[go: up one dir, main page]
Mine sisu juurde

Täht (astronoomia)

Muuda linke
Allikas: Vikipeedia
Gaasi ja tolmu kondenseerumine, tähtede moodustumise algus (Lagoon Nebula)

Täht on astronoomias 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. Tavalised tähed on sfäärilise kujuga, nende kuju ja suuruse määrab gravitatsioonijõu, gaasi rõhu ning kiirguse rõhu hüdrostaatiline tasakaal.


Teadusliku definitsiooni kohaselt on tähed isegraviteeruvad ja hüdrostaatilises tasakaalus olevad plasmakerad, mis toodavad ise energiat tuumasünteesiprotsessi abil.

Tähtede 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 või üldisemalt mitmiktähti. Näiteks 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 või -assotsiatsioonideks.

Tähed ei jaotu universumis ühtlaselt, vaid on tavaliselt grupeerunud galaktikatesse. Tüüpilises galaktikas on sadu miljardeid tähti.

Tähtede elutsükkel

[muuda | muuda lähteteksti]
 Pikemalt artiklis Tähtede areng

Tähed tekivad tähtedevahelises keskkonnas asuvates suurema tihedusega regioonides, kuigi tihedus neis on siiski väiksem kui Maal saavutatavates vaakumites. Vastavaid regioone nimetatakse molekulaarududeks ja nad koosnevad peamiselt vesinikust, lisaks umbes 23–28% ulatuses heeliumist ning mõne protsendi ulatuses raskematest elementidest.

Prototähe teke

[muuda | muuda lähteteksti]
 Pikemalt artiklis Täheteke
Kunstniku kujutlus prototähe tekkeprotsessist tihedas molekulaarudus. NASA pilt

Täheteke algab molekulaarudus tekkinud gravitatsioonilisest ebastabiilsusest, mille põhjuseks võivad olla näiteks supernoovade lööklained või galaktikate ühinemisprotsessid. Kui piirkonna tihedus on saavutanud kriitilise väärtuse ja pilve siserõhk ei suuda enam tasakaalustada gravitatsioonijõude, algabki gravitatsiooniline kokkutõmbumine.[1]

Tiheduse kasvades muundub gravitatsiooniline energia soojuseks ja pilve temperatuur hakkab tõusma. Olles jõudnud hüdrostaatilise tasakaalu olekusse, tekib pilve südamikus prototäht ja selle tuumas süttivad termotuumareaktsioonid.[2] Neid, peajada eelses faasis tähti, ümbritseb tihti gaasist ja tolmust koosnev akreatsiooniketas, milles võivad tekkida planeedid. Gravitatsioonilise koondumise protsess kestab umbkaudu 10–15 miljonit aastat.

Peajada

[muuda | muuda lähteteksti]

Tähed veedavad peajadal umbes 90% oma elueast. Seal viibimise ajal saab täht oma energiat vesiniku tuumasünteesist heeliumiks, mis toimub tema südamikus. Selliseid tähti nimetataksegi peajada tähtedeks. Aja jooksul heeliumi osakaal üha tõuseb. Pideva tuumasünteesi ja sellest tuleneva hüdrostaatilise tasakaalu tõttu tõuseb tähe temperatuur ja suureneb heledus[3], näiteks Päikese heledus on pärast peajadale jõudmist 4,6 miljardit aastat tagasi suurenenud 40% võrra.[4]

Iga täht tekitab tähetuult, mis tähendab pidevat gaasi ilmaruumi paiskamist. Enamiku tähtede jaoks on sellega kaasnev massikaotus tühine. Päike kaotab aastas 10−14 osa oma massist[5] ehk ainult 0,01% kogu eluea jooksul. Väga massiivsete tähtede jaoks on tähetuule efekt aga suur. Nad võivad kaotada 10−7 kuni 10−5 Päikese massi aastas ja niivõrd ulatuslik massikadu mõjutab oluliselt nende evolutsiooni.[6] Tähed, mille mass tekkides ületab 50 Päikese massi, võivad peajadal viibimise aja jooksul kaotada üle poole oma massist[7].

