TÄHE EVOLUTSIOON Tähed Tähed on valgusekillud, õhtuti puruneb valgus kildudeks. Mis on tähed ? • • • • Valgusallikad Nad on kaugel Neid on palju Kõik on pärit tähtedest Tähed on pisikesed valgustajad.
Download ReportTranscript TÄHE EVOLUTSIOON Tähed Tähed on valgusekillud, õhtuti puruneb valgus kildudeks. Mis on tähed ? • • • • Valgusallikad Nad on kaugel Neid on palju Kõik on pärit tähtedest Tähed on pisikesed valgustajad.
Slide 1
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 2
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 3
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 4
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 5
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 6
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 7
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 8
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 9
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 10
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 11
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 12
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 13
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 14
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 15
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 16
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 17
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 18
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 19
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 20
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 21
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 22
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 23
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 24
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 25
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 26
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 27
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 28
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 29
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 30
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 31
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 32
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 33
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 34
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 35
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 36
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 37
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 38
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 39
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 40
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 41
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 42
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 43
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 44
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 45
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 46
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 47
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 48
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 49
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 50
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 51
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 52
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 53
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 54
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 55
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 56
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 57
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 58
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 59
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 60
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 61
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 62
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 2
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 3
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 4
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 5
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 6
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 7
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 8
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 9
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 10
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 11
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 12
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 13
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 14
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 15
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 16
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 17
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 18
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 19
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 20
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 21
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 22
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 23
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 24
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 25
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 26
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 27
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 28
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 29
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 30
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 31
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 32
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 33
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 34
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 35
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 36
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 37
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 38
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 39
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 40
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 41
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 42
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 43
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 44
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 45
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 46
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 47
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 48
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 49
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 50
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 51
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 52
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 53
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 54
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 55
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 56
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 57
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 58
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 59
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 60
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 61
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus
Slide 62
TÄHE EVOLUTSIOON
Tähed
Tähed on valgusekillud, õhtuti
puruneb valgus kildudeks.
Mis on tähed ?
•
•
•
•
Valgusallikad
Nad on kaugel
Neid on palju
Kõik on pärit tähtedest
Tähed on pisikesed valgustajad maailmaruumis. Nad
kiirgavad soojust ja valgust. Palja silmaga näeb, et nad on
väikesed aga tegelikult on nad tohutult suured.
Eestis palja silmaga nähtavaid tähti on 1146.
Heledamaid tähti on 20.
Kogu Maal on näha silmaga ~6000 tähte.
Binokliga võib näha vähemalt 50000 tähte.
1m refraktorteleskoobiga 100 miljonit tähte.
Ajalooliselt
Teada tuntud ürgajast
Kuni XVII sajandi alguseni olid tähed
tugipunktid päikesesüsteemi uurimiseks.
1609 a. konstrueeris Galilei teleskoobi
XVIII saj. lõpul pani stellaarastronoomiale
aluse W.Herschel (1738-1822)
1835 a. Struve mõõtis Veega kauguse
1986 a. Hubble Space Telescope
Tähe vaadeldavad
parameetrid
• Heledus
• Värvus
Tähe heledus
• Näiv – II saj. e.m.a. koostas Hipparchos
tähekataloogi. Jagas tähed 6 klassi.
Päikese n.t. -26,6m; täiskuu -12m;
Veega 0,3m; Põhjanaelal 1,8m.
Minimaalne vaadeldav tähesuurus 32m.
Pogsoni valem:
m1-m2=-2,5log(E1/E2)
Tähe heledus
• Tegelik – 1835 a. Struve hindas
esimesena tähe kaugust parallaksi järgi.
Arvestades valguse nõrgenemist,
neeldumist, saab tähe tegeliku heleduse
arvutada.
Absoluutne on tähe heledus 10 parseki
(32,6v.a.) kaugusel.
Tähesuuruste vahemik -9...19m
Tähe parallaks
Maa
1 a.ü.
Parallaksi
nurk
Päike
Herne parallaks
Hernes
0,01 kaaresekundit
Parallaksi
nurk
100 km
Silm
Tähtede värvus
• Värvuse
kindlakstegemiseks
hinnatakse tähe heledusi
erinevates
spektripiirkondades.
• Kõige levinum on UBVfotomeetria.
• Värvusindeksid on
normeeritud Veega järgi.
Tähtede füüsikalised
parameetrid
•
•
•
•
•
Diameeter
Kiirgusvõime [seotud tähe kaugusega]
Temperatuur [punased-sinised tähed]
Tähe spekter [keemiline koostis, v, T]
Mass [mitmikutel Newtoni
seadusega]
Stefan-Boltzmanni seadus: E=qTe4
Suured ja väikesed tähed
Spektraalanalüüs
• Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter
sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma
• Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris
• Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe
keemilist koostist
• Doppleri efekt – spektrijooned nihkuvad
• Joonte laienemine väljendab pöörlemist
• Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust,
magnetvälja tugevust ja kas aine voolab
välja.
