Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid (0)

1 Hindamata

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid

Sisukord

Sisukord 2
Sissejuhatus 3
Ühe tähe elulugu 5
Termotuumareaktsioonid 7
Tähtede energiaallikad 9
Heeliumi tuumapõlemine 11
Punaseks hiiuks muutumine 13
Uduks ja kääbuseks muutumine 14
Lisa 15
Röntgen- ja gammaastronoomia. Gammasähvatused 15
Supernoova 15
Kasutatud kirjandus 16

Sissejuhatus

Tänapäeval uurivad astronoomid universumit selle kogu ulatuses, maapinnast maailmaruumi ääreni. Suurim uurimisobjekt on universum ise. Universumis omakorda on suurimateks objektideks galaktikad , mille keskmine läbimõõt on sada tuhat valgusaastat. Galaktika koosneb miljarditest tähtedest. Meie kodugalaktikas Linnutee tähesüsteemis ehk lihtsalt Galaktikas arvatakse olevat 500 miljardit tähte. Tähed on Päikesega sarnased hõõguvad gaasikerad. Tavalise tähe läbimõõt küünib miljoni kilomeetrini. Tähtedevaheline ruum ei ole tühi, seal leidub gaasi- ja tolmupilvi. Aegajalt sünnib neis uus tähti.
Füüsikalise eksperimendi mõttes on täht meile kättesaamatu; me võime vaid analüüsida tähtedelt meieni jõudnud valgust. Alljärgnev on puhtalt matemaatiline teooria, mis maapealse füüsika seadustest lähtudes seletab tähtede ehitust ja evolutsiooni. Sellist lähenemisviisi nimetatakse matemaatiliseks modelleerimiseks, niisiis on tegu tähemudelitega, mille vastavust tegelikkusele kajastab sarnasus vaadeldavate (tegelike) tähtedega. Lisaks sellele peab tähtede füüsika (tähemudelid) ära seletama ka erinevate omadustega tähtede esinemissageduse.
Tähtede põhiparameetriteks on heledus ja temperatuur. 1905. a., kui oli mõõdetud küllalt paljude tähtede kaugused, leidis E. Hertzsprung seose spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahel. 1913. a. koostas H. Russell diagrammi , kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. See diagramm, mida tänapäeval nimetatakse Hertzsprung-Russelli, lühendatult HR-diagrammiks, on olnud suureks abiks tähtede uurimisel , alates klassifikatsiooni korrigeerimisest kuni täheevolutsiooni teooriate loomiseni.

