Päike – Maale lähim täht

Päike on Maale kõige lähem täht, seepärast paistab ta meile ainukese tähena ketta, mitte punktina.

Päikese olulisemad karakteristikud:

• keskmine kaugus Maast – ca 150 milj. km
• kaugus Linnutee keskpunktist ca 30 000 ly
• keskmine läbimõõt – 70 000 km (ca 109•DMaa)
• mass – 2•10³⁰ kg (333 333•MMaa)
• keskmine tihedus 1,4 g/cm³
• vaba langemise kiirendus (pinnal) 274 m/s² (27,4•gMaa)
• tiirlemisperiood ümber Linnutee keskpunkti ca 250 milj. aastat (1 Gy – galaktika aasta)
• vanus ca 4,5 … 5 mlrd. aastat (18 … 20 Gy)
• temperatuur
  * Pinnal 5800K (6073C)
  * Südames 15 000 000K
• kiirgusvõimsus 3,9•10²⁶ W
• keemiline koostis:
  * vesinik 73,46%
  * heelium 24,85%
  * hapnik 0,77%
  * süsinik 0,29%
  * raud 0,16%
  * neoon 0,12%
  * lämmastik 0,09%
  * räni 0,07%
  * magneesium 0,05%
  * väävel 0,04%

Päike jagatakse ehituslikult ja funktsionaalselt erinevateks piirkondadeks – vöönditeks.

Päikese keskel asub tuum, mis moodustab umbes 1/3 Päikese läbimõõdust. Tuuma tihedus on umbes 150 g/cm³
ning seal valitseb umbes 15 miljoni kelvini kraadine temperatuur ning toimuvad prooton-prooton tüüpi termotuumareaktsioonid. Just nendes reaktsioonides vabanevast seoseenergiast saabki Päike oma energia.

Kuna keskkonna temperatuur on niivõrd kõrge, on kogu Päikese aine täielikult ioniseeritud kujul ehk plasmana.

Tuumas vabanev energia antakse kõigepealt edasi kiirgusvööndile, kus tekkinud energia antakse edasi elektromagnetkiirguse kvantide järjestikkuse neeldumise ja kiirgumisena kiht-kihilt väljapoole. Kiirgusvööndi läbimõõt ulatub umbes 1/3 … 2/3 Päikese keskpunktist arvatuna.

Kiirgusvööndile järgneb konvektsiooni vöönd, mis ulatub 2/3 läbimõõdust Päikese nähtava pinnani. Selles piirkonnas alaneb temperatuur kiiresti, energiat antakse edasi Päikeseaine ümberpaiknemise teel nagu keevas vedelikus – kuumem ja hõredam aine tõuseb pinnale, külmem ja tihedam vajub sügavamale.

Päikese atmosfäär algab vahetult konvektsiooni vööndi kohalt ning ulatub Päikese nähtavast kettast väljapoole. Atmosfääriks loetakse Päikese seda piirkonda, mis on valguse jaoks läbipaistev. Atmosfäär jagatakse omakorda kolmeks osaks:

(1) fotosfääriks, mille paksus on umbes 300 km – siin muundub konvektsiooni vööndist Päikese pinnale jõudnud energia valguseks, samuti infra- ja ultravalguseks ning teisteks elektromagnetlainetena levida saavateks kiirgusteks.

Fotosfäär koosneb erilistest gaasimullidest – gloobulitest – läbimõõduga umbes 1000 km, mille temperatuur võib kõikuda vahemikus 4000 … 8000K.

Graanulite vahele jäävad tumedamad ja külmemad alad – päikeselaigud. Päikeselaikude põhjal tehti kindlaks Päikese pöