Xoo7 Lühidalt

Toivo Niinemets

Tähesuurus

• Tähesuurus ehk näiv tähesuurus ehk magnituud ehk suurusjärk on taevakeha näivat heledust väljendav arv.

• Tähesuuruste süsteem leiutati Vana-Kreekas

• Esialgu jagati tähed kuude tähesuurusse: mõned heledamad tähed tähistaevas on esimeses tähesuuruses, kõige tuhmimad tähed, mida paljud palja silmaga näevad, on kuuendas, ülejäänud tähed seal vahel.

Tähesuurus

• Hiljem oli vajadus seda süsteemi täiendada. Teleskoopidega on näha rohkesti veel nõrgemaid tähti, seetõttu tuli kasutusele võtta seitsmes, kaheksas jne tähesuurus.

• Kaks heledaimat kinnistähte – Siirius ja Kanoopus - on ülejäänud esimese suurusjärgu tähtedest oluliselt heledamad ning planeedid Veenus, Marss ja Jupiter on esimese suurusjärgu tähtedest heledamad.

• Aastal 1857 avaldatud artiklis defineeris Norman Pogson tähesuuruste logaritmilise skaala nii, et täht, mille tähesuurus on 5, annab Maale 100 korda vähem valgust kui täht, mille tähesuurus on 0. See skaala võimaldab kasutada ka murrulisi ja negatiivseid tähesuurusi.

Tähesuurus

• Maa taeva heledaima tähe Siiriuse tähesuurus on –1,45, Veenuse oma kuni –4,4, täiskuul –12,6 ja Päikesel –26,8.

Hertzsprungi-Russelli diagramm

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.

Hertzsprungi-Russelli diagramm

• Diagrammil torkab silma diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba -- peajada.

• Sellesse diagrammi kogupindalast vaid sajandiku moodustavasse ribasse on koondunud 90% tähtedest.

• Ka ülejäänud osas on täitumus ebaühtlane; selgesti on eristatav punaste hiidude rühm diagrammi keskel, valgete kääbuste rühm all vasakul ning horisontaalne ülihiidude jada graafiku ülaosas.

Muutlikud tähed

• tsefeiidid – heledus muutub pulseerivalt, paisuvad ja tõmbuvad kokku perioodiliselt. Samal ajal kaasnevad muutused atmosfääris ja fotosfääri osades. – Tsefeiidid on valged või kollased hiidtähed. Tsefeiidide heleduse

muutus ei ületa 1,5 tähesuurust ning muutuse periood on kümnetest minutitest kuni mõnekümne ööpäevani.

– Muutuste periood on palju aastaid sekundi murdosa täpsuseni muutumatu.

• noovad – heledus kasvab lühikese aja jooksul kuni 14 tähesuurust, kustumine toimub aeglaselt mitmete aastate vältel. Heleduse maksimumis plahvatavad. Kuuluvad füüsiliste kaksiktähtede kooseisu. Noovana käituv täht säilib pärast plahvatust

• Noova plahvatuse järelkaja: http://forte.delfi.ee/news/teadus/video-noova-jaetud-ilutulestik-oises-tahistaevas.d?id=65472180

Muutlikud tähed

• Supernoova on oma arengu lõppjärku jõudnud täht, mille

plahvatuse tagajärjel tähe heledus kasvab hetkeliselt miljoneid kordi.

• Plahvatuse tulemusel võib tekkida ülitihe objekt (neutrontäht, must auk), energiahulk on võrreldav Päikese poolt kogu tema eluea jooksul kiiratava energia hulgaga.

• Supernoova võib tekkida vähemalt 8–10 korda Päikesest massiivsemast tähest. Massiivse üksiktähe korral on plahvatuse põhjuseks tuumakütuse lõppemine tähe sisemuses, tähe keskmest lähtuv kiirgusrõhk lakkab, järgneb tähe gravitatsiooniline kollaps, mis põhjustabki supernoova plahvatuse.

• Kaksiktähe korral on üksikud tähe komponendid väiksema massiga kui supernoova tekkeks vaja. Suurema massiga täht areneb kiiremini, tuumakütus lõppeb ning tekkib valge kääbus ehk tihe ja kuum jäänuktäht, milles enam energiat juurde ei teki.

•

Muutlikud tähed

• Kui komponentide vahekaugus on piisavalt väike, hakkab osa teise

tähe ainest gravitatsiooni mõjul valgele kääbusele voolama. Aine surutakse kääbuse pinna lähedal tugevas gravitatsioonis kokku ning selle temperatuur tõuseb. Kui aine juurdevoolu jätkudes ületab kääbuse mass 1,4 Päikese massi, algab äkiline kogu kääbust hõlmav termotuumareaktsioon ning kääbus hävib supernoova plahvatuses. supernoovad – heledus kasvab rohkem kui noovadel, plahvatamisel vabaneb tohutu energia – 1041 J. Tegemist on üksiktähtedega. 1987.a. registreeriti supernoova plahvatus Galaktika kaaslases – kääbusgalaktikas Suur Magalhaesi pilv.

• pulsarid –neutrontäht nim ka pulsariteks. Sest, et nad pöörlevad väga kiiresti ja saadavad oma ülitugeva magnetvälja (Maa magnetväljast ligi triljon korda suurem) tõttu välja korrapäraseid raadioimpulsse.

Muutlikud tähed. Pulsari raadiokiirgus väljub peamiselt poolustelt

Neutrontäht

• Neutrontäht on peamiselt neutronitest koosnev täht. Nii lõpetavad Päikesest umbes 8 kuni 30 korda suurema massiga tähed.

• Tüüpilise neutrontähe raadius on vaid 10–15 km, kuid tema mass on võrdne 1–2 Päikese massiga. Neutrontähe tihedus on väga suur: suurusjärgus 100–1000 miljonit tonni kuupsentimeetri kohta. See vastab aatomituuma ja puhta neutronaine tihedusele.

• Neutrontähel on tekkimise ajal väga kõrge temperatuur. Seejärel jahtub ta kiiresti. Tavaliselt on tema temperatuur lähedane Päikese tuuma temperatuurile.

• Et neutrontähel on väga väike pindala, kiirgab ta äärmiselt vähe valgust, mistõttu neutrontähti on isegi parimate teleskoopidega väga raske avastada.

• Neutrontähe gravitatsioon on nii suur, et ta painutab valguskiiri tugevasti kõrvale (gravitatsioonilääts).

• Paokiirus võrdub kuni 150 000 km/s.

Neutrontäht

• Neutrontähed tekivad suure massiga tähtedest. Tuumkütuse lõppedes oma eluea lõpule, lakkavad temas termotuumareaktsioonid. Temperatuuri langedes langeb ka rõhk ja seetõttu hakkab gravitatsioon tähe tuumas järjest enam võimust võtma. Tulemuseks on tähe tuuma kokkukukkumine ja väliskihtide plahvatuslik eemalepaiskumine vabaneva energia arvelt.

• Seoses aine määratu tihenemisega täheaine neutroniseerub ja kaovad konkreetsed keemilised elemendid. Tulemuseks on ühtlane neutronite mass.

• Neutrontäheks saavad muutuda tähed, mille mass jääb vahemikku umbes 5-10 Päikese massi.

• Suuremad tähed muutuvad mustadeks aukudeks ja väiksemad valgeteks kääbusteks või kvarktähtedeks.

• Miljonite aastate jooksul pulsarite pöörlemine aeglustub ja magnetväli nõrgeneb, ning lõpuks lakkab. Järele jääb nn. tavaline neutrontäht. Viimane aga võib uuesti reaktiveeruda, kui ta millegi arvelt massi juurde saab

Kepleri supernoova

Valge kääbus

• Valge kääbus on väikeste mõõtmetega, väikese heledusega ja väga suure tihedusega nn. surnud täht, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis jahtub aeglaselt kuni muutumiseni mustaks kääbuseks.

• Tüüpilise valge kääbuse mass on 60% Päikese massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremad Maa omadest. Suurema osa valgete kääbuste massid jäävad vahemikku 0,5...0,7 Päikese massi, kuid väike osa valgeid kääbuseid on massiga kuni 1,4 Päikese massi.

• Evolutsiooni lõppfaasi jõudnud punane hiidtäht heidab ära oma vesinikurikkad välimised kihid ja tähest jääb järele väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks.

• Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist.

Valge kääbus

• Piisavalt kaua jahtudes saab valgest kääbusest külm must kääbus. Arvatakse, et neid ei ole Universumi eluea jooksul veel tekkinud, sest jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate vaadeldud valgete kääbuste temperatuur on u. 4000 K.

• Valged kääbused on üsna tavalised, moodustades 10% kõigist Galaktika tähtedest, kuid ükski valge kääbus pole palja silmaga nähtav.

• Meile lähim valge kääbus on Siirius B, mis asub 8,6 valgusaasta kaugusel ning on ühtlasi ka heledaim valge kääbus, tähesuurusega umbes 8,7. Kõige kergemini vaadeldav valge kääbus on Keid B, olles ka esimene avastatutest.