Ühe tähe elulugu

Alguses oli gaas . Hõredat, külma, vesinikurikast (90% aatomite arvust) gaasi leidub kosmoses nii galaktikate sees kui neist väljaspool -- seda näitavad kosmilise raadiokiirguse mõõtmised. Tähti seevastu on vähemalt seni leitud ainult galaktikates või teistes tähesüsteemides (näiteks kerasparvedes väljaspool galaktikaid ). Jääb võimalus, et kusagil väga kaugel on olemas galaktikavälised tähed, mida meie teleskoobid lihtsalt "ei võta". Aga nähtud neid seni ei ole.
Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma . Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega. Kui aga suur gaasipilv on juba kokku tõmbumas, tekivad temas gaasivoolud, pilvede põrked ja muud tihedust suurendavad protsessid. Mida tihedam on gaas, seda kiiremini ta jahtub ja mingil momendil kujunevad kokkutõmbuvas pilves suhteliselt väikesed tihendid. Need nn. gloobulid (lad. globulos -- kerake) sobivad gaaskera võrrandeisse ning vastavalt programmeeritud arvuti asub nende elukäiku jälgima.
Kokkutõmbumise käigus gaasipilve keskosa kuumeneb, algul takistab tema kiirgus välimiste kihtide pealelangemist. Me ei näe tekkivat tähte -- ümbritsev külma gaasi pilv varjab tema kiirgust. Mida suuremaks kasvab keskne tihend, seda tugevamaks muutub kiirgus ja seda suuremaks paisub pilv. Lõpuks saabub moment, kus keskkohast leviv kuumalaine jõuab pilve pinnale, pilv laguneb (puhutakse laiali) ja tähe kiirgus pääseb maailmaruumi.
Seda tähe sünnimomenti nimetatakse avastaja C. Hayashi järgi Hayashi piiriks . HR- diagrammil asub erineva massiga tähtede ilmumiskohti ühendav joon peajadast paremal ja on peaaegu vertikaalne, vastates ligikaudu temperatuurile 3000 K. Siit alates toimub tähe kokkutõmbumine kiiresti, temperatuur kasvab ning täht liigub HR-diagrammil vaskule, kuni jõuab peajadani. Kui pilv, millest täht tekib, pole sfääriline (näiteks pöörlemise tõttu), toimub kiirguse läbimurre ebaühtlaselt (pöörlemise korral pooluste kohal) ning suur osa gaasist jääb (rõngana) tähte ümbritsema. Need on " proto -planeedisüsteemid", mida on näha Orioni tähtkuju noorte tähtede ümber.
Täht ise jätkab kokkutõmbumist seni, kuni temperatuur tema keskmes tõuseb umbes kümne miljoni kraadini, mis on vajalik vesinikuaatomi tuumade ühinemiseks -- termotuumasünteesiks. Algab pikaajalise stabiilsuse periood -- täht on jõudnud peajadale.
Tähe energiatoodang (see tähendab tähe heledus) on määratud sisetemperatuuriga ja viimane omakorda massiga (kiirgusvõimsus on ligikaudu võrdeline massi kuubiga). Suured tähed kiirgavad suhteliselt rohkem, neil on ka pind kuumem ja nad kulutavad oma kütuse kiiremini. Päike jääb stabiilseks pinnatemperatuuril 5700 K ja heledusel 4,8 absoluutset tähesuurust (4 * 1023 kW) ligikaudu kümneks miljardiks aastaks. Tõsi küll, enamus sellest ajast on juba läbi.
Algavad muutused kutsub esile reaktsiooni käigus tekkiv heelium , mis koguneb tähe keskmesse ja jätkates kokkutõmbumist, moodustab väga tiheda tuuma. Selle pinnal "põlev" vesinik on kaotanud võimaluse oma temperatuuri reguleerida -- tema tihedus ja temperatuur on määratud heeliumist tuuma gravitatsiooniväljaga. Järjest tugevnev kiirgus suurendab siserõhku, mis sunnib põlevkihist kõrgemal asuva täheosa paisuma.
Sellinegi täht omab tasakaaluseisundit, mis põhimõtteliselt erineb peajada tähtede omast: et põlevkihi temperatuuri määrab heeliumist tuuma mass, reguleerib täht energiatoodangut väliskesta tiheduse kaudu. Kui toodang läheb liiga suureks, paisub kest hõredamaks ning tuumale langeva kütuse hulk väheneb, tuues kaasa energiatoodangu languse. Täht omandab uue tasakaaluseisundi HR-diagrammil punaste hiidude piirkonnas. Kui sinna jõuab kunagi Päike, tähendab see Maale kui planeedile lõppu: isegi kui meil õnnestub jääda väljapoole Päikese pinda, tuleb see piisavalt lähedale, et aurustada kõik planeedid kuni Jupiterini.
Pärast vesiniku lõppemist tuumas võivad seal alata ka teised reaktsioonid, nagu heeliumi süntees süsinikuks ja süsiniku süntees rauaks. Energiat annavad need oluliselt vähem ja seetõttu ei jää täht kauaks punaste hiidude piirkonda. Päikese ja temast väiksemate tähtede järgnev elukäik peaks olema üsna rahulik: pärast kütuse lõppemist tõmbuvad nad tasapisi kokku, muutudes lõpuks valgeteks kääbusteks, mille läbimõõt on võrreldav Maa läbimõõduga, tihedus aga miljon korda suurem. Selline täht kiirgab väga vähe ning võib omaenda sisemise energia varal elada veel miljardeid aastaid.

Termotuumareaktsioonid

Igasugune tuumaenergia tootmine põhineb aatomifüüsikas tuntud massidefekti nähtusel -- aatomituumad "kaaluvad" pisut vähem kui nende koostisosad eraldi võetuna. See masside vahe (teda nimetatakse pärast c2-ga korrutamist ka seoseenergiaks) sõltub tuuma massist ja on kõige suurem keskmise aatommassiga tuumadel, nagu raud, nikkel jt. Suuremate ning väiksemate masside juures on seoseenergia väiksem ning kergete tuumade liitmisel (raskete lõhkumisel) tekkiv energia ülejääk võimaldabki toota tuumaenergiat. Et vesiniku tuum koosneb vaid ühest prootonist, on prootoni masside summa tervelt 0,7 protsendi võrra neist moodustatud heeliumituuma massi. Seega annab iga kilogramm vesinikku heeliumiks muutudes 150 miljardit kilovatt-tundi energiat. Kuid selleks, et seda energiat kätte saada, tuleb kõigepealt sundida vesinikutuumasid ühinema.
Ühinemist takistab vesinikutuuma -- prootoni -- elektrilaeng. Et kaks prootonit ühineksid, tuleb nad viia teineteisele lähemale kui 10-13 m. See tähendab, et nende kineetiline energia peab olema suurem elektrijõudude potentsiaalsest energiast:
Pannes valemisse prootoni massi mp = 1,67 * 10-27 kg ning laengu qp = 1,6 * 10-19 C, saame kiiruseks mis ruutkeskmise kiiruse valemist
annab temperatuuriks 55 miljonit kraadi.
Näeme, et saadud temperatuur on umbes viis korda suurem varem mainitud kümnest miljonist kraadist. Aga tuleb arvestada ka molekulide kiiruste jaotust. See tähendab, et madalamal keskmisel temperatuuril asuvad reaktsioonidesse kõigepealt kiiremad vesinikutuumad, ja mida kõrgem on temperatuur, seda rohkem tuumasid reageerib. See omakorda tõstab temperatuuri veelgi ja plahvatus oleks vältimatu , kui reaktsioonide piirkonda ei ümbritseks miljardeid tonne kaaluv tähekest. Kui selline temperatuur tekitada Maal, plahvatab vesinik pommina; Päikese sügavustes aga kutsub energia juurdevool üksnes rõhu mõningase tõusu ning tähe paisumise. Kui võrdleme Maxwelli jaotuskõverat dinosaurusega, siis käib kogu temperatuurimäng selle sabaotsa peal: niipea, kui energiatoodang suureneb, kasvab rõhk ning täht hakkab paisuma. See viib temperatuuri alanemisele koos energiatoodangu vähenemisega. Rõhk langeb, täht tõmbub kokku, temperatuur tõuseb ja tsükkel kordub.
Ülaltoodu ei tähenda ilmtingimata tähe võnkumist, kuigi leidub ka selliseid tähti. Enamik neist "sätib" end kindlasse rez^ iimi , kus toodetav energia on täpselt võrdne pinnalt kiirguva energiaga.
Foto. Vesinikupommi plahvatus -- täheenergia maapealne kasutusviis .
Joonis. Maxwelli jaotus temperatuuril 107 K. Viirutatud osas on tuumade kineetiline energia piisav ühinemisreaktsiooniks.

Tähtede energiaallikad

Tähtede keskosas on temperatuur kõrge ja ühinemisreaktsioonid toimuvad efektiivselt. Näitkes Päikeses toimuvas termotuumareakstioonis - neli vesinikutuuma ühinevad üheks heelimutuumaks – muundub igas sekundis energiaks 4 miljonit tonni ainet. Vesiniku muundumine heeliumiks on levinuim energiatootmise viis tähtedes. Vesiniku muundumisel heeliumiks on tähtedes 2 võimalust:

prooton - prooton reaktsioon (pp)