Peajadal viibimise aeg sõltub tähe algmassist ja absoluutsest heledusest ehk sellest, kui palju kütust tähel kulutada on ja kui intensiivselt ta seda teeb. Päikese eluiga on hinnanguliselt 1010 aastat. Suured tähed kulutavad oma kütust kiiresti ja seetõttu on nende eluiga suhteliselt lühike. Väikesed tähed, eeskätt punased kääbused, "põletavad" vesinikku väga aeglaselt ja nende eluiga võib ulatuda kümnete kuni sadade miljardite aastateni. Oma eluea lõpus muutuvad sellised tähed aina tuhmimaks, ent kuna selliste tähtede eluiga ületab universumi praegust vanust, 13,7 miljardit aastat, pole selles arengujärgus tähti vaadeldud.

Peale massi mõjutab tähe evolutsiooni oluliselt ka heeliumist raskemate elementide kontsentratsioon. Astronoomias nimetatakse kõiki heeliumist raskemaid elemente metallideks ning nende ainete keemilist kontsentratsiooni metallilisuseks. Metallilisus mõjutab tähe tuumasünteesi protsesside kiirust, magnetvälja kujunemist[8] ja tähetuule tugevust.[9] Vanemad, teise populatsiooni tähed, on oluliselt madalama metallilisusega kui nooremad, esimese populatsiooni tähed. See tuleneb molekulaarudude koostisest, millest nad pärinevad. Aja jooksul vanemad tähed surevad ning heidavad osa oma ainest ilmaruumi, rikastades sedasi molekulaarudusid raskemate elementidega.

Peajadajärgne aeg

[muuda | muuda lähteteksti]

Vähemalt 0,4 Päikese massiga tähtede väliskihid hakkavad paisuma ja jahtuma, kui täht on ammendanud tuumas leiduva vesiniku, ning heeliumi süttimisel tekib punane hiid. Näiteks viie miljardi aasta pärast, kui Päike on arenenud punaseks hiiuks, paisub ta maksimumraadiuseni ca 1 astronoomiline ühik, 250 korda tema praegusest suuremaks. Hiiuna kaotab ta intensiivse tähetuulega umbes 30% oma massist.[4][10]

Kuni 2,25-kordse Päikese massiga punases hiius jätkub vesiniku põlemine tuuma ümbritsevas kihis.[11] See protsess surub tuuma kokku ning lõpuks algab tuumas heeliumi põletamine. Sellest tulenevalt tõmbub täht aeglaselt kokku ning tema pinnatemperatuur kasvab. Raskemate tähtede puhul läheb tuum enam-vähem sujuvalt vesiniku põlemiselt üle heeliumi põlemisele, vesiniku põlemine toimub endiselt ka tuuma kohale jäävas kihis.

Pärast heeliumi ammendumist tuumas jätkuvad termotuumareaktsioonid tuuma ümbritsevas kihis. Kõrge temperatuuriga tuum koosneb selleks ajaks peamiselt hapnikust ja süsinikust. Seejärel jätkub tähe evolutsioon sarnaselt punase hiiu evolutsiooniga, ent kõrgema pinnatemperatuuriga.

Massiivsed tähed

[muuda | muuda lähteteksti]

Väga suure massiga tähed paisuvad heeliumi põlemise faasis punasteks ülihiidudeks. Kui tuuma heeliumivarud on ammendunud, võivad nad jätkata heeliumist raskemate elementide sünteesi.

Tuuma surutakse kokku, kuni temperatuur on piisav, et algaks süsiniku põlemine. See protsess jätkub, järgmistes faasides neooni, hapniku, räni põlemisega. Tähe elu lõpufaasis toimub tähes sibulasarnase kihistumisega kihtpõlemine. Igas kihis toimub erinev termotuumaprotsess, välimises vesiniku põlemine, järgmises heeliumi põlemine jne.[7]

Viimasesse faasi on täht jõudnud siis, kui sünteesiprotsessid jõuavad raua tootmiseni. Raua eriseosenergia on maksimumilähedane, seega ei saa täht saada energiat raua edasisest sünteesimisest raskemateks elementideks ega raua lõhustamisest kergemateks elementideks. Vastavad protsessid hoopis neelaksid energiat.

Kokkukukkumine

[muuda | muuda lähteteksti]

Keskmise suurusega kaugele evolutsioneerunud täht heidab oma välimised kihid planetaaruduna ilmaruumi. Kui välimise atmosfääri eemaldumisest järele jäänud osa mass on väiksem kui 1,4 Päikese massist, tõmbub täht kokku suhteliseks väikeseks, umbes Maa mõõtu objektiks, mis ei ole piisavalt massiivne edasiseks kokkutõmbumiseks. Selliseid objekte nimetatakse valgeteks kääbusteks[12]. Elektronkõdunud olekus aine valges kääbuses ei ole enam plasma, kuigi tähti kirjeldatakse tavaliselt kui plasmakerasid. Valged kääbused jahtuvad ning väga pika aja jooksul saavad neist mustad kääbused.

