Erinevus lehekülje "Hertzsprungi-Russelli diagramm" redaktsioonide vahel

P
Koondasin skripti abil viited
P
P (Koondasin skripti abil viited)
===Kasutuselevõtt===
 
1911. aastal avaldas [[Taani]] [[astronoom]] Ejnar Hertzsprung graafikud, millele olid kantud [[Plejaadid (hajusparv)|Plejaadide]] ning [[Hüaadid]]e [[hajusparv]]ede tähtede [[näiv heledus|näivad heledused]] ja värvid.<ref>{{netiviide | URL name="pGGtz" http://arxiv.org/abs/1302.0862| Pealkiri = The Critical Importance of Russell's Diagram| Autor = Gingerich, Owen (2013)}}</ref> Kuna ühe täheparve kõik tähed asuvad üksteisele küllaltki lähedal, kirjeldavad näivate heleduste erinevused ühtlasi ka tähtede absoluutsete heleduste erinevusi. Hertzsprungi töödest selgus, et kummagi parve tähed ei jagunenud graafikutel ühtlaselt, vaid kippusid mõlemal juhul koonduma suhteliselt kitsale ribale. 1913. aastal koostas [[Ameerika Ühendriigid|Ameerika Ühendriikide]] astronoom Henry Norris Russell sarnased graafikud, millele olid paigutatud kõigi selleks ajaks kindlaks määratud kaugustega tähed vastavalt nende spektriklassile ja absoluutsele heledusele.<ref name="Russell">{{netiviide | URL = http://adsabs.harvard.edu/abs/1914PA.....22..331R| Pealkiri = Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars| Autor = Russell, Henry N. (1914)}}</ref> Tema palju suuremahulisema [[valim]]iga tehtud töö kinnitas, et sellisel diagrammil koonduvad tähed tõesti selgelt eristuvatesse rühmadesse. Kuna Russell ei piirdunud enam ainult täheparvedesse kuuluvate tähtedega, sai ta järeldada, et tähtede jagunemine rühmadesse Hertzsprungi-Russelli diagrammil ongi tähtedele omane ning tegemist ei ole täheparvede iseärasustega. Tänapäeval nimetatakse neid rühmi heledusklassideks.
 
===Esialgne tõlgendus===
Enamik tähti, kaasa arvatud [[Päike]], paigutub Hertzsprungi-Russelli diagrammil üsna kitsale ribale, mida nimetatakse peajadaks. Peajada tähtede absoluutse heleduse ja efektiivse temperatuuri omavaheline sõltuvus on küllaltki täpne. Seetõttu on võimalik seda sõltuvust kasutada peajada tähtede kauguste hindamiseks. Nimelt võimaldab tähe [[spekter|spektri]] uurimine määrata selle efektiivset temperatuuri. Hertzsprungi-Russelli diagrammi kasutades saab seejärel efektiivse temperatuuri põhjal hinnata tähe absoluutset heledust. Tähe kauguse saab arvutada absoluutse ja näiva heleduse erinevuse põhjal.
 
Peajada tähtede tuumades toimuvad [[vesinik]]ku [[heelium]]iks muundavad termotuumareaktsioonid. Kui tähe tuumas pole enam piisavalt vesinikku termotuumareaktsioonide jätkamiseks, siis lahkub see peajadalt. Mida suuremad on peajada tähe absoluutne heledus ja temperatuur, seda suurem on selle [[mass]] ning seda lühem selle eluiga. Päikese-sarnased tähed veedavad peajadal umbes 10 miljardit aastat. Kõige suurema massiga tähed veedavad peajadal kõigest mõned miljonid aastad, kõige väiksema massiga tähed aga koguni 10 triljonit aastat.<ref name="väikesed">{{netiviide | URL = http://iopscience.iop.org/0004-637X/482/1/420/fulltext/| Pealkiri = The End of the Main Sequence| Autor = Laughlin, G., Bodenheimer, P. ja Adams, F. C. (1996)}}</ref> Arvatakse, et [[udukogu|gaasipilvede]] kokkutõmbumisel tekkivate tähtede massi ülempiir on umbes 150 Päikese massi. Suurima vaadeldud tähe mass on vähemalt 230 Päikese massi.<ref>{{netiviide | URL name="WMvi6" http://arxiv.org/abs/1007.3284| Pealkiri = The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit| Autor = Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N., Parker, R. J., Goodwin, S. P. ja Kassim, A. H. (2010)}}</ref> Kõik tänapäevased tähed, mis on massiivsemad kui 150 Päikese massi, arvatakse olevat tekkinud väiksemate tähtede kokkupõrgete tulemusena.<ref>{{netiviide | URL name="EhWs0" http://arxiv.org/abs/1208.0826| Pealkiri = The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters| Autor = Banerjee, S., Kroupa, P. ja Oh S. (2012)}}</ref> Väga noores [[universum]]is, kus heeliumist raskemaid [[keemiline element|elemente]] leidus vaid tühistes kogustes, võisid suurema massiga tähed tekkida ka tavapärasel moel gaasipilvede kokkutõmbumisel.<ref>{{netiviide | URL name="H5TVM" http://arxiv.org/abs/0902.4573| Pealkiri = Evolution of Very Massive Population III Stars with Mass Accretion from Pre-Main Sequence to Collapse| Autor = Ohkubo, T., Nomoto, K., Umeda, H., Yoshida, N. ja Tsuruta, S. (2009)}}</ref> Peajada tähtede massi alampiir on umbes 0,08 Päikese massi. Sellest väiksema massiga tähesarnaseid objekte nimetatakse [[pruun kääbus|pruunideks kääbusteks]]. Nendes valitsevad tingimused ei ole sobilikud vesinikust heeliumi tootvate termotuumareaktsioonide käivitumiseks.
 
Peajada tähtede massi, absoluutse heleduse, efektiivse temperatuuri ning eluea vahelist seost saab kasutada [[täheparv]]ede vanuse hindamiseks. Mida vanem täheparv on, seda jahedamad ja tuhmimad on selle kõige kuumemad ning heledamad peajada tähed.
Peajada tähti nimetatakse ka kääbustähtedeks või lihtsalt kääbusteks. Mõnikord kutsutakse peajada tähti spektriklassist sõltuvalt ka mingit kindlat värvi kääbusteks. Näiteks G-spektriklassi peajada tähti nimetatakse ka kollasteks kääbusteks, K-spektriklassi peajada tähti aga oranžideks kääbusteks. Vaatamata nimetuste pealiskaudsele sarnasusele ei tohi peajada tähti segamini ajada [[must kääbus|mustade]], pruunide ning [[valge kääbus|valgete kääbustega]], milles erinevalt peajada tähtedest ei toimu termotuumareaktsioone.
 
Tähtede liigitamine kääbusteks ja hiidudeks põhineb nende [[spektrijoon]]te laiusel, mida mõjutab nende [[fotosfäär]]i [[tihedus]]. Fotosfääri tihedus sõltub suuresti tähe [[ruumala]]st, mitte massist. O-spektriklassi kääbused on oluliselt suurema massiga kui enamik punastest hiidudest.<ref>{{netiviide | URL name="NKAWK" http://www.star.ucl.ac.uk/~pac/spectral_classification.html| Pealkiri = The Classification of Stellar Spectra| Autor = Allen, Jesse S.}}</ref>
 
===Punased hiiud===
===Valged kääbused===
 
Ainsaks tähtede rühmaks peajada all on kuumad, kuid tuhmid valged kääbused. Valged kääbused kujutavad endast tähejäänuseid, milles ei toimu enam termotuumareaktsioone ja mis seetõttu kiirgavad valgust ainult neisse salvestunud [[soojusenergia]] arvelt. Tüüpilise valge kääbuse mass on pisut alla ühe Päikese massi, kuid selle ruumala on kõigest veidi suurem [[Maa (planeet)|Maa]] ruumalast.<ref>{{netiviide | URL name="LhxYZ" http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..240S| Pealkiri = Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars| Autor = Shipman, H. L. (1979)}}</ref> See tähendab, et valgete kääbuste tihedus on väga suur, suurusjärgus üks tonn kuupsentimeetri kohta. Suhteliselt suure massi tõttu sisaldub valgetes kääbustes palju soojusenergiat. Väike läbimõõt aga tähendab, et valge kääbuse kiirgav pind on küllaltki tagasihoidliku suurusega. Seetõttu kulub valge kääbuse mahajahtumiseks väga palju aega. Valget kääbust, mis on nii palju jahtunud, et see ei kiirga enam nähtavat valgust, nimetatakse mustaks kääbuseks. Tänapäevaste teadmiste kohaselt ei ole universumi vanus piisavalt suur, et ükski valge kääbus oleks juba jõudnud mustaks kääbuseks jahtuda. Vähemalt 97% tähtedest muutuvad varem või hiljem valgeteks kääbusteks.<ref>{{netiviide | URL name="q1w2i" http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..409F| Pealkiri = The Potential of White Dwarf Cosmochronology| Autor = Fontaine, G., Brassard, P. ja Bergeron, P. (2001)}}</ref> Ainsaks erandiks on need vähesed tähed, mis on piisavalt suure massiga, et [[supernoova]]na plahvatada.
 