süsinik - lämmastik tsükkel (CN)
Mõlemal juhul tekib He4 neljast prootonist. Prootoni mass on 1, 0076, alfaosakesel 4, 0028 aatomi massi ühikut. Nelja prootoni mass on alfaosakeste massist suurem 4*1,0076 – 4,0028 = 0,0276 a.m.ü võrra. See mass muundubki energiaks ehk kiirguseks ehk footoniteks ja neutroniteks. Ühe grammi vesiniku kohta on nn massidefekt ekvivalentne 6,2* 1018 ergiga.
Kui tähe tsentris on temperatuur 15 miljonit kraadi ja vesiniku tihedus vähemalt 100 g/cm3, algab seal pp-reaktsioonide ahel. Esimese reaktsiooni, kahe prootoni ühinemine deuteeriumi tuumaks, toimumise tõenäosus on ülimalt väike. Neutriinod väljuvad tähest takistamatult ja viivad kaasa reaktsioonide lõpptulemuses teatud osa energiast. Positron annihileerub momentaalselt elektroniga, mida tähes võib kohata „igal sammul “. Ka deuteerium leiab kiiresti endale prootoni, ja moodustub heeliumi isotoop . Seejuures vabaneb võimas gammakvant, mis moodustab lõviosa tähekiirgusest. Gammakvant ei pääse tähest välja, vaid neeldub esimeses sobivas aatomis. Enamasti kiirgab aatom saadud energia välja mitme väiksema energiaga kvandina, mis omakorda neeldub jne. Tähe keskosas vabanev energia eksleb tähes miljoneid aastaid, enne kui jõuab tähe pinnale, kust kiirgub kosmosesse. Kui 3 esimest reaktsiooni on toimunud 2 korda , on meil, formaalselt võttes, 2 heeliumi isotoopi He3. Nende ühinemise tõenäosus on väike, kuid juba esimese miljoni aasta jooksul saabub siin tasakaal – reaktsioone on jõudnud toimuda juba piisavalt. Heeliumi tuuma kõrval vabaneb 2 suure energiaga prootonit, mis hõlbustavad reaktsiooni jätkumist. Ideaalsel juhul kui tähe tuum koosneks puhtast vesinikust ja jättes arvestamata reaktsioonid, vabaneks Päikese massiga tähes pp-reaktsioonist täheaine iga grammi kohta energiat 35 ergi sekundis.
Vaatleme järgnevalt CN-tsüklit. Näeme, et süsinik ning reaktsioonide käigus tekkivad süsiniku, lämmastiku ja hapniku isotoobid esinevad tsüklis vaid katalüsaatori osas. Möödub umbes 100 miljonit aastat, kuni C12 ja N14 koguste vahel tekib tasakaal. Viimase reaktsiooni tulemuseks võib olla ka hapniku tuum O16, kuid palju väiksema tõenäosusega kui C12 tekkimine. Võttes algtingimused samad, mis pp-reaktsioonides, ja lisades tähe puhtast vesinikust tuuma pool protsenti süsinikku, vabaneks Päikese massiga tähes CN-tsüklist energiat erg/g/s.
Ühegi tähe tuum ei koosne puhtast vesinikust, ja tegelik vabanev energia on väiksem eeltoodust . Näiteks Päikeses vabaneb pp- ja CN-reaktsioonides kokku 2 erg/g/s. See on tunduvalt vähem, kui näiteks inimese kehas. Kuna Päikese mass on 2*1033g, siis muundab ta igas sekundis kiirguseks tervenisti 4,3 miljonit tonni ainet, ja tema kogukiirguse võimsus, vaatamata „madala kaloorsusega kütusele“, on 4* 1023 kW.
Päikeses sagedamini toimuvat pp-tsükli avareaktsiooni H1 + H1 pole maapealsetes tingimustes veel teostada suudetud. CN-tsükli osakaal Päikese-sarnastes tähtedes on väike, vanades tähtedes toimub vaid pp-ahel, sest nende tekkimise ajal polnud Universumis süsinikku veel olemas.
Suure massiga tähtedes tõuseb temperatuur palju kõrgemale kui väikestes tähtedes. Kui vesinik otsa saab, algavad massiivsetes tähtedes uued tuumareaktsioonid . Heeliumituumad ühinevad süsinikuks, süsinikutuumad kasvavad hapnikuks, hapnikutuumad omakorda räniks jne., kuni lõpuks tekivad raua aatomi tuumad .
Rauast raskemate aatomite tuumasid tähtedes ei teki, sest raua aatomite edasine ühinemine ei vabasta, vaid hoopiski neelab energiat. Rauast raskemate keemiliste elementide korral saab energiat toota vaid lõhustumisreaktsioonidest.
Vesiniku muundumine heeliumiks muudab vähehaaval keemilist koostist tähe keskosas. Näiteks Päikese keskmes on praegusel ajal , 5 miljardit aastat pärast Päikese sündimist , vesinikku veel vaid 40 protsenti. Ülejäänu on heelium. Veel 5 miljardi möödudes on kogu vesinik muundunud heeliumiks. Kui vesinik Päikese tuumas lõpeb, jätkub energia tootmine tuumapealses õhukeses kihis, kus vesinikku leidub veel piisavalt. Seejuures Päikese välisilme muutub.
(lk 138-139, Põhjanael, Erkki Oja, Tallinn valgus)
(lk 111-113 Universum, Rein Veskimäe, Tallinn 1997)