Spektraaluuringud näitavad et tähed on
väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid
näitajaid nagu keemiline koostis.
90% aatomite arvust on vesiniku aatomid
ning ülejäänust 90% on heelium ja 1%
raskemaid elemente.
Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja
kiirgusvõimega.
Tähtede perekond
Tähed sünnist surmani
Tähe elulugu
• Prototäht
• Päristäht
• Kõdutäht
Gravitasioon
Tuumaenergia
Soojusenergia
Millest tekivad tähed?
• Kanti-Laplace nebulaarhüpoteesi
kinnitavad vaatlused.
• NH – taevakehade moodustumine on
võimalik hõredast ainest tihenemise teel
Nebulaargaas
Linnutee galaktikas on gaasi 5x10e9 Mo
See asub galaktika tasandis ja massist ~2%
Sellest 69-70% H, 27-28% He, 2-4% muud
Tihedus 10e-22 g/cm3 (Päike 1,4; Maa 5,6)
Temperatuur 10-30 K
Mõõtmed 40 parsekit
Mass 10000-1000000 Mo
Tähtede teke
• Uusi tähti tekib aastas 5 Mo
• Gaasi vabalangemise aeg on 10e6
aastat
• Kui arvestada nebulaarpilvede massi ja
kokkutõmbumise ajategurit siis peaks
tekkima 5000 Mo jagu tähti
Järeldus – tähed tekivad teatud soodsates
tingimustes
Prototähe teke
• Aluseks gravitatsioon
• Takistavad tegurid: rõhk, tsentrifugaaljõud ja
magnetvälja rõhu surve
• Kokkutõmbumine algab teatud kriitilisest
massist – Jeansi mass (100-1000 Mo)
• Tähtede mass on 0,08-120 Mo
• Pilvevälised ja pilvesisesed põhjused
• Assotsitasioonid
• Fragmenteerumine
Prototähtede mass on
suurem, mõõtmed
palju kordi suuremad
ning temperatuur ja
tihedus palju
väiksemad.
-Prototäht koosneb ümbrisest ja südamikust
-Prototähel on kaks faasi
-Prototähed kiirgavad gravitats.pot. energiat
kokkutõmbumisel ja akreteerumisel
-Kasvav gaasirõhk tasakaalustab grav.jõu
-Termotuumareaktsioonid algavad 9x10e6 K
-Eluiga sõltub massist. Mo kulub 5 miljonit
aastat, 100 Mo 100000 aastat
Päristähed
•
•
•
•
Pidev tasakaalustamise režiim
Kõige pikem periood H->He vabanev energia
Põhimäärajaks mass
Peajadal Päike on 10 miljardit aastat, 100 Mo
500000 aastat
• Peajadalt lahkub kui südamikus vesinik lõpeb
• Siis täht kaotab tasakaalu ja hakkab kokku
langema, kuni süttivad He->C + kihtpõlemine
• Täht paisub, et lasta läbi suurenenud
kiirgusevoogu (hiiud)
• Tähepõlemise tsükkel, mille intensiivsus
väheneb kuna iga järgnev tsükkel vajab
enda tekkimiseks aina enam energiat
• Alla 0,08 Mo H ei sütti, alla 0,5 Mo He ei
sütti, Fe jaoks peab täht olema 8 Mo
Kõdutähed
• Võtmeküsimus on mass
• Mõjutavad kiire pöörlemine, tugev
magnetväli, tähetuul ja kaksiklus
GAASUDU
The Trifid Nebula (M20)
Lagoon Nebula (M8)
M24
NOOR HAJUSPARV
PLEJAADID
M7
TÄHE KOOKON
ORIONI UDU
VALLANDUSMEHHANISM
• TIHEDUSLAINED
• SUPERNOOVAD
PÖÖRDEMOMENT
• KOGU PÖÖRDEMOMENT MUUTUMATU
LÄBIMÕÕT VÄHENEB
PÖÖRLEMISKIIRUS SUURENEB
PLANEETIDE
MOODUSTUMINE
• ORBIIDID KOMPLANAARSED
• PLANEEDID PEAVAD TIIRLEMA SAMAS
SUUNAS