===Muutlikud tähed===
 
Hertzsprungi-Russelli diagrammil leiduvad mõned piirkonnad, milles tähed ei saa olla stabiilsed, kuid võivad [[muutlik täht|muutlike tähtedena]] siiski esineda. Mitmed muutlike tähtede rühmad paiknevad Hertzsprungi-Russelli diagrammil hästi eristuvates piirkondades. Mõningatel juhtudel võib muutliku tähe asukoht Hertzsprungi-Russelli diagrammil ühe muutlikkuse perioodi jooksul oluliselt kõikuda. Heaks näiteks sellisest tähest on [[Miira]].<ref>{{netiviide | URL name="i4OJX" http://www.aavso.org/stellar-evolution| Pealkiri = Stellar Evolution| Autor = Templeton, Matthew }}</ref>
 
==Diagrammi vormid==
 
Tähed jaotatakse spektriklassidesse nende spektrites esinevate spektrijoonte põhjal. Kuna see, millised jooned spektris näha on, sõltub väga suurel määral tähe fotosfääri temperatuurist, siis tähendab tähtede järjestamine spektriklassi järgi ühtlasi ka nende järjestamist efektiivse temperatuuri järgi. Seetõttu võib Hertzsprungi-Russelli diagrammi horisontaalteljel kasutada nii efektiivset temperatuuri kui ka spektriklassi. Tihti kasutatakse ühel diagrammil mõlemat tähistust korraga. Efektiivse temperatuuri kasutamine on eriti otstarbekas siis, kui tegeletakse teoreetiliste tähemudelitega, kuna efektiivne temperatuur selliste mudelite üks väljund. Mõnikord kasutatakse horisontaalteljel hoopis värvusindeksit, kuna see on vaatluste käigus üsna lihtsalt määratav suurus. Kuigi ka värvusindeks sõltub väga tugevalt temperatuurist, võib seda mõjutada ka tähe keemiline koostis või pöörlemine. Seetõttu ei pruugi värvusindeksit kasutav Hertzsprungi-Russelli diagramm alati olla lihtsalt teisendatav efektiivset temperatuuri või spektriklassi kasutavaks Hertzsprungi-Russelli diagrammiks. Tähtede jaotus Hertzsprungi-Russelli diagrammil ei sõltu siiski olulisel määral sellest, kas horisontaalteljel kasutatakse spektriklassi või värvusindeksit.<ref>{{netiviide | URL name="tIiPs" http://www.slac.stanford.edu/econf/C07091016/papers/LNEAIII-Jordi.pdf| Pealkiri = The Physical Characterization of the Stars| Autor = Carme, J. ja Masana, E. (2008)}}</ref>
 
== Viited ==
{{viited}}|allikad=
<ref name="Russell">{{netiviide | URL = http://adsabs.harvard.edu/abs/1914PA.....22..331R| Pealkiri = Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars| Autor = Russell, Henry N. (1914)}}</ref>
<ref name="väikesed">{{netiviide | URL = http://iopscience.iop.org/0004-637X/482/1/420/fulltext/| Pealkiri = The End of the Main Sequence| Autor = Laughlin, G., Bodenheimer, P. ja Adams, F. C. (1996)}}</ref>
<ref name="pGGtz">{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1302.0862| Pealkiri = The Critical Importance of Russell's Diagram| Autor = Gingerich, Owen (2013)}}</ref>
<ref name="WMvi6">{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1007.3284| Pealkiri = The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit| Autor = Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N., Parker, R. J., Goodwin, S. P. ja Kassim, A. H. (2010)}}</ref>
<ref name="EhWs0">{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/1208.0826| Pealkiri = The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters| Autor = Banerjee, S., Kroupa, P. ja Oh S. (2012)}}</ref>
<ref name="H5TVM">{{netiviide | URL = http://arxiv.org/abs/0902.4573| Pealkiri = Evolution of Very Massive Population III Stars with Mass Accretion from Pre-Main Sequence to Collapse| Autor = Ohkubo, T., Nomoto, K., Umeda, H., Yoshida, N. ja Tsuruta, S. (2009)}}</ref>
<ref name="NKAWK">{{netiviide | URL = http://www.star.ucl.ac.uk/~pac/spectral_classification.html| Pealkiri = The Classification of Stellar Spectra| Autor = Allen, Jesse S.}}</ref>
<ref name="LhxYZ">{{netiviide | URL = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..240S| Pealkiri = Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars| Autor = Shipman, H. L. (1979)}}</ref>
<ref name="q1w2i">{{netiviide | URL = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..409F| Pealkiri = The Potential of White Dwarf Cosmochronology| Autor = Fontaine, G., Brassard, P. ja Bergeron, P. (2001)}}</ref>
<ref name="i4OJX">{{netiviide | URL = http://www.aavso.org/stellar-evolution| Pealkiri = Stellar Evolution| Autor = Templeton, Matthew}}</ref>
<ref name="tIiPs">{{netiviide | URL = http://www.slac.stanford.edu/econf/C07091016/papers/LNEAIII-Jordi.pdf| Pealkiri = The Physical Characterization of the Stars| Autor = Carme, J. ja Masana, E. (2008)}}</ref>
}}
 
[[Kategooria:Astronoomia]]
75 760

muudatust