Heeliumi tuumapõlemine

Heeliumi tuumapõlemine algab, kui tähes on tekkinud heeliumist tuum ja temperatuur tsentris on tõusnud 108 kraadini. Põhiline reaktsioon :
He4 + He4 -> Be8
Reaktsiooni käivitamisega võib tähel olla probleeme, sest see on endotermiline , mis jahutab tähte. Pealegi on Be8 väga ebapüsiv ning laguneb kohe kaheks alfaosakeseks tagasi. Vabaneb ka reaktsioonis neeldunud energia. Ameerika astrofüüsik Edwin Salpeter näitas, et kui tihedus tähe keskosas on 105 g/cm3, võib tekkida tasakaaluline vahekord : üks Be8 tuum miljardi He4 kohta. Punaste hiidtähtede keskosas saab võimalikuks, et enne kui berüllium laguneb, jõuab ta haarata veel ühe alfaosakese :
Be8 + He4 -> C12 + gamma (+7,68MeV)
Süsiniku aatom kiirgab võimsa kvandi ja reaktsioonide käivitudes tõuseb temperatuur tähes veel saja miljoni kraadi võrra. Reaktsioonid kulgevad järgmiselt:
C12+ He4 -> O16 + gamma
O16 + He4 -> Ne20 + gamma
Ne20 + He4 -> Mg24 + gamma
Nende reaktsioonide toimumise tõenäosus sõltub tugevasti temperatuurist ja rõhust. Vaadeldud algtingimustel on see ühest suurusjärgust kõigil kolmel. H.Suessi ja H.Urey järgi on heeliumi tuumapõlemine käesolevaks ajaks tekitanud looduses vahekorra:
C12: O16: Ne20: Mg24 = 1:6:2:0,2
Alfaprotsess. Kui tähe keskosas on tekkinud eeltoodud elementide vahekord, on heelium seal otsas. Tähe tuum tõmbub kokku ja temperatuur tõuseb. Kui T=109K, on gammakiirgus küllalt energiarikas, et algaks reaktsioon:
Ne20 + gamma -> O16 + He4,
Mis rikastab tähe tuuma taas heeliumiga. See omakorda käivitab uuesti reaktsioonid
C12+ He4 -> O16 + gamma; O16 + He4 -> Ne20 + gamma; Ne20 + He4 -> Mg24 + gamma ja Mg tekib juurde. Kui Mg on piisavalt, käivituvad reaktsioonid Mg24 + He4 -> Si28 + gamma ning analoogiliselt S32, Ar36 ja Ca40 moodustamine. Temperatuuril 3 miljardit kraadi tekitab ta Ca44 ja Ti48. Kui T>3*109K, astuvad aatomite tuumad otsesesse mõjutusse, reaktsioonid muutuvad nii tormiliseks, et võtavad stastilise iseloomu ega ole teoreetiliselt kirjeldatavad.
E-protsess. Kui T>3* 109K, ent tihedus jääb vahemikku 105- 109 g/cm3, saabub nn stastiline tasakaal ja enamik aatomeid muundub raua grupi elementideks. Tähel võib tekkida peamiselt Fe56 tuum. Protsess on väga kiire. Raua hulk võib märgatavalt suureneda vaid paari sekundi jooksul, kuid samal ajal tähe tuuma piiril jätkuv alfaprotsess võib kesta 10 000 aastat.
Arvatakse, et e-protsessi sisselülitumine massiivsetes tähtedes eelneb tähe plahvatamisele supernoovana. Teoreetilistel kaalutlustel on rauast tuuma tekkimine tõenäolisim, kui T= 3.78*109K ning prootonite ja neutronite arvu suhe np/nn= 300. Tulemus on saadud Päikesesüsteemist määratud isotoopide (Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni) esinemissageduse järgi.
Valgete kääbuste keemiline koostis näib olevat moodustunud alfaprotsessi tulemusena, kuid mõne valge kääbuse spektris esinevad väga intensiivsed raua jooned, mis viitab e-protsessile ja rauast tuumale. Siit esimesi kinnitusi astrofüüsikute enamuse veendumusele, et valged kääbused on supernoovade jäänused.
(lk 114-115, Universum, Veiko Veskimäe, Tallinn 1997)

Punaseks hiiuks muutumine

Tuumareaktsioonide siirdumine tähe keskmest õhukesse kihti (nt. Kihiline tuumapõlemine) tähendab seda, et energiat tootva ala pindala suureneb. Kiirgus tungib tähes ägedalt nii sisse kui väljapoole. Tulemuseks on tähe keskosa kokkutõmbumine (seestpoolt ei tule väliskihtide kaalu tasakaalustavat kiirgust) ja välisosa paisumine .
Täht muutub suuremaks ja punasemaks. Viimane on tingitud sellest, et paisudes tähe väliskihid jahtuvad. Jahedama gaasi kiirgus on punasem. Paisumine võib olla väga ulatuslik. Tähe läbimõõt muutub endisest sadu või isegi tuhandeid kordi suuremaks. Tähest on saanud punane hiid .
Muutused leiavad aset ka tähe keskosas. Tähe tuuma kokkutõmbumisel temperatuur tõuseb ja kui see ületab 100 miljonit kraadi, algab heeliumi muundumine süsinikuks. Nii juhtub kõigis tähtedes, mille mass on vähemalt ¼ Päikese massi. Sellest väiksemates tähtedes ei tõuse temperatuur piisavalt kõrgele ja nendes tuumareaktsioonid lakkavad.
Heeliumi järel tulevad süsiniku tuumareaktsioonid, mille käivitumine nõuab tublisti kõrgemat temperatuuri. Selleni Päikese massiga ega pisut massiivsemadki tähed ei küüni. Kui nende tähtede tuumas saab heelium otsa, on otsas ka kogu nende tuumakütusevaru.
Mõnda aega jätkuvad reaktsioonid veel tuumapealses kihis, mis kerkib aeglaselt ülespoole. Lõpuks jõuab tuumapõlemise kiht kõrgusele, kus ümbritsev temperatuur on liiga madal, et reaktsioonid jätkuksid. Nad lakkavad, sest kogu kütus on ära kasutatud. Tähte ootavad ees taas suured muutused.
(lk 139-140 Erkki Oja „Põhjanael“ 2001)

