Füüsika: Tähed

1.Päikese mõõtmed võrreldes Maaga- Nurkläbimõõt- 109x suurem, mass 330 000x suurem
2.Päike on tüüpiline täht- stabiilne, keskmise eluea, t° ja massiga
3.Päikese serv näib teravana, kuna nähtav valgus tekib suht õhukeses kihis- fotosfääris (u 400km)
4.Granulatsioon on konvektiivsetele liikumistele iseloomulike pööriste ilming- granuuli keskosas tõuseb kuum aine pinnale, tumedamates servades laskub jahtunud aine alla. Teraline muster
5.Päikese atmosfäär- kromosfäär (u paar tuhat km) ja kroon (ebakorrapärane nõrk helendus, 2x P d)
6.Pöörlemisperiood on ekvaatori lähedal 25 päeva, poolustel +10. Üks täistiir Galaktika keskme ümber 200 mln aastaga. Pöörlemist märkame tänu laikude liikumisele
7.Päike saab energiat termotuumareaktsioonidest- vesinikuaatomi tuumade ühinemisel heeliumi tuumadeks väga sügaval tähe sügavuses
8.Päikese energia jõuab meieni nii: 1. Energia läbib ¾ teest tsentrist pinnani footonite vahetuse teel (kiirguslik energiaülekanne) 2. Domineerivaks muutub konvektsioon, laikude kohal väljumine pidurdatud. Laikudega kaasnevad loited ehk proturbulentsid- aine paiskub 100 000 km'te kõrgusele. 3. Enamik langeb tagasi pinnale, osa kiirgub maailmaruumi. 4. Maale jõudnud laetud osakeste pilv kutsub esile magnetvälja häired, atmosfääri heledust (virmalisi), annab sooja, UV-, raadiokiirgust
9.Päikeselaiguks nim tumedama keskosa ja seda ümbritseva heledama varjuga, keskm t° 1000K madalama t° ala, kus magentväli on 100x tugevam. Ala ümbritseb võrkjas muster- granulatsioon
10.Tähesuurus- kõige heledamad I suurusjärgu tähed, iga järgmine teisest 100,4 e 2,51 x tuhmim
11.Mida suurem tähesuurus, seda tuhmim täht
12.Fotograafilised suurused erinevad visuaalsetest, sest viimase määrab inimene oma nägemismeelega, fotograafilise tähesuuruse määramisel kasutatakse fotoplaati
13.Värvusindeks- mõõdetakse tähe heledust eri spektripiirkondades ja määratakse tähesuuruste erinevused. Mõõdetakse fotomeetri abil. Sõltub pinnatemperatuurist.
14.Tähe ruumkiirus- omaliikumine (kiirus)+ kaugus + spektrijoonte nihkumine (Doppleri efekt)
15.Tähtede t° on väga erinev, alates 3000K kuni 30 000K. Sisemuse 10neid miljoneid kraade.
16.Tähe läbimõõt- t° + kiirgusvõime (Stefan-Boltzmanni seadust) või näiva nurk d abil. Tähe massi on kõige raskem määratleda- ainult võimalik kaksitähtede puhul Newtoni gravitatsiooniseadusega
17.Tähespektri põhjal saab järeldada: 1. Pidev spekter= kiirgav pind täielikult ioniseeritud plasma; 2. Neeldumisjooned= tähe atmosfäär; 3. Joonte lainepikkuste ja intensiivsuse järgi keem. koostist; 4. Kui need erinevad süstemaatiliselt laboratoorsetest= tähe vaatesuunaline liikumine; 5. Joonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist; 6. Emissioon- ja neeldumisjooned koos= täheaine pidev väljavool; 7. Joonte lõhestumine= magnetvälja tugevus; 8. Heledad emissioonjooned= paks atmosfäär ümbritsemas väga kuuma pinda
18.Tähespektrite klassifikatsioon.
O – Ülikuumad (T >30000K), spektrijooned väga nõrgad; ioniseeritud He jooned
B – Kuumad (T >20000K), neutraalse He tugevad jooned
A – Vana klassifikatsiooni põhiklass (T 10000K), tugevad H2 Balmeri seeria jooned
F – (T 8000K), spektris ioniseeritud metallide (Ca, Mg) jooned
G – (T 6000K), spektris neutraalsed metallid (Päike)
K – (T 4000K), I molekulaarribad (TiO)
M – (T <3000K), molekulaarribad domineerivad, pidev spekter vaevujälgitav
Klassid jagunevad veel 10ks alaklassiks (0-9), tav lisatakse veel heledusklassi tähis (I-VII): I ja II ülihiiud (c), III hiiud (giants), IV allhiiud (sg), V kääbused (d), VI allkääbused (sd), VII valged kääbused (w). Iseärasused: e- heledad emissioonijooned, m- metallide jooned A-klassi spektris, p-peculiar
19.Hertzsprungi-Russelli diagramm- 1913 H. Russeli koostatud diagramm, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. Kuidas koostada? 1. Võrrand, mille liikmeteks tähe mass, kiirgusvõime, d, t° ja keem koostis. 2. Täheks, mida modelleerida, võtame Päikese. 3. Leiame vajalikud andmed
20. Peajada on HR-diagrammil diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba (90% tähtedest). Vastab erineva massiga tähtede tasakaaluseisunditele perioodil, kui tuumas toimub H2 süntees He'ks
21.Tähemudel on tähe kompleksne matem kirjeldus gravitatsiooni, rõhutasakaalu ja energiabilansi baasil
22.Tähed tekivad hõredast, külmast H2 rikkast gaasist ja tolmupilvedest, mis surutakse gravitatsioonijõu toimel kokku. Kokkutõmbumise käigus gaasipilve keskosa kuumeneb, kuid tekkiv täht on varjatud külma gaasi pilvega. Mida suuremaks keskne tihend, seda tugevamaks muutub kiirgus- seda suurem pilv. Tsentrist leviv kuumalaine jõuab pilve pinnale, pilv laguneb, tähe kiirgus pääseb maailmaruumi.
23.Tähe tasakaaluseisund sõltub eelkõige massist, aga ka keem koostisest. Tasakaalus peavad olema tähe sisemuses siserõhk ja raskusjõud.
24.Tähe kiirgus tekib termotuumasünteesides (avastati 1930ndatel, enne seda arvati, et tähe kokkutõmbumisel vabaneva potentsiaalse energia arvel) (Ernst Öpik!)
25.Täht muutub punaseks hiiuks, kui H2 hulk tähes langeb ¼ ni ning tähe heledus hakkab kiiresti kasvama saavutades H2 lõppemise hetkeks varasemast 100x suurema väärtuse (kiirgab veel u mld a)
26.Tähe areng lõpeb kui mõõtmete ja heleduse pidev kahanemine jõuab selleni, et tuumaaine siserõhk peatab kokkutõmbumise ning tähest saab valge kääbus (kiirgab väga vähe, võib elada veel mld aastaid). Suuremad tähed aga võivad plahvatada- noovad/supernoovad. Võib hävida terve planeet või pealispind. Järele jääb pruun kääbus- samuti võib elada veel mld aastaid.
27.„Normaalsed peajada“ tähed kuuluvad 0,1 kuni 50 Päikese massi vahemikku
28.See vahemik on piiratud järgnevate füüsiliste protsessidega
29.Päike on 2. põlvkonna täht, sest enamik tema stabiilsest 10 mld aasta pikkusest ajast on praeguseks juba läbi.