Iga tähesuuruse täht on järgmisest tähesuurusest 2,51 korda nõrgem. Esimese ja viimase tähesuuruse vahe 100 korda. Tähistaeva kõige heledam täht on Sirius (tähesuurus: m = -1,45). Tähe tegeliku heledusega tähesuurusel tegemist ei ole. Teine tähesuurus on absoluutne tähesuurus (M), mis on tähesuurus, mis oleks tähtedel siis, kui nad asuksid meist 10 pc (parseki) kaugusel. Parsek on kõige suurem pikkusühik, millega iseloomustatakse tähtede kaugusi. 1 pc = 3,6 ly 3. Mis on värvusindeks? Millest see sõltub? Värvusindeks on tähe suuruste erinevused (vahed) tähe poolt kiiratud erinevates spektripiirkondades. Eristatakse kolme spektripiirkonda: U ultravioletse kiirguse piirkond; B sinine piirkond; V valge piirkond. Värvusindeksid sõltuvad sellest, milleses spektripiirkonnas on tähelt tulnud (kiirgunud) valgus kõige intensiivsem. Veega tähe värvusindeks on 0. Punasemad tähed kui Veega on positiivsete värvusindeksitega.
GALAKTIKAD Katrin Olhovikov 12. klass Galaktikate liigid · Elliptilised galaktikad · Spiraalsed galaktikad · Ebaregulaarsed galaktikad Lisaks "tavalistele" galaktikatele... · Seyfert'i galaktikad -- normaalse värvusega spiraalgalaktikad, tugevad emissioonijooned tuumas · Markarjani galaktikad -- tuum ja mõhn sinaka tooniga, väike värvusindeks, tugevad emissioonijooned, ketas näha väga nõrgalt · Kvasarid -- peeti algul pikka aega "ülitähtedeks"; praegu ollakse seisukohal, et tegu on ikkagi galaktikaga, mille tuuma heledus ületab tuhandeid kordi ülejäänud osa heleduse. Galaktikate teke · Galaktikad kujunevad hajusatest gaasipilvedest gravitatsioonijõu toimel · Protogalaktika kokkutõmbumise käigus kujuneb kaks populatsiooni: tähepilv ja gaasiketas · Elliptilise galaktika teke sarnaneb tähe
mõõtmetega taeva-alalt. Galaktika välisserv pole terav, vaid sulab aegamisi taevaga ühte. Et saada koguheledust, tuleb kataloogide koostajatel lõpetada galaktika kokkuleppelise joonega (nn. Holmbergi raadius). Galaktikate värv on kollakasvalge, mis vastab G-klassi spektrile (värvusindeksile B - V = 0,6). Täpsem mõõtmine näitab, et elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate keskosad on pisut punakamad (värvusindeks +0,85) spiraalharud ja korrapäratud galaktikad aga sinakamad (värvusindeks +0,28). Galaktikate keemilise koostise uurimine on töömahukas ja seda saab teha vaid lähemate galaktikate korral. Tulemused kinnitavad meie oma Galaktikast tuntud fakti kahe erineva koostisega tähepopulatsiooni olemasolu kohta. Neist esimene, ketta populatsioon, on koostiselt sarnane Päikesele ja sisaldab kõikvõimalikke tähti ning täheparvi. Teine, sfääriline populatsioon, kuhu kuuluvad kerasparvede ja elliptilise keskosa tähed, erineb esimesest
Galilei 1610 ja jätkas William Herschel 18. saj. · Heledaim osa Linnuteest asub Amburi tähtkujus · Meie lähigalaktikad on Andromeda udukogu, Suur ja Väike Magalhaes. 7. Galaktikate liigid · Ehituse järgi: 1) elliptilised- koosnevad vanadest tähtedest. Jagatakse omakorda 3-ks: I. Seyferti galaktikad- normaalse värvusega spiraalgalaktikad, tugevad emissioonijooned tuumas. II. Markarjani galaktikad- tuum ja mõhn sinaka tooniga, väike värvusindeks, tugevad emissioonijooned, ketas näha väga nõrgalt. III. Kvasarid. 2) spiraalilised- ... 3) korrapäratud- Suur ja Väike Magalhaes · Galaktikate vanus 12-15 miljardit aastat. · Galaktikad on täheparved. 8. Kvasarid · Ühed kaugemad objektid maailmaruumis. · Tekivad tõenäoliselt galaktikate ühinemisel. · Algselt peeti ülitähtedeks. · On teada u 200 000 kvasarit
) 11. Kuidas on tähesuurused seotud tähtede heledusega? Mida suurem tähesuurus, seda väiskema intensiivsuga ta kiirgab valgust. 12. Miks erinevad fotograafilised tähesuurused visuaalsetest? Fotograafilised tähesuurused erinevad visuaalsetest sellepärast, et silm näeb kindlaid lainepikkuseid. Fotoaparaat saab aga tuvastada rohkem lainepikkuseid. Fotograafilised tähesuurudes saab jäädvustada kuid visuaalselt näeb inimene lihtsalt oma silmaga. 13. Mis on värvusindeks? Millest see sõltub? Värvusindeks on tähe suuruste erinevused tähe poolt kiiratud erinevates spektri piirkondades. Värvusindeks sõltub sellest, millises spektri piirkonnas on tähelt tulnud valgus kõige intensiivsem ehk see sõltub tähe temp ja heledusest. 14. Kuidas leida tähe ruumkiirust? Tähe ruumkiiruse leidmisel peab arvestama tähe oma liikumist ja tähe kaugust. 15. Millised on tähtede temperatuurid?