Uduks ja kääbuseks muutumine

Kui kihiline tuumapõlemine lõppeb, on tähe tuum muutunud juba väga tihedaks. Samal ajal on tähe väliskihid ulatuslikud ja hõredad. Väliskihid ei saa kukkuda tagasi. Vastupidi: kuuma tähetuuma kiirgusrõhk hajutab need maailmaruumi. Tähest eraldub kera kihi või kerakujuline udukogu.
Kui tähe väliskihid on hajunud tähest kaugele, näeme neid taevas tähte ümbritseva rõngana – planetaaruduna. Planetaarudud jätkavad laienemist ja lõpuks hajuvad aeglaselt tähtedevahelisse ruumi. Tuumareaktsioonide lõppedes on tähe tuum väga kuum, tihe ja pisike. Kaotanud oma väliskihid, jääb temast järele valge kääbus. Kui väikese massiga tähtede elu lõppeb valge kääbusena, siis suure massiga tähed plahvatavad supernoovana.(vt. Lisa).
Selline lõpp ootab ka ees Päikest. Aega on selleni ligi 5 miljardit aastat.
(lk 140 Erkki Oja „Põhjanael“ 2001)

Lisa

Röntgen- ja gammaastronoomia. Gammasähvatused

Röntgenkiirgus on ultraviolettkiirgusest lühema lainepikkusega (0,01- 10 nanomeetrit). Gammakiirguse lainepikkus on väiksem kui 0,01 nanomeetrit.
Röntgeni- ja gammakiirguse vahendusel näeme kosmose vägivaldsemaid kohti: kõige kuumemaid objekte ja võimsaid plahvatusi.
Kogu taeva vahest kõige mõistatuslikumad nähtused on avastatud gammatehiskaaslastega. Alates 1967. aastast on vaadeldud ootamatult ilmuvaid gammasähvatusi. Sähvatus kestab paar sekundit ja seejärel võib mööduda mitu kuud, enne kui järgmise sähvatus registreeritakse.
Aeg-ajalt leiab kusagil kosmoses aset kohutav tuumaplahvatus , mis on nii võimas, et maapealsete tuumakatsetustega ei saa seda võrreldagi. Milline taevakeha põhjustab niisuguse plahvatuse?
Camptoni tundlik aparatuur registreerib keskmilselt ühe gammasähvatuse iga päev. See teeb mõistatuse vaid veel mõistatuslikumaks. Pealegi ei esine gammasähvatusi ühes kindlas paigas, vaid need jaotuvad ühtlaselt üle kogu taeva.
Vahepeal arvati, et sähvatused on pärit meie Galaktikast- plahvatus võiks toimuda neutrontähel, kui sellesse kukub näiteks asteroid või komeet. Kuid neutrontähed paiknevad valdavalt Linnutee vöös.
Comptoni vaatluste põhjal on tõenäoline, et sähvatused tulevad kaugemalt , väljaspoolt Galaktikat. Vaid kauged galaktikad jagunevad taevas ühtlaselt nagu gammasähvatusedki.
Alles 1997. aastal õnnestus esmakordselt pildistada gammasähvatuse põhjustajat. Sähvatus toimus väga kauges galaktikas, kust valgus ja gammakiirgus on meieni teel 7 miljardit aastat. Tegemist näib olevat kas neutrontähtede või mustade aukude kokkupõrkega.
(lk 50-52 Põhjanael, Erkki Oja, Tallinn, Valgus)

Supernoova

1) http://heasarc.gsfc.gov/docs/snr.html
2) http://www.rochesterastronomy.org/snimages/best_ing.html

Kasutatud kirjandus

„Põhjanael“ Erkki Oja, kirjastus „Valgus“ 2001

„Universum“ koostanud -toimetanud Rein Veskimäe, Tallinna Raamatutrükikoda 1997

„Füüsika XII klassile“ Koolibri 1996

.DOC Laadi alla originaalfail 16 lk · .doc · 3 allalaadimist

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #1

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #2

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #3

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #4

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #5

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #6

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #7

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #8

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #9

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #10

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #11

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #12

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #13

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #14

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #15

Tähtedes toimuvad füüsikalised protsessid #16

50 punkti Autor soovib selle materjali allalaadimise eest saada 50 punkti.

