääbused 5
Supernoovad 6
Hertzsprungi- Russelli diagramm 9
HR-diagramm- tähtede mõistmise võti 10
Tähtede vanus 11
Raskete tähtede vanuriiga 12
Neutrontäht 12
Must auk 13
Kokkuvõte 13
Kasutatud kirjandus, allikad 15
LISAD 16

Sissejuhatus

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).
Tavakeeles Päikest enamasti täheks ei nimetata, see-eest aga nimetatakse Päikesesüsteemi planeete ja isegi meteoore mõnikord tähtedeks (eriti vanapärases keeles). Sellest tulenevad astrofüüsika seisukohast ebakorrektsed väljendid kinnistäht, rändtäht (Päikesesüsteemi planeet) ja langev täht (Maa atmosfääri sisenenud ja hõõrdumise tõttu tugevalt hõõguv meteoor ).
Maale lähim Päikesesüsteemi-väline täht on Proxima Centauri , mis asub Maast 39,9 triljoni kilomeetri ehk 39,9 Pm (petameetri) ehk 4,2 valgusaasta ehk 1,29 pc (parseki)) kaugusel. Seega asub Proxima Centauri meist 3,78×1013 kilomeetri kaugusel.
Astronoomide hinnangul on universumi meile tuntud osas vähemalt miljard triljonit tähte ( sajal miljonil planeedil või tähel on samasugused tingimused nagu Maal).
Paljude tähtede vanus on miljard kuni 10 miljardit aastat. Mõnede tähtede vanus võib isegi ulatuda 13,5 miljardi aastani (universumi vanuseks on määratud 13,73 ± 0,12 miljardit aastat).
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.
Teadusliku definitsiooni kohaselt on tähed isegraviteeruvate ja hüdrostaatilises tasakaalus olevad plasmakerad, mis toodavad ise energiat tuumasünteesiprotsessi abil.
Tähtede poolt toodetav energia kiirgab kosmosesse nii elektromagnetkiirgusena (peamiselt nähtava valgusena) kui ka tähetuulena ja neutriinode voona. Tähe näivat heledust mõõdetakse näiva tähesuurusega.
Stellaarastronoomia uurib tähti ja nende erinevate arengujärkudega kaasnevaid nähtusi.
Paljud tähed on gravitatsiooniliselt seotud teiste tähtedega, moodustades kaksiktähti. 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.

Tähtede elu viimased hetked

Moodsa käsituse järgi sünnivad tähed tähtedevahelise gaasi ja tolmu pilvede tihenemise teel. Alguses saab täht energiat ainult sellest , et tõmbub raskusjõu toimel kokku. Tihenemisperiood kestab sõltuvalt pilve massist kümneid tuhandeid kuni sadu miljoneid aastaid. Kokkutõmbumisel tähe sisemuse temperatuur tõuseb, kuni on lõpuks küllalt suur 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. Kui tähe mass on suurem Päikese omast, tõuseb tema sisemuse temperatuur küllalt kõrgele järgmise tuumareaktsiooni algamiseks. Nüüd ühinevad omakorda heeliumituumad, moodustades süsiniktuumi ja vabastades energiat. Temperatuuri edasisel tõusul toimub üleminek järgmisele tuumareaktsioonile jne.
Kõigis tähtedes saabub lõpuks olukord, kus kütus hakkab lõppema. Siis algab tähe elu tormilisimate muutuste periood, mille täpset kulgu pole kõigi tähtede jaoks õnnestunud veel selgitada. Arengu lõpptulemus on aga teada: tähest saab valge kääbus, neutrontäht või must auk, seda juhul, kui ta enne pole kogunisti laiali plahvatanud .

Valged kääbused

Tähed, mille mass on väiksem kui umbes 1,2 Päikese massi ja mis pole kaksiktähed, arenevad moodsate teooriate järgi üsna rahulikult valgeteks kääbusteks. Vesinuku- ja heeliumivarude kuludes tähe sisemus tiheneb ja kuumeneb, väliskihid aga paisuvad ning jahtuvad . Tähest saab punane hiid . Vähehaaval puhub tähe kuuma tuuma kiirgus väliskihid hoopis minema ja neist saab planetaarudu, samasugune nagu tuntud rüngasudu Lüüra tähtkujus.
Tähe tuum tõmbub kütuse lõppedes üha rohkem kokku ja algul temperatuur tema keskkohas kasvab, saavutab teatud maksimumi (umbes miljard kraadi) ja hakkab siis langema , samas tähe kokkutõmbumine peatub. Aine tihedus on tõusnud kümnete tuhandete kilogrammideni kuupsentimeetri kohta. Täht koosneb peamiselt vabadest elektronideis ja prootonitest. Ülitugev raskusjõud ning elektrongaasi rõhk hoiavad teda tasakaalus. Tähe raadius on vähenenud umbes 10 000 kilomeetrini- ta on muutunud valgeks kääbuseks.
Valge kääbus on saanud nime sellest, et tema kiiratav valgus on väga valge, peaaegu sinakas , võrreldes normaalse tähevalgusega. Põhjuseks on kümnetesse tuhandetesse kraadidesse ulatuv pinnatemperatuur, samal ajal kui meie Päikese pinnal on „ainult“ kuus tuhat kraadi.
Valge kääbus on niisiis Maa-suurune, kuid tavalise tähe massiga keha, ebatavaliselt tihe ja kuum. Tuumareaktsioonid on muutnud tema koostist nii, et alguses umbes Päikese-suurused tähed on muutunud peaaegu puhtaks magneesiumiks, kuna väiksemad tähed on jäänud peaaegu täiesti heeliumiks.
Valged kääbused on universumis õige tavalised . Näiteks Päikese lähemas ümbruses on selline vähemalt iga kümnes täht.
Kuigi täht on valgeks kääbuseks muutudes kulutanud juba kogu kütuse, pole tema elu veel sugugi lõppenud. Tal on ees väga pikk ja rahulik vanaduspõlv.
Valge kääbuse sisemuses on varjul ohtrasti soojusenergiat, mille väljakiirgamine võib kesta niisama kaua kui põhijadaperiood- miljardeid aastaid. Sel perioodil siirdub soojus tähe seest aegamisi pinnale ja haihtub maailmaruumi. Temperatuuri langemist mööda muutub täht valgest kääbusest kollaseks ja edasi punaseks kääbuseks.
Vananedes muutub täht üha vähem nähtavaks. Tema kiirgusspektri maksimum nihkub järjest pikemate lainete poole ja nõrgeneb. Jahtumine on lõpuks jõudnud nii kaugele, et tähte on teleskoobis võimatu näha: ta on muutunud mustaks kääbuseks, nähtamatuks täheks.
Sellel perioodil võib tähte pidada surnuks. Viimased riismed sisemuses peitunud tohutust soojusest haihtuvad maailmaruumi. Täht meenutab planeeti nii mõõtmete kui ka temperatuuri poolest. Ta ainult peegeldab teiste tähtede valgust, suutmata ise enam kiirata. Vaid tugev gravitatsiooniväli ja hiigelsuur tihedus eristavad teda planeedist.
Kui palju peidab maailmaruum kustunud tähti, musti kääbuseid? Nende arvu on raske hinnata, sest avastatud pole neist ühtegi. Sellest hoolimata võivad on moodustada märgatava osa Galaktika kogumassist.
Isegi Päikesel võib olla selline nähtamatu kaaslane . Massilt ei saa see siiski olla Päikesega samas suurusjärgus, sest siis põhjustaks ta ilmseid häireid planeetide orbiitides. Kääbustähed võivad olla ka väiksema massiga. Vähim mass, mille puhul saavad tuumareaktsioonid tähe sisemuses alata , on sajandik Päikese massist. (Planeeti Jupiter on niisiis olnud lähedal täheks ühendamisele!)
Paari aasta eest avaldas üks ameerika teadlane arvutused, mille järgi Päikesel võiks olla nähtamatu kaaslane massiga umbes sajandik Päikese massi, mis asub tuhandeid kordi kaugemal kui Maa. Kaugeima tuntud planeedi Pluuto keskmine kaugus Päikesest on umbes 39 korda suurem Maa omast. Teineteisest nii kaugel paiknevate tähtede kaksiksüsteeme tuntakse rohkem, mistõttu see idee pole päris võimatu. Teadlane andis tähele juba nime- Lucifer . Mingeid märke taolisest tähest pole veel leitud.