Krabi udukogu, supernoova jäänused – esimest korda vaadeldud 1050 AD

Tuumasünteesiprotsessid suuremates tähtedes jätkuvad, kuni raudtuum on kasvanud nii suureks (rohkem kui 1,4 Päikese massi), et see ei suuda enam tasakaalustada omaenda massi. Sel hetkel kukub raudtuum kokku – elektronid langevad prootonitesse, moodustades elektronhaarde protsessis neutroneid ja neutriinosid. Tuuma kollapsile järgneva tähe ülejäänud massi tuumale kukkumisest tekkiv lööklaine põhjustab ülejäänud tähe plahvatamise supernoovana. Selle plahvatuse käigus heidetakse ilmaruumi valdav osa tähe gaasist. Supernoovad on niivõrd heledad, et võivad lühiajaliselt olla heledamad kui kogu nende kodugalaktika. Linnutees toimunud supernoovasid on ajalooliselt jälgitud kui taevasse tekkinud "uusi tähti".[13]

Enamik tähe materjali paisatakse supernoova plahvatuse käigus ilmaruumi, tekib helenduv gaasudu – supernoova jäänuk. Tähest jääb järele kas neutrontäht, mis mõnikord käitub pulsari või röntgenikiirteallikana, või, suurimate tähtede korral (piisavalt massiivsed, et tähejäänuki mass oleks suurem kui 4 Päikese massi), must auk.[14] Neutrontähes on aine neutron-kõdunud seisundis, võimalik, et tsentri ümbruses on aine eksootilisemas QCD (quantum coupled degeneracy – kvantsidestus kõdumine) seisundis. Mustas augus on aine seisundis, mida hetkel ei mõisteta.

Supernoova plahvatuse käigus eemale heidetud tähe väliskihid sisaldavad raskeid elemente, mis võivad minna ringlusse uutes tähetekkeprotsessides. Selle protsessi tõttu on planeetide teke võimalik. Supernoovadest ja massiivsetest tähtedest tulenev osakeste voog mängib suurt rolli tähtedevahelise ruumi keskkonna kujunemises.

Vaata ka

[muuda | muuda lähteteksti]

Viited

[muuda | muuda lähteteksti]
  1. ↑ Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. 16 (1): 555–584. Bibcode:A..16..555W 1978ARA A..16..555W. DOI:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. ISSN 0066-4146. {{cite journal}}: kontrolli parameetri |bibcode= väärtust (juhend)
  2. ↑ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. Originaali arhiivikoopia seisuga 23.06.2008. Vaadatud 5. septembril 2006. {{netiviide}}: |arhiivimisaeg= ja |archivedate= dubleerivad üksteist (juhend); eiran tundmatut parameetrit |arhiivi url= (juhend)
  3. ↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. DOI:10.1086/190603.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
  4. ↑ 4,0 4,1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. DOI:10.1086/173407.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
  5. ↑ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. DOI:10.1086/340797.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)[alaline kõdulink]
  6. ↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. Bibcode:1977A&A....61..251D.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
  7. ↑ 7,0 7,1 "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. Vaadatud 7. septembril 2006.
  8. ↑ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597–607. Bibcode:2001A&A...373..597P. DOI:10.1051/0004-6361:20010626.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
  9. ↑ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 18. juuni 2004. Originaali arhiivikoopia seisuga 22.11.2004. Vaadatud 26. augustil 2006. {{netiviide}}: |arhiivimisaeg= ja |archivedate= dubleerivad üksteist (juhend); eiran tundmatut parameetrit |arhiivi url= (juhend)
  10. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Vaata ka Palmer, Jason (22. veebruar 2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. Originaali arhiivikoopia seisuga 17.03.2008. Vaadatud 24.03.2008.
  11. ↑ Hinshaw Gary (23. august 2006). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. Vaadatud 1. septembril 2006.
  12. ↑ Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. DOI:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.
  13. ↑ "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. 6. aprill 2006. Vaadatud 16. juulil 2006.
  14. ↑ Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. DOI:10.1088/0264-9381/20/10/309.

Välislingid

[muuda | muuda lähteteksti]
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Täht_(astronoomia)&oldid=6691792"