~ 16 lehte Lehekülgede arv dokumendis

2016-03-11 Kuupäev, millal dokument üles laeti

3 laadimist Kokku alla laetud

0 arvamust Teiste kasutajate poolt lisatud kommentaarid

seeed Õppematerjali autor

vesinik heelium gaas aatom süsinik sähvatus tuumad tähe tuum universum tuumareaktsioonid kütus plahvatus tuumapõlemine sähvatused gammasähvatuse energiatoodang väliskihid

Sarnased õppematerjalid

odt

Päikese üldiseloomustus ja tähed

Kui tähes heelium otsa saab, on otsas ka kogu tähe tuumakütuse varu. Edasi jätkuvad kihilised tuumapõletused. Kui kihiline tuumapõletamine lõpeb, on tähe tuum muutunud juba väga tihedaks, samas on väliskihid ulatuslikud ja hõredad. Kuuma tähetuuma kiirgusrõhk hajutab väliskihid maailmaruumi. Väliskihid hajuvad planetaaruduna tähtedevahelisse ruumi ning tuumast jääb järele valge kääbus. Suure massiga tähtedes lakkavad tuumareaktsioonid täielikult. Lakkab ka seest tulev kiirgus ja tuum jääb väliskihtide tohutu raskuse alla. Täht variseb kokku. Temperatuur tõuseb kõigis kihtides järsult ning algavad tuumareaktsioonid, mis viivad kogu tähte hõlmava termotuumaplahvatuseni. Slide 5 Tähtede surm Väikese massiga tähed tõmbuvad kokku ja muutuvad valgeteks kääbusteks. Alguses on valged kääbused kohutavalt kuumad, aegamööda nad jahtuvad ja nende valgus muutub üha

Füüsika

doc

Tähtede vanuriiga

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 4 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

Füüsika

pdf

Taevatähed

teleskoobid lihtsalt "ei võta". Aga nähtud neid seni ei ole. Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega. Kui aga suur gaasipilv on juba kokku tõmbumas, tekivad temas gaasivoolud, pilvede põrked ja muud tihedust suurendavad protsessid. Mida tihedam on gaas, seda kiiremini ta jahtub ja mingil momendil kujunevad kokkutõmbuvas pilves suhteliselt väikesed tihendid. Need nn. gloobulid (lad. globulos -- kerake) sobivad juba meie gaaskera võrrandeisse ning vastavalt programmeeritud arvuti asub nende elukäiku jälgima. Kokkutõmbumise käigus gaasipilve keskosa kuumeneb, algul takistab tema kiirgus välimiste kihtide pealelangemist

Astronoomia ja astroloogia

docx

Tähe elu lugu ja HR-diagramm

Sisukord 4 Sissejuhatus Oma alljärgnevas referaadis räägin ma tähe elust ja HR-diagrammist. Kui sain teada enda teema, mis mulle valiti loosimise teel, järgnes mul reaktsioon: ,,Ma ei tea sellest mitte midagi ju!" Kuid tänu sellele, et käisin hiljuti Tartu Teaduskeskuses AHHAA planetaariumis, tean ma nendest teemadest nüüd pealiskaudselt. Referaadis kirjeldan lühidalt ja lihtsalt tähtede füüsikast ja elust. 1. Tähe elulugu Alguses oli gaas. Selleks, et gaasist saaks täht, peab teda kokku suruma. Kosmiline gaas on niivõrd hõre, et isegi väga madala temperatuuri korral tasakaalustab siserõhk gravitatsiooni. Et külm gaas jahtub väga aeglaselt, võtab selline täheteke kohutavalt palju aega. (Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98) Täheteke algab molekulaarudus tekkinud gravitatsioonilisest ebastabiilsusest, mille põhjuseks võivad olla näiteks supernoovade lööklained või galaktikate ühinemisprotsessid. Kui piirkonna tihedus on saavut

Füüsika

docx

Astronoomia

Teleskoop on ka mõõteriist. Saab mõõta, kuna teleskoop on liikumatul alusel ja liikuva teleskoobi asendit liikumatul alusel on lihtne mõõta. Teleskoopi läinud valguse abil saab kindlaks teha tähtede temperatuuri, koostise, elektri ja magnetväljade tugevuse. Kosmosesse viiakse teleskoobid, et saada kätte maa atmosfääris neelduvaid kiirguseid. Lk 24 küsimused 8.Mida on teada maa ehituse kohta?- Pealt on tahke, tuum on tahke ja vahepeal on vedel/poolvedel. 9.Millised protsessid kujundavad maa pinnaehitust?-Laamade liikumine. 10. Milline on maa atmosfäär?- Süsihappegaasi on väga vähe elustaimede ja ookeanide tõttu. Hapniku olemasolu. 13.Kuidas on tähistaeva muutumine seotud aastaaegadega?-Maa liikumine. 20.Mis põhjustab planeetide silmusekujulise liikumise tähtede suhtes?- Planeetide näiv silmusekujuline liikumine seletub nende vaatlemisega liikuvalt Maalt. 21.Kirjeldage kuu ja päikesevarjutust 23.Millise kuu faasi ajal toimub kuuvarjutus?-Täiskuu 24

Astronoomia

doc

Päike, tähed

7. Kust saab Päike energiat? Heeliumi tekkimine Päikesel: I etapp: prootoni ja elektroni ühinemine, mille tagajärjel tekivad neutronid ja neutriinod (laenguta, väikese massiga osakesed). II etapp: prootoni ja neutroni ühinemine deuteeriumi tuumaks. III etapp: Kaks deuteeriumi tuuma ühinevad heeliumiks ja see toimub Päikese sisemuses (Päikese tuumas), mis moodustab umbes 1/3 Päikesekerast. Päikese tuumas on temperatuur 10 miljonit kraadi ning seal toimuvad termotuumareaktsioonid ja vabaneb energia. 8. Kuidas jõuab Päikese sisemuses tekiv energia meieni? Päikese tuuma ümbritseb kiirgustsoon, kus tuumas vabanev energia antakse edasi kiirgusena. Kiirgustsooni ümbritseb konvektsioonitsoon kuni Päikese pinnani välja, kus energia kandub edasi konvektsioonide teel, kus kuumad gaasipilved tõusevad pinnale, jahtuvad ehk annavad oma energia ära ja laskuvad sisemusse tagasi. Päikese pinnalt jõuab energia meieni kiirgusena (footonite voona). 9

Füüsika

ppt

Tähtede tekkimine ja evolutsioon

Tähe elu lõpufaasis toimub tähes sibulasarnase kihistumisega kihtpõlemine Igas kihis toimub erinev termotuumaprotsess välimises vesiniku põlemine, järgmises heeliumi põlemine jne Viimasesse faasi on täht jõudnud siis, kui sünteesiprotsessid jõuavad raua tootmiseni Kokkukukkumine Keskmise suurusega kaugele evolutsioneerunud täht heidab oma välimised kihid planetaaruduna ilmaruumi Tuumasünteesiprotsessid suuremates tähtedes jätkuvad, kuni raudtuum on kasvanud nii suureks (rohkem kui 1,4 Päikese massi), et see ei suuda enam tasakaalustada enda massi Sel hetkel kukub raudtuum kokku Tuuma kokkukukkumisele järgneb tähe ülejäänud massi tuumale kukkumine Tekkiv lööklaine põhjustab ülejäänud tähe plahvatamise supernoovana Krabi udukogu, supernoova jäänused esimest korda vaadeldud 1050 AD

Astronoomia ja astroloogia

docx

28-leheline referaat: Tähed ja nende teke

Tähe elu lõpu lähedal toimub tähes sibulasarnase kihistumisega kihtpõlemine. Igas kihis toimub erinev protsess erineva elemendiga, välimises vesinikuga; järgmine kiht heeliumiga jne. Viimane faas toimub, kui massiivne täht hakkab tootma rauda. Kuna raua aatomid on ühed kõige tihedamalt ühendatud aatomid üldse, siis nende sünteesiprotsess ei tekitaks energiat – protsess hoopis neelaks energiat ning seetõttu tuumasüntees peatub. Suhteliselt vanades, väga massiivsetes tähtedes, koguneb tähe keskmes suur inertse raua tuum. Nendes tähtedes leiavad raskemad elemendid oma tee pinnani, moodustades objektid mida tuntakse kui Wolf-Rayet tähti 6 (ülimalt massiivsed tähed, mis kaotavad pidevalt kiiresti massi ja on ekstreemselt kuumad), millel on tihe tähetuul, mis lõhub väliatmosfääri. 3 Tähtede liigid 3.1 Peajada tähed – noored tähed Peajada faas on tähtede elus pikim faas

Astronoomia

Rohkem sarnaseid