Supernoovad

Kõik tähed ei vanane niisama väärikalt kui valged kääbused. Mõne tähe juures tähendab „klimakteerium“ väga kiiret ja ägedaloomulist muutumist. Sellised on ennekõike rasked tähed, mille mass on märgatavalt suurem Päikese massist, ja paljud kaksiktähed. Need võivad teatud perioodil supernoovadena süttida.
Supernoovade plahvatused on haruldased , kuid kõige dramaatilisemad tähistaeva nähtused. Ka tavaliste tähtede valguses toimub mõningaid muutusi. Mõned neis on varjutusmuutlikud tähed, teised purskavad või pulseerivad. Võimsamaid muutusi esindavad noovad , mille heledus võib kasvada umbes 10 000 korda suuremaks . Noovasid seletatakse plahvatustega, mis tekivad massivoolude tagajärjel lähiskaksiktähtedes ja mis paiskavad tähe pinnalt maailmaruumi vähesel määral ainet.
Kõik need nähtused on siiski väga tagasihoidlikud, võrreldes supernoovaga. Supernoova märgib kogu tähe plahvatamist, protsessi jooksul võib valgustugevus kasvada kuni 10 miljardit korda. Kohas, kus ka suurimate teleskoopidega tehtud fotodel polnud võib-olla jälgegi tähest, süttib uus silmaga nähtav valgustäpp.
Kui supernoova plahvatab Päikese lähedal, siis särab ta nii tugevasti, et on ka päeva ajal kergesti nähtav. Selliseid nähtusi esineb kahjuks harva: viimase tuhande aasta jooksul on Maal nähtud ainult nelja supernoova lahvatust Galaktikas.
Tuntuim neis neljast on vahest see „külalistäht“ , mida hiinlased nägid Sõnni tähtkujus 1054. aastal. Selle plahvatuse jäänuseid võib praegu teleskoobis näha Krabikujulise udukoguna. 1572 . aastasupernooval võis olla suur mõju astronoomia arengule. Pärimuse järgi pane see taanlase Tycho Brahe innustuma astronoomiast ja alustama vaatlusi , millele võrdseid polnud seni tehtud. 1572. aasta supernoovad nimetataksegi Tycho täheks. Viimane meie Galaktikas nähtud supernoova tekkis 1604. aastal ja nimetati Kepleri täheks. (Neljas, kõige esimene supernoova süttis 1604. aastal Jänese tähtkujus.)
1600-ndail aastail on esinenud veel üks supernoova, kuid sellest pole säilinud tähelepanekuid. Kassiopeia A nimelise raadioallika kohalt on leitud moodustisi, mis arvatakse olevat tekkinud 1667. aasta paiku supernoovaplahvatuses. Võib-olla oli see tavalisest tuhmim supernoova, mis jäi mõne tähtedevahelise tolmupilve taha. Viimase 300 aasta jooksul pole ilmselt meie Galaktikas supernoovasid plahvatanud.
Supernoovade keskmise esinemissageduse kohta saadakse teavet, uurides teiste galaktikates plahvatavaid tähti. Neid on viimase saja aasta jooksul avastatud umbes nelisada ja neid otsitakse kogu aeg süstemaatiliselt. Leitute põhjal võib arvutada, et igas galaktikas tekib keskmiselt üks supernoova 50 aasta kohta.
Meie Galaktika on seega viimaste aastasadade jooksul olnud kummaliselt vaikne. Ometi võib järgmine supernoova plahvatada millal tahes. Tänasel astronoomide põlvkonnal on rohkem kui 50-protsendilise tõenäosusega võimalus jälgida lähedast supernoovat.
Ei saa siiski öelda, et supernoova meie Galaktikas näiks meile kindlasti väga suurejooneline.
Kanada astronoom van den Bergh arvutas mõne aasta eest, et ainult kümmekond protsenti supernoovadest näivad niisama heledad kui Jupiter ja ainult 40% neist on üldse vaadeldavad palja silmaga. Üle poole nõuavad vaatlemiseks teleskoopi.
