Täht (astronoomia): erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
P Koondasin skripti abil viited |
|||
34. rida:
{{vaata|Täheteke}}
[[Pilt:Witness the Birth of a Star.jpg|pisi|300px|Kunstniku kujutlus prototähe tekkeprotsessist tihedas molekulaarudus. [[NASA]] pilt.]]
Täheteke algab molekulaarudus tekkinud gravitatsioonilisest ebastabiilsusest, mille põhjuseks võivad olla näiteks [[supernoova]]de lööklained või [[galaktika]]te ühinemisprotsessid. Kui piirkonna tihedus on saavutanud kriitilise väärtuse ja pilve siserõhk ei suuda enam tasakaalustada gravitatsioonijõude, algabki gravitatsiooniline kokkutõmbumine.<ref name="Woodward" />
Tiheduse kasvades muundub gravitatsiooniline [[energia]] [[soojus]]eks ja pilve temperatuur hakkab tõusma. Olles jõudnud hüdrostaatilise tasakaalu olekusse, tekib pilve südamikus prototäht ja selle tuumas süttivad termotuumareaktsioonid.<ref name="Seligman" /> Neid, peajada eelses faasis tähti, ümbritseb tihti gaasist ja tolmust koosnev akreatsiooniketas, milles võivad tekkida [[planeet|planeedid]]. Gravitatsioonilise koondumise protsess kestab umbkaudu 10–15 miljonit aastat.
===Peajada===
Tähed veedavad [[peajada]]l umbes 90% oma elueast. Seal viibimise ajal saab täht oma energiat [[vesinik]]u [[tuumasüntees]]ist [[heelium]]iks, mis toimub tema südamikus. Selliseid tähti nimetataksegi peajada tähtedeks. Aja jooksul heeliumi osakaal üha tõuseb. Pideva tuumasünteesi ja sellest tuleneva hüdrostaatilise tasakaalu tõttu tõuseb tähe temperatuur ja suureneb heledus<ref name="Mengel" />, näiteks [[Päike]]se heledus on pärast peajadale jõudmist 4,6 miljonit aastat tagasi suurenenud 40% võrra.<ref name="Sackmann" />
Iga täht tekitab [[tähetuul]]t, mis tähendab pidevat gaasi ilmaruumi paiskamist. Enamiku tähtede jaoks on sellega kaasnev massikaotus tühine. Päike kaotab aastas 10<sup>−14</sup> osa oma massist<ref name="Wood" /> ehk ainult 0,01% kogu eluea jooksul. Väga massiivsete tähtede jaoks on tähetuule efekt aga suur. Nad võivad kaotada 10<sup>−7</sup> kuni 10<sup>−5</sup> Päikese massi aastas ja niivõrd ulatuslik massikadu mõjutab oluliselt nende evolutsiooni.<ref name="de_Loore" /> Tähed, mille mass tekkides ületab 50 Päikese massi, võivad peajadal viibimise aja jooksul kaotada üle poole oma massist <ref name="Royal_Greenwich" />.
Peajadal viibimise aeg sõltub tähe algmassist ja absoluutsest heledusest ehk sellest, kui palju kütust tähel kulutada on ja kui intensiivselt ta seda teeb. Päikese eluiga on hinnanguliselt 10<sup>10</sup> aastat. Suured tähed kulutavad oma kütust kiiresti ja seetõttu on nende eluiga suhteliselt lühike. Väikesed tähed, eeskätt [[punane kääbus|punased kääbused]], "põletavad" vesinikku väga aeglaselt ja nende eluiga võib ulatuda kümnete kuni sadade miljardite aastateni. Oma eluea lõpus muutuvad sellised tähed aina tuhmimaks, ent kuna selliste tähtede eluiga ületab universumi praegust vanust, 13,7 miljardit aastat, pole selles arengujärgus tähti vaadeldud.
Peale massi mõjutab tähe evolutsiooni oluliselt ka heeliumist raskemate elementide kontsentratsioon. Astronoomias nimetatakse kõiki heeliumist raskemaid elemente metallideks ning nende ainete keemilist kontsentratsiooni metallilisuseks. Metallilisus mõjutab tähe tuumasünteesi protsesside kiirust, [[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.