Kui mõõtmisvahendiks on fotoplaat, räägitakse fotograafilistest; kui inimsilm, siis visuaalsetest. Tähtede heleduste määrangud sõltuvad sellest, millise aparatuuriga heledust mõõdetakse. Erinevate numbrite (ja ka järjestuse) saamise põhjuseks on see, et eri tüüpi kiirgusvastuvõtjad on tundlikud erinevas lainepikkuste piirkonnas. Kui otsustajaks on inimene, tema nägemismeel, nimetatakse vastavat heledust (tähesuurust) visuaalseks. 13. Mis on värvusindeks? Millest see sõltub? Värvusindeks on erinevates spektripiirkondades määratud tähesuuruste vahe. Sõltub tähe pinnatemperatuurist. 14. Kuidas leida tähe ruumkiirust? Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi (Doppleri efektist). Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamik neist on alla 100 km/s. 15. Millised on tähtede temperatuurid
10. Mis on tähesuurus? Tähesuurus- kõige heledamad I suurusjärgu tähed, iga järgmine teisest 100,4 e 2,51 x tuhmim. 11. Kuidas on tähesuurused seotud tähtede heledusega? Mida suurem tähesuurus, seda tuhmim täht. 12. Miks erinevad fotograafilised tähesuurused visuaalsetest? Fotograafilised suurused erinevad visuaalsetest, sest viimase määrab inimene oma nägemismeelega, fotograafilise tähesuuruse määramisel kasutatakse fotoplaati. 13. Mis on värvusindeks? Millest see sõltub? Värvusindeks- mõõdetakse tähe heledust eri spektripiirkondades ja määratakse tähesuuruste erinevused. Mõõdetakse fotomeetri abil. Sõltub pinnatemperatuurist. 14. Kuidas leida tähe ruumikiirus? Tähe ruumkiirus- omaliikumine (kiirus)+ kaugus + spektrijoonte nihkumine (Doppleri efekt). 15. Millised on täähtede temperatuurid? Tähtede t° on väga erinev, alates 3000K kuni 30 000K. Sisemuse 10neid miljoneid kraade. 16
valguse. 8 7.7. AKTIIVSED GALAKTIKAD JA KVASARID Lisaks eespool nimetatud galaktikatele on olemas galaktikataolisi objekte, mille tuum on erakordselt hele ja mille spektrit iseloomustavad tugevad, suure laiuse ja heledusega emissioonijooned. Eristatakse kolme põhilist tüüpi: a) Seyferti galaktikad - normaalse värvusega spiraalgalaktikad, tugevad emissioonijooned tuumas. b) Markarjani galaktikad - tuum ja mõhn sinaka tooniga, väike värvusindeks, tugevad emissioonijooned, ketas näha väga nõrgalt. c) Kvasarid peeti algul pikka aega "ülitähtedeks". Praegu ollakse seisukohal, et tegu on ikkagi galaktikaga, mille tuuma heledus ületab ülejäänud osa heleduse tuhandeid kordi. Suure heleduse ja lihtsa vaatlusmetoodika tõttu on kvasarid ühed kaugemad objektid maailmaruumis. 9 8. GALAKTIKATE RUUMJAOTUS Galaktikate jaotus taevasfääril on ühtlane
pidurdavad konvektsiooni. 10) Mis on tähesuurus? Iseloomustab tähe heledust. Mida väiksem tähesuurus, seda heledam täht. 11)Kuidas on tähesuurused seotud tähtede heledusega? Mida väiksem tähesuurus, seda heledam täht. 12) Miks erinevad fotograafilised tähesuurused visuaalsetest? Visuaalne tähesuurus- inimese nägemismeele abil. Fotograafilise tähesuuruse mõõtevahendiks on fotoplaat. 13) Mis on värvusindeks? Millest see sõltub? Kui mõõta tähtede heledust erinevates spektripiirkondades, siis nende tähesuuruste erinevused ongi värvusindeksid. Levinuimaks süsteemiks on kolmevärvi- fotomeetria, kus tähe värvust hinnatakse kahe indeksi U-B ja B-V. See süsteem on normeeritud tähe Veega järgi. Veegast punasemate tähtede värvusindeksid on positiivsed, sinisemad negatiivsed. 14) Kuidas leida tähe ruumkiirust?
kindlat pinda. Aine tihedus peab muutuma pidevalt väljapoole vähenedes, seda näeme õhukeses kihis fotosfääris. Fotosfäärist kõrgemal on Päikese ,,atmosfäär", mis koosneb kromosfäärist ja kroonist. 20. Kust saab Päike energiat? Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest vesinikuaatomi tuumade ühinemisest heeliumi tuumadeks. 21. Mis on tähesuurus? Tähesuurus on tähtede järjestus heleduse järgi. 22. Mis on värvusindeks ja millest see sõltub? Värvusindeks on füüsikaline värvuse hinnang, mõõtes tähe heledust erinevates spektripiirkondades ning määrates tähesuuruste erinevused. 23. Kuidas saab hinnata tähe läbimõõtu? Massi? Tähe läbimõõtu saab hinnata temperatuuri ja kiirgusvõime kaudu. Massi saab hinnata kaksiktähtede gravitatsiooniseaduse abil. 24. Millest tekivad tähed? Tähed tekivad gravitatsioonijõu toimel kosmilisest gaasi- ja tolmupilvest. 25
Tähe väliskest hakkab samal ajal paisuma - sünnib hiidtäht. Kuid isegi Tartu kasinates tingimustes õnnestus tal teha töö, mis on pioneerlikuna läinud astronoomia ajalukku. Jutt on tähtede värvusindeksite fotograafilisest mõõtmisest. Kasutades Petzvali astrograafiga tehtud ülesvõtteid (tavalistel ja ortokromaatilistel fotoplaatidel), määras ta tähtedel kaks värvusindeksit. Kui üht neist - fotograafilise ja visuaalse tähesuuruse vahet - tunti juba varem, siis ultravioletne värvusindeks oli teadusele uudiseks. Saadud värvusindekseid kasutas ta tähtede klassifitseerimiseks - hiid- ja kääbustähtede eraldamiseks. Nii loetaksegi E. Öpikut praegu laialdast kasutamist leidva mitmevärvifotomeetria loojaks. JAAN EINASTO (sündinud 23. veebruaril 1929 Tartus) on eesti astrofüüsik, aastast 1986 Eesti Teaduste Akadeemia akadeemik. Ta on põhjalikult uurinud galaktikate ja universumi ehitust, samuti kosmoloogiat. Oli
ümbritsevast üle 1000 K madalam. Päikese magnetväli on seal sadu kordi tugevam kui ülejäänud osas -> pidurdab ainevoolude liikumist. 10. Mis on tähesuurus? Vt eespool. 11. Kuidas on tähesuurused seotud tähtede heledusega? Suurem tähesuurus vastab heledamale/ nõrgemale tähele. 12. Miks erinevad fotograafilised tähesuurused visuaalsetest? Kui mõõtmisvahendiks on fotoplaat, räägitakse fotograafilistest; kui inimsilm, siis visuaalsetest. 13. Mis on värvusindeks? Millest see sõltub? Värvusindeks on erinevates spektripiirkondades määratud tähesuuruste vahe. Sõltub tähe pinnatemperatuurist? 14. Kuidas leida tähe ruumkiirust? Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi (Doppleri efektist). Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamik neist on alla 100 km/s. 15. Millised on tähtede temperatuurid
annaabi.ee 