Hoolimata eelöeldust on supernoova siiski võimas loodusnähtus. Ühe supernoova jäänuste põhjal on astronoomid välja arvutanud, et 5000-10 000 aasta eest oli Maal näha supernoova, mis paistis täiskuust heledamalt. See plahvatas lõunapoolkeral Purjede tähtkujus. Supernoova oli alguses värvilt tulipunane ja hiilgas öötaevas mitu kuud. Purjedes toimunud plahvatus oli võimsamaid tähistaeva nähtusi, mida inimsilm eales näinud. Teda mäletati kindlasti palju põlvkondi. Kahju, et kiri leiutati alles pärast neid aegu.
Miks me räägime supernoovadest? Põhjus on see, et supernoova plahvatus kutsub esile uut laadi , valgest kääbusest palju tihedama ja väiksema tähe sünni.
Supernoovad jagatakse nende käitumise järgi kahte rühma- esimest ja teist tüüpi supernoovadeks. Ka nende sünnimehhanism arvatakse olevat erinev.
Esimest tüüpi supernoova on moodsa käsituse järgi kaksiksüsteemi kuuluv täht, mis on arenenud normaalsel viisil valgeks kääbuseks. Kui tema kaaslane on väga lähedal, võib viimasest hakata valgesse kääbusesse ainet voolama. Kääbuse mass kasvab ja ületab lõpuks piiri, kus elektrongaasi rõhk jaksab lisanduvale raskusjõule vastu seista. Täht variseb äkki kokku. Seejuures vabanevad suured energiahulgad, mis paiskavad tähe väliskihid eemale. Järele jääb ainult ebatavaliselt tihe neutrontäht. Selle olemasolu võib avalduda röntgenikiirgusena, mis pärineb kaaslaselt neutrontähesse langevast ainevoolust.
Teist tüüpi supernoova on üksik täht, mille mass on palju kordi suurem Päikese omast. Tema keskpaigas tõusevad tihedus ja temperatuur nii kõrgele, et heeliumi põlemise järel hakkab põlema süsinik. Süsiniku põlemisel vabaneb energia, mis kuumendab tähe tuuma veelgi. Kuumenemine kiirendab omakorda tuumareaktsioone. Sellele võib järgneda katastroof, kus kogu süsinikuvaru põleb ära äkilises lahvatuses, pursates tähe laiali nagu võimsa dünamiidilaenguga.
Enamikul juhtudest hajutab süsiniku äkiline põlemine tõesti kogu tähe aine tähevahelisesse ruumi, järele ei jää muud kui kiiresti paisuv gaaskest. Teatavatel tingimustel võib süsiniku põlemine kulgeda aga rahulikumalt. Sellisel tähel on eriti kuum tuum, mis toodab suurel hulgal neutriinosid, neutriinod on massita ja laenguta elementaarosakesed, mis pääsevad tuumast lahkudes otse tähest välja, viies kaasa energia.
Süsiniku põlemine ja neutriinode pagemine tõstavad tähe temperatuuri, mis omakorda kiirendab neutriinoproduktsiooni. Lõpuks on neutriinod tähest nii palju energiat ära viinud, et täht ei suuda enam endisena püsida, vaid vajub oma võimsa raskusjõu mõjul kokku. Keskosa kokkuvarisemine tuhandiku sekundi jooksul valgest kääbusest palju tihedamaks kehaks vabastab nii palju neutriinosid, et need rebivad väljapoole tormates tähe väliskihid laiali. Selline plahvatus on Maal jällegi nähtav supernoovana.
Teist tüüpi supernoovast jääb niisiis järele kas ainult paljas tuhk või ebatavaliselt tihe leha, mis arvutuste järgi on kas neutrontäht või must auk.
Supernoova paisuvad välisosad kiirgavadki seda valgust, mida nähakse Maal. Mõne päeva jooksul pärast plahvatust, kui supernoova on kõige heledam, on tema paisuv kest nii suur, et selle sisse mahuks ligikaudu kogu Päikesesüsteem. Maal tehtud mõõtmised on näidanud, et kest paisub kiirusega umbes 5000 km/s. Paisumisel temperatuur vähehaaval langeb ja Maal nähakse supernoova heleust kahanemas. Lõpuks on kesta temperatuur langenud mõne tuhande kraadini ja täht tumeneb kiiresti.
Veel sadu või tuhandeid aastaid hiljem on kesta jäänuseid näha taevas õhukeste gaasivinedena, millest nüüdisaja astronoomid võivad teada saada möödunud aegade katastroofidest.

Hertzsprungi-Russelli diagramm

Ejnar Hertzsprung ja Henry Norris Russel avastasid fundamentaalse fakti- graafikul, mille horisontaalteljele on kantud tähtede temperatuur (ehk spektriklass) ja vertikaalteljele tähtede absoluutne heledus, ei paikne tähtede esinduspunktid juhuslikult, vaid valdavalt kitsas ribas- peajadas, mis kulgeb diagonaalselt üle diagrammi . Väike grupp kollaseid ja punaseid tähti- hiiud , mille heledus on suurem sama temperatuuriga peajada tähtede heledusest, pole aga miskit muud, kui Maury kitsaste spektrijoonte tähed (jooned moodustuvad tähe hõredas atmosfääris „häireteta“). Peajada tähtede ehk kääbuste spektrijooned seevastu on laienenud , sest suhteliselt tihedas atmosfääris ei saa ergastatud aatomid segamatult kiirada. Naaberosakesed „häirivad“.
Nüüdisajal nimetatakse graafikut , mis kujutab seost tähtede heleduse ja temperatuuri (värvus, spektriklassi) vahel, Hertzsprungi-Russeli diagrammiks. Taeva näivalt heledaimate tähtede HR-diagramm on petlik , sest kaugeid hiidusid näeme vaid tänu nende suurele absoluutsele heledusele, kääbustest aga paistavad meile ainult lähemad. Koostades HR-diagrammi näiteks kuni 15 valgusaasta kaugusel asuvatest tähtedest, leiame sellelt vaid kolm Päikesest kuumemat peajada tähte, ja mitte ühtegi hiidu . Valdav enamik tähtedest on punased kääbused.
Linnutee tähtede ülelugemisel selgubki, et Galaktika 150 miljardist tähest vähemalt 100 miljardit on peajada alumise osa kääbused. Nüüdisaegsel HR- diagrammil eristatakse veel mitut tüüpi tähti, millest arvukamalt leidub hiidusid. Järgnevad allkääbused ja allhiiud, õige vähe on ülihiidusid. Läbipõlenud tähtedest on valgeid kääbuseid 5 miljardit ja umbes sama palju leiab diagrammile mittemahtuvaid neutrontähti ja musti auke.

HR-diagramm- tähtede mõistmise võti

Tähtede pikka eluiga arvestades on kogu meie vaatlev täheteadus nagu momentülesvõte. Sellelt ülesvõttelt selgub , et just praegu, siit Maalt vaadates, kui vähesed erandid välja arvata, on tähtede temperatuur ja heledus selline, et meie diagrammidel moodustub kutsas riba, peajada. Miks nad ei kara kogu pinda, ei jaotu juhuslikult? Miks pole olemas näiteks tähte, mis heleduselt oleks Päikesega võrdne, temperatuuri poolest aga kaks korda kuumem?
Tähti on nii palju, et tegemist ei saa olla juhusega. Järelikult- kuna suurem osa tähti asub peajadal, peab olema tegemist kõige pikema perioodiga nende elust (inimesega võrreldes on see imiku- ja raugaea vahepealne aeg). Lõviosa oma elust viibib täht seisundis, mil temperatuuri ja heleduse vahekord on peajadale vastav. Hiidusid ja ülihiidusid on vähe, järelikult on nad vaid lühiajaliseks episoodiks tähe evolutsioonis.
Ahjuküttega toas on temperatuur ebaühtlane. Automaatne keskküte tagab stabiilsuse. Maa ajaloost järeldame, et Päikese kiirgus on püsinud enam-vähem muutumatuna ligi 5 miljardit aastat. Tähendab, Päikeses ja kõigis peajada tähtedes peab olema keskküte, mehhanism , mis automaatselt reguleerib kütuse etteandmist. See on võimalik vaid juhul, kui täht on tasakaalus. Räägime kaht liiki tasakaalust:
1)energeetiline tasakaal- täpselt nii palju, kui tähe pinnalt energiat kosmosesse kiirgub, peab seda tähe sisemuses ka vabanema;
2) mehaaniline ehk hüdrostaatiline tasakaal- kiirguse ja gaasi rõhk tähe sees peab tasakaalustama tähe väliskihtide kaalu.
Kui mingil põhjusel energia väljavool tähest väheneb, läheb täht tasakaalust välja ja väliskihid hakkavad tähte kokku suruma . Rõhu suurenedes aga tõuseb temperatuur, ning tugevnev kiirgusrõhk paisutab tähe taas tasakaaluliste mõõtmeteni. Kui tähe sisemuses vabaneb liiga palju energiat, paisuvad tähe väliskihid, kiirgav pind suureneb ja täht jahtub. Meiegi talitame sama moodi: kui on külm tõmbume kägarasse; kui on kuum, teeme hõlmad lahti.
Eelöeldus peitub lahendus probleemile tähe energiaallikatest. Lisaks sellele on HR-diagramm võimas relv tähe evolutsiooni uurimiseks. Peale siin esitatu töötavad hästi ja diagrammid mass-absoluutne heledus, raadius-absoluutne heledus jt. Üldreegel: mida suurem mass, seda kuumem ja heledam täht.

Tähtede vanus

HR- diagramme koostatakse mitmesugustele tähesüsteemidele ja Galaktika piirkondadele. Hajusate täheparvede HR-diagramm võimaldab määrata tähtede vanust . Hajusparve HR-diagrammi on suhteliselt lihtne koostada, sest parve tähed on meist võrdsel kaugusel ja absoluutse heleduse asemel võime kasutada näivat tähesuurust. Samuti võime lugeda parve tähti samaaegselt tekkinuiks, ühevanusteks.
Punkt, kus täheparve HR-diagramm pöörab peajadast hiidude jadasse näitab, millise massiga tähed on parajasti tasakaalu kaotanud ja määrab parve vanuse.
Tuntud vanusega nn. standardparvede abil kalibreeritud HR-diagrammid võimaldavad määrata kaugete, ka teistes galaktikates olevate parvede vanust. Võttes abiks tähtede evolutsiooniteooria , saame niiviisi hinnata ka parve mittekuuluvate tähtede ja teiste galaktikate vanust.
Mõne hajusparve vanus:
Plejaadid 50 miljonit aastat
Hüaadid 6000 miljonit aastat
Täheassotsiatsioonide vanuseid:
Perseus 1,3 miljonit aastat
Orioni Trapets 2,6 miljonit aastat

Raskete tähtede vanuriiga

Neutrontäht

Tähtede energiatasakaalus on eriti oluline nn. URCA-protsess. See on tsükkel, milles aine aatomituumad ei muutu. URCS-protsessis tekivad neutriino ja antineutriino paarid, mis kulgevad raskusteta tähe seest välja, viies kaasa energiat.
Tihedate tähtede sisemuses, näiteks supernoovade jäänustes, on olukord teine: URCA-protsessi viimane osa jääb ära, sest sündiv elektron ei leia tõenäoliselt kohta niigi viimase võimaluseni tihedas elektrongaasis ja tulemusena täheaine neutroniseerub pidevalt.
Eespool kirjeldatud nähtus leiab aset supernoova sisemuse suure kiirusega kokkuvarisemise puhul. Sekundi murdosa jooksul täheaine neutroniseerub ja lõpuks on aine suurima võimaliku tihedusega, mida saab üldse ette kujutada- ühtlaselt mandunud neutronpudruna, kus tähe keskmine tihedus on aatomituuma tiheduse suurusjärgus, s.t. 10( astmes 14)- 10(astmes15) g/cm ( kuubis ).
Pärast plahvatamist supernoovana jääb kunagisest suure massiga tähest järele väike, Päikese massiga neutrontäht, mis pöörleb väga kiiresti ning millel on tugev magnetväli. Neutrontähe raadius on vaid 10 km. Päikesega võrdse massi korral peab tema tihedus olema kolossaalne. Parim võrdlus: kui suruksime kogu inimkonna ühte kuupsentimeetrisse, siis saaksime neutrontähe tiheduse. Neutrontähte ei ole võimalik maapealsete teleskoopidega avastada isegi siis, kui see asuks Päikesesüsteemis.
Aasta 1968 sai pöördepunktiks neutrontähtede ajaloos. Inglise raadioastronoomi aspirant Jocelyn Bell avastas väga stabiilse perioodiga pulseeriva raadioallika. Esialgu arvati, et tegemist võib olla Maa-välise tsivilisatsiooniga ( little green people). Kuid mõisteti, et tegu on kiiresti pöörleva neutrontähega, millel on väga tugev magnetväli. Kui neutrontähe dipoolse magnetvälja telg ja pöörlemistelg ei ühti, siis neutrontäht „tulistab“ Maad perioodiliselt oma pöörleva raadiokiirte kimbuga. Praeguseks on avastatud umbes 700 raadiopulsarit.
Raadiopulsar võib „ära surra“ . Surma põhjusi saab olla kaks: tugev magnetväli laguneb, või – magnet-dipoolselt energiat kiirgava neutrontähe pöörlemiskiirus väheneb. Arvatakse, et praegu on meie Galaktikas umbes miljard „surnud“ neutrontähte.

Must auk

Täht, mille mass on suurem kui umbes kolm Päikese massi, variseb pärast kogu oma tuumaenergia ärakulutamist kokku. Mitte mingi rõhk ei suuda raskusjõule vastu seista ja üldrelatiivsusteooria järgi vajub täht kokku peaaegu punktis, singulaarsuseks. Varisemine kestab ainult sekundi murdosa.
Tihedate täherühmade või galaktikate keskkohas võivad tekkida ülimassiivsed mustad augud, kui tähtede kokkupõrked ja kogunev gaas moodustavad küllalt tiheda ja massiivse keha. Niisugune hiidauk võib jätkuvalt kasvada, neelates endasse üha uusi tähti ja tolmu. Kogu aine sööstab augu keskel paiknevasse punktikujulisse singulaarsusse.
Universumi algplahvatusel võis kohalikes tihedustes tekkida musti miniauke, mis on massilt maapealsete mägede, kogult aga elementaarosakeste suurused. Miniauke võib tekkida tänapäevalgi, näiteks neutrontähtede sisemuses.
Tähtedele iseloomulike massidega mustade aukude eksisteerimine on peaaegu kindel, seevastu teiste suurustega aukude olemasolu on esialgu ainult mõttelend.
Mustad augud on objektid, mille olemasolu Universumis on teoreetiliselt võimalik tuletada väga mitmel erineval viisil. Küllalt suure massiga tähtede areng viib praeguste teoreetiliste arusaamade kohaselt vältimatult gravitatsioonilise kollapsini, mille lõppseisundiks on must auk.

Kokkuvõte

Tähtede vanuriiga(põhijada) pikkus ja tähe hilisem saatus sõltuvad tähe massist ja keemilisest koostisest. Mida suurem on tähe mass seda kiiremini ta areneb.
Tähe sisemuses toimuvad tuumareaktsioonid. Tähe sisemuses hakkab temperatuur tõusma, vesiniktuumad ühinevad heeliumituumadeks ja vabastavad energiat. Vanuriiga võib kesta miljardeid aastaid. Kui vesinikuvarud otsa lõppevad muutub tähe ehitus, seejärel hakkavad toimuma uued tuumareaktsioonid jne. kuni lõpuks kütus otsa lõppeb. Selle tulemus on kas valge kääbus, neutrontäht või must auk, seda juhul kui ta pole enne laiali plahvatanud.
Tähed võivad vananeda ka muud moodi. Neis toimuvad muutused kuni nad süttivad supernoovadena. Supernoova on oma arengu lõppjärku jõudnud täht, mille plahvatuse tagajärjel tähe heledus kasvab hetkeliselt miljoneid kordi. Plahvatuse tulemusena võib tekkida ülitihe objekt (neutrontäht, must auk), energiahulk on võrreldav Päikese poolt kogu tema eluea jooksul kiiratava energia hulgaga .
Tähtede roll Universumis on suur: põhilist osa aine ringluses mängivad peajadalt lahkunud tähed; planeedid koos oma võimalike asukatega koosnevad ainest, mis on sündinud tähtedest.
Tähed eksisteerivad selleks, et meie saaksime olemas olla.
Niisiis tähed lõpetavad oma elu peajadal valgete kääbustena, plahvatavad supernoovadena, neutrontähena, musta auguna, või lendavad laiali.

Kasutatud kirjandus, allikad

http://et.wikipedia.org/wiki/T%C3%A4ht_(astronoomia)
„ Universum “ , Rein Veskimäe, Tallinna Raamatutrükikoda 1997
„Musta auku otsimas“ , Raimo Keskinen, Heikki Oja, Kirjastus „Valgus“, 1983

LISAD

Kepleri supernoova(SN 1604)
HR-diagramm
Lähimate tähtede HR-diagramm
Mõne hajusparve ja kerasparve Messier´3 HR-diagramm ning nende täheparvede vanus Allan Sandage´i järgi
17