Täht (astronoomia): erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
P röntgenkiirgus > röntgenikiirgus |
P sarnanema millele > millega |
||
14. rida:
Paljude tähtede vanus on miljard kuni 10 miljardit aastat. Mõnede tähtede vanus võib isegi ulatuda 13,5 miljardi aastani ([[universum]]i vanuseks on määratud 13,73 ± 0,12 miljardit aastat). (Vaata artikleid [[Suur Pauk]] ja [[täheevolutsioon]].)
Tähtede mõõtmed varieeruvad väikestest, paarikümne kilomeetri suurustest [[neutrontäht]]edest (mis on tegelikult kustunud tähed) [[ülihiid]]udeni, nagu [[Põhjanael]] ja [[Orioni tähtkuju]]s asuv [[Betelgeuse]], mille [[diameeter]] on ligi 1000 korda suurem kui Päikesel – umbes 1,6 miljardit kilomeetrit või väga haruldaste [[hüperhiid]]udeni, mille [[Absoluutne heledus|absoluutsed heledused]] on suuremad kui −10. Samas on ülihiidude [[tihedus]] Päikese omast palju väiksem. Üks väga massiivseid tähti on ''[[Eta Carinae]]'', mille [[mass]] on Päikese massist umbes
Teadusliku definitsiooni kohaselt on tähed [[Isegraviteeruv süsteem|isegraviteeruvad]] ja [[hüdrostaatiline tasakaal|hüdrostaatilises tasakaalus]] olevad [[plasma]]kerad, mis toodavad ise [[energia]]t tuumasünteesiprotsessi abil.
Tähtede
[[Stellaarastronoomia]] uurib tähti ja nende erinevate arengujärkudega kaasnevaid nähtusi.
48. rida:
Peale massi mõjutab tähe evolutsiooni oluliselt ka heeliumist raskemate elementide kontsentratsioon. Astronoomias nimetatakse kõiki heeliumist raskemaid elemente metallideks ning nende ainete keemilist kontsentratsiooni metallilisuseks. Metallilisus mõjutab tähe tuumasünteesi protsesside kiirust, [[magnetväli|magnetvälja]] kujunemist<ref name=Pizzolato /> ja tähetuule tugevust.<ref name=UCL /> Vanemad, teise populatsiooni tähed, on oluliselt madalama metallilisusega kui nooremad, esimese populatsiooni tähed. See tuleneb molekulaarudude koostisest, millest nad pärinevad. Aja jooksul vanemad tähed surevad ning heidavad osa oma ainest ilmaruumi, rikastades sedasi molekulaarudusid raskemate elementidega.
===
Vähemalt 0,4 Päikese massiga tähtede väliskihid hakkavad paisuma ja jahtuma, kui täht on ammendanud tuumas leiduva vesiniku, ning heeliumi süttimisel tekib punane hiid. Näiteks viie miljardi aasta pärast, kui Päike on arenenud punaseks hiiuks, paisub ta maksimumraadiuseni ca 1 [[astronoomiline ühik]], 250 korda tema praegusest suuremaks. Hiiuna kaotab ta intensiivse tähetuulega umbes 30% oma massist.<ref name=Sackmann /><ref name=Schroder />
Kuni 2,25
Pärast heeliumi ammendumist tuumas jätkuvad termotuumareaktsioonid tuuma ümbritsevas kihis. Kõrge temperatuuriga tuum koosneb selleks ajaks peamiselt [[hapnik]]ust ja [[süsinik]]ust. Seejärel jätkub tähe evolutsioon sarnaselt punase hiiu
===Massiivsed tähed===
70. rida:
Tuumasünteesiprotsessid suuremates tähtedes jätkuvad, kuni raudtuum on kasvanud nii suureks (rohkem kui 1,4 Päikese massi), et see ei suuda enam tasakaalustada omaenda massi. Sel hetkel kukub raudtuum kokku – [[elektron]]id langevad [[prooton]]itesse, moodustades elektronhaarde protsessis [[neutron]]eid ja [[neutriino]]sid. Tuuma kollapsile järgneva tähe ülejäänud massi tuumale kukkumisest tekkiv lööklaine põhjustab ülejäänud tähe plahvatamise supernoovana. Selle plahvatuse käigus heidetakse ilmaruumi valdav osa tähe gaasist. Supernoovad on niivõrd heledad, et võivad lühiajaliselt olla heledamad kui kogu nende kodugalaktika. Linnutees toimunud supernoovasid on ajalooliselt jälgitud kui taevasse tekkinud „uusi tähti“.<ref name=Goddard />
Enamik tähe materjali paisatakse supernoova plahvatuse käigus ilmaruumi, tekib helenduv gaasudu
Supernoova plahvatuse käigus eemale heidetud tähe väliskihid sisaldavad raskeid elemente, mis võivad minna ringlusse uutes tähetekkeprotsessides. Selle protsessi tõttu on planeetide teke võimalik. Supernoovadest ja massiivsetest tähtedest tulenev osakeste voog mängib suurt rolli tähtedevahelise ruumi keskkonna kujunemises.
| |||