• PLANEEDID PEAVAD PÖÖRLEMA SAMAS
SUUNAS
TEMPERATUUR Päikese
UDUKOGUS
1500
1000
Asteroids
Temperature (K)
2000
500
MVE
M
S
J
0
0
1
2
3
4
5
6
7
Distance (AU)
8
9 10 11
JÕUD
• GRAVITATSIOON TÕMBAB KOKKU
• KIIRGUSRÕHK PUHUB LAIALI
• PROTOTÄHE STAADIUMIS
DOMINEERIB GRAVITATSIOON
TÄHT TÕMBUB KOKKU
EVOLUTSIOON H-R
DIAGRAMMIL
HELEDUS
FAAS I PEAJADA
EELNE
TEMPERATUUR
GAASÜMBRIS
• PROTOTÄHE ÜMBRIS MUUTUB LIIGA
SOOJAKS
TOLM PUHUTAKSE TAGASI
Bi-POLAARSD JOAD
TOLMUVABA PIIRKOND
Protostar
PROTOPILV
Bi-POLAARSED JOAD
VAADELDUD PROTOTÄHT
• HELEDAM KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
VÄGA SUUR
• PUNASEM, KUI VASTAKS
TEMPERATUURILE
TOLMÜMBRIS HAJUTAB KIIRGUST
FAAS II PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
• PROTOTÄHEL TUGEV TÄHETUUL
T Tauri TUUL
TOLMÜMRIS HAJUB
PLANEETIDE MOODUSTUMINE LÕPEB
• NÜÜD ON PROTOTÄHT
ESMAKORDSELT NÄHTAV
HELEDUS LANGEB (PALJU VÄIKSEM)
TEMPERATUUR MUUTUB VÄHE
TERMOTUUMA REAKTSIOONI
ALGUS
• TEMPERATUUR TUUMAS 10 MILJONI K
REAKTSIOON ALGAB
GRAVITATSIOON TASAKAALUSTAB
KIIRGUSRÕHU
HÜDROSTAATILINE TASAKAAL
PEAJADA EELNE
EVOLUTSIOON
TÄHE STRUKTUUR
• TUUM
ÜMBRIS
TUUM
SIIN REAKTSIOON
•ÜMBRIS
HOIAB TUUMA
KUUMA JA TIHEDA
TÄHE MUDELID
• ALUSTAME OLETUSTEGA RÕHU,
TEMPERATUURI,TIHEDUSE
KOOSTISEGA
• TUNTUD FÜÜSIKA SEDUSTE ALUSEL
• KONTROLLIDA PINNAANDMETEGA
PEAJADA EVOLUTSIOON
• VESINIK AMMENDUB PÕLEMISTSOONIS
• REAKTSIOONI INTENSIIVSUS LANGEB
• TUUM EI SAA ENAM TASAKAALUSTADA
TUUM TÕMBUB KOKKU
• TEMPERATUUR TUUMAS KASVAB
IDEAALNE GAAS
• VABANEB TÄIENDAV ENERGIA REAKTSIOON JÄRGMISES KIHIS
TÕSTAB ÜMBRISE
HELEDUS VEIDI TÕUSEB
EVOLUTSIOON PEAJADAL
TUUM
He
He
VESINIKU
“PÕLEMISTSOON”
UUS
PÕLEMISKIHT
Spektri klassid
O tähed
Ioniseeritud heelium,
nõrgad vesiniku
jooned
T>25,000 K
eresinised (ultraviolet
jooned)
Näiteks Orioni vöö
objektid
Spektri klassid
B tähed
Neutraalne heelium,
keskmised vesiniku
jooned
T=25,000 K-11,000K
sinised (UV jooned)
Näiteks Rigel
Spektri klassid
A tähed
Väga tugevad vesiniku
neeldumisjooned
T=11,000-7,500K
Violetsed jooned
Näiteks Siirius ja Veega
Spektri klassid
F tähed
Keskmised vesiniku
jooned ja
ioniseeritud Ca
T=7,500-6,000K
sinised
Näiteks Põhjanael
Spektri klassid
G tähed
Nõrgad vesiniku jooned
ja tugevalt
ioniseeritud Ca
T=6,000-5,000K
kollased
Näiteks Päike ja Alpha
Centauri
Spektri klassid
K tähed
Üksikud ioniseeritud
metallide jooned,
mõned molekulid
T=5,000-3,500K
punased
Näiteks: Arcturus,
Aldebaran
Spektri klassid
M tähed
Tugevad molekulide
jooned
T=2,200-3,500K
punased (IR jooned)
Näiteks: Betelgeuse,
Proxima Centauri
Spektri klassid
L tähed
Tugevad molekulide
jooned
H20 !!
T=1,300-2,200
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
Spektri klassid
T tähed
Tugevad H20 ja
metaani jooned
Väga külmad!
T=900-1300K
Punased (IR jooned)
Pruunid kääbused
540 v.a. Udu Maokandja tähtkujus