Must auk

• Must auk on ruumipiirkond (objekt), mille gravitatsioon on nii tugev, et isegi valgus ei pääse sellest välja. Seda tekitab piisavalt suure massi olemasolu piiratud ruumiosas. Must auk koosneb kahest osast, milleks on singulaarsus ja sündmuste horisont.

• Must auk tekib siis, kui väga suure tähe tuumakütus on lõppenud ning tähe gravitatsioonijõu ja tuumareaktsioonidest tekkiva rõhu tasakaal saab rikutud. Täht kollapseerub, vajudes oma enese raskuse all lõkspinna taha, kogunedes ruumipiirkonda mis jääb sissepoole niinimetatud sündmuste horisonti ehk Schwarzschildi raadiust, selle piirkonna tihedus läheneb lõpmatusele ja seda nimetatakse singulaarsuseks. Kuigi neutron- ja kvarkmassi omadused ei ole lõpuni selged, hinnatakse musta augu tekkimiseks vajaliku aine kriitilise massi suuruseks umbes 2 kuni 3 Päikese massi.

• Maa massiga objekti kohta oleks Schwarzschild'i raadius 9 millimeetrit, niisiis nööpnõelapea suurune.

Must auk

• Kuigi must auk iseenesest ei ole nähtav, siis valguse kiirusele lähedase kiirusega musta auku langev aine tekitab elektromagnetkiirguse voo musta augu piirkonnast ja muudab ta nähtavaks.

• Kuna must auk on üldjuhul pöörlev objekt, siis lähtuvalt teooriast on musta augu pöörlemistelje poolused võimelised mateeriat emiteerima ja sealt lähtuvad teineteisele vastassuundades võimsad kiirgusvood ümbritsevasse ruumi. See protsess viib musta augu hääbumiseni.

• Sündmuste horisondist seespool lakkavad kehtimast meile tuntud loodusseadused. Aeg ja ruum kaotavad mõtte füüsikalises tähenduses ning seal võib esineda kõige kummalisemaid nähtusi. Kaob põhjus-tagajärg printsiip

Must auk

Must auk

• Must auk neelas tähe: http://novaator.ee/ET/kosmos/must_auk_neelas_tahe/

Galaktika

• Galaktika on gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem, mis koosneb tähtedest,nende jäänustest, tähtedevahelisest tolmust ja tumedast ainest.

• Galaktikaid võib leida igas suuruses, alates kääbusgalaktikatest, mis sisaldavad umbes kümme miljonit tähte kuni hiidgalaktikateni, mis sisaldavad sadu triljoneid tähti.

• Kõik kehad galaktikas tiirlevad ümber galaktika keskme. Galaktikad võivad ka koosneda mitmetest tähesüsteemidest, tähekogumitest. Päike on üks Linnutee tähtedest

• Ajalooliselt on galaktikaid liigitatud nende kuju järgi: – Elliptiline galaktika on kõige tüüpilisem – Spiraalgalaktikad on oma kujult spiraalharudega kettad – korrapäratud galaktikad

Galaktika

• Nähtavas universumis on arvatavasti rohkem kui 170 miljardit galaktikat.

• Enamik neist on oma diameetrilt 1000–100 000 parsekit ning asuvad üksteisest miljonite parsekite kaugusel. Galaktikatevaheline ruum on väga hõre, selle tihedus on vähem kui 1 aatom kuupmeetris.

• Suurem osa galaktikatest on grupeerunud parvedesse, parved ise, aga moodustavad superparvi.

Spiraalne galaktika

Spiraalne galaktika

Elliptiline galaktika

Korrapäratu galaktika

Tumeaine

• Tumeaine ehk varjatud aine on aineliik füüsikas, mida ei ole näha, kuid mida on tunda tema raskusjõu tõttu.

• Astronoomiliste vaatluste põhjal oletatakse, et tumeaine moodustab umbes 83% Universumis leiduvast ainest.

• Esimesed viited puuduvale massile tulid Jan Henrik Oortilt, kes näitas, et teadaolevast massist ei piisa meie galaktika tähtede kiiruste seletamiseks.

• Hilisemad tõendid tumeaine olemasolule tulid 1934. aastal Fritz Zwickylt, kes pakkus selle välja, et seletada galaktikate liikumist galaktikaparvedes, kus tähesüsteemide suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust.

• Eesti teadlastest on tumeaine uuringutesse panustanud Jaan Einasto.

Tumeaine

• Universum 8 min http://www.youtube.com/watch?v=coW8JrcN1yc

• Suhteline suurus 2 min http://www.youtube.com/watch?NR=1&v=RCsmz3d4lJ8&feature=endscreen

• Linnutee 1,5 min http://www.youtube.com/watch?v=S7GiZMVNB20