===Peajadajärgne aeg===
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-kordse Päikese massiga punases hiius jätkub vesiniku põlemine tuuma ümbritsevas kihis.<ref name="Hinshaw" /> See protsess surub tuuma kokku ning lõpuks algab tuumas heeliumi põletamine. Sellest tulenevalt tõmbub täht aeglaselt kokku ning tema pinnatemperatuur kasvab. Raskemate tähtede puhul läheb tuum enam-vähem sujuvalt vesiniku põlemiselt üle heeliumi põlemisele, vesiniku põlemine toimub endiselt ka tuuma kohale jäävas kihis.
Pärast heeliumi ammendumist tuumas jätkuvad termotuumareaktsioonid tuuma ümbritsevas kihis. Kõrge temperatuuriga tuum koosneb selleks ajaks peamiselt [[hapnik]]ust ja [[süsinik]]ust. Seejärel jätkub tähe evolutsioon sarnaselt punase hiiu evolutsiooniga, ent kõrgema pinnatemperatuuriga.
59. rida:
Väga suure massiga tähed paisuvad heeliumi põlemise faasis punasteks ülihiidudeks. Kui tuuma heeliumivarud on ammendunud, võivad nad jätkata heeliumist raskemate elementide sünteesi.
Tuuma surutakse kokku, kuni temperatuur on piisav, et algaks süsiniku põlemine. See protsess jätkub, järgmistes faasides [[neoon]]i, hapniku, [[räni]] põlemisega. Tähe elu lõpufaasis toimub tähes sibulasarnase kihistumisega kihtpõlemine. Igas kihis toimub erinev termotuumaprotsess, välimises vesiniku põlemine, järgmises heeliumi põlemine jne.<ref name="Royal_Greenwich" />
Viimasesse faasi on täht jõudnud siis, kui sünteesiprotsessid jõuavad [[raud|raua]] tootmiseni. Raua [[eriseosenergia]] on maksimumilähedane, seega ei saa täht saada energiat raua edasisest sünteesimisest raskemateks elementideks ega raua lõhustamisest kergemateks elementideks. Vastavad protsessid hoopis neelaksid energiat.
65. rida:
===Kokkukukkumine===
Keskmise suurusega kaugele evolutsioneerunud täht heidab oma välimised kihid [[planetaarudu]]na ilmaruumi. Kui välimise atmosfääri eemaldumisest järele jäänud osa mass on väiksem kui 1,4 Päikese massist, tõmbub täht kokku suhteliseks väikeseks, umbes Maa mõõtu objektiks, mis ei ole piisavalt massiivne edasiseks kokkutõmbumiseks. Selliseid objekte nimetatakse [[valge kääbus|valgeteks kääbusteks]]<ref name="Liebert" />. [[Elektronkõdunud olek]]us aine valges kääbuses ei ole enam [[plasma]], kuigi tähti kirjeldatakse tavaliselt kui plasmakerasid. Valged kääbused jahtuvad ning väga pika aja jooksul saavad neist [[must kääbus|mustad kääbused]].
[[Pilt:Crab Nebula.jpg|pisi|[[Crab Nebula|Krabi udukogu]], supernoova jäänused – esimest korda vaadeldud 1050 AD]]
Tuumasünteesiprotsessid suuremates tähtedes jätkuvad, kuni raudtuum on kasvanud nii suureks (rohkem kui 1,4 Päikese massi), et see ei suuda enam tasakaalustada omaenda massi. Sel hetkel kukub raudtuum kokku – [[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 jäänuk. Tähest jääb järele kas [[neutrontäht]], mis mõnikord käitub [[pulsar]]i või röntgenikiirteallikana, või, suurimate tähtede korral (piisavalt massiivsed, et tähejäänuki mass oleks suurem kui 4 Päikese massi), [[must auk]].<ref name="Fryer" /> Neutrontähes on aine neutron-kõdunud seisundis, võimalik, et tsentri ümbruses on aine eksootilisemas [[QCD]] (''quantum coupled degeneracy'' – kvantsidestus kõdumine) seisundis. Mustas augus on aine seisundis, mida hetkel ei mõisteta.
Supernoova plahvatuse käigus eemale heidetud tähe väliskihid sisaldavad raskeid elemente, mis võivad minna ringlusse uutes tähetekkeprotsessides. Selle protsessi tõttu on planeetide teke võimalik. Supernoovadest ja massiivsetest tähtedest tulenev osakeste voog mängib suurt rolli tähtedevahelise ruumi keskkonna kujunemises.
79. rida:
==Viited==
{{
<ref name="Woodward">{{cite journal| last=Woodward | first=P. R.| title=Theoretical models of star formation| journal=Annual review of astronomy and astrophysics| year=1978 | volume=16| issue=1 | pages=555–584
<ref name="Seligman">{{cite web| last = Seligman | first = Courtney| url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm| archiveurl = http://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm| archivedate = 2008-06-23| title = Slow Contraction of Protostellar Cloud | work=Self-published| accessdate = 2006-09-05
▲{{cite journal| last=Woodward | first=P. R.| title=Theoretical models of star formation| journal=Annual review of astronomy and astrophysics| year=1978 | volume=16| issue=1 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011| bibcode=1978ARA A..16..555W }}</ref>
<ref name="Mengel">{{cite journal| author= Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.| title=Stellar evolution from the zero-age main sequence| journal=Astrophysical Journal Supplement Series| year=1979 | volume=40 | pages=733–791| bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603}}</ref>
<ref name="Sackmann">{{cite journal | author=Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref>
▲{{cite web| last = Seligman | first = Courtney| url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm| archiveurl = http://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm| archivedate = 2008-06-23| title = Slow Contraction of Protostellar Cloud | work=Self-published| accessdate = 2006-09-05 }}</ref>
<ref name="Wood">{{cite journal| author=Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L.| title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity| journal=The Astrophysical Journal | year=2002| volume=574 | issue=1 | pages=412–425| url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797
<ref name="de_Loore">{{cite journal|
<ref name="Royal_Greenwich">{{cite web| url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727| title = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun| publisher = Royal Greenwich Observatory| accessdate = 2006-09-07
<ref name="Pizzolato">{{cite journal
<ref name="UCL">{{cite web| date = 2004-06-18| url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html| archiveurl = http://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html| archivedate = 2004-11-22| title = Mass loss and Evolution | publisher = UCL Astrophysics Group| accessdate = 2006-08-26
<ref name="Schroder">{{cite journal | first=K.-P. | last=Schröder | coauthors=Smith, Robert Connon | year=2008 | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
▲{{cite journal| author=Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L.| title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity| journal=The Astrophysical Journal | year=2002| volume=574 | issue=1 | pages=412–425| url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797 | doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W|arxiv = astro-ph/0203437 }}</ref>
<ref name="Hinshaw">{{cite web| last = Hinshaw | first = Gary | date = 2006-08-23| url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html| title = The Life and Death of Stars| publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01
<ref name="Liebert">{{cite journal
<ref name="Goddard">{{cite web| date = 2006-04-06 | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | title = Introduction to Supernova Remnants | publisher = Goddard Space Flight Center | accessdate = 2006-07-16
<ref name="Fryer">{{cite journal | author=Fryer, C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309
▲{{cite web| url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727| title = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun| publisher = Royal Greenwich Observatory| accessdate = 2006-09-07 }}</ref>
▲<ref name=UCL>{{cite web| date = 2004-06-18| url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html| archiveurl = http://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html| archivedate = 2004-11-22| title = Mass loss and Evolution | publisher = UCL Astrophysics Group| accessdate = 2006-08-26 }}</ref>
▲{{cite journal | first=K.-P. | last=Schröder | coauthors=Smith, Robert Connon | year=2008 | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386 | issue=1 | page = 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S}} Vaata ka {{cite news| url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20| title=Hope dims that Earth will survive Sun's death| date=2008-02-22| work=NewScientist.com news service| first=Jason | last=Palmer| accessdate=2008-03-24 }}</ref>
▲{{cite web| last = Hinshaw | first = Gary | date = 2006-08-23| url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html| title = The Life and Death of Stars| publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01 }}</ref>
▲{{cite web| date = 2006-04-06 | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | title = Introduction to Supernova Remnants | publisher = Goddard Space Flight Center | accessdate = 2006-07-16 }}</ref>
▲{{cite journal | author=Fryer, C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref>
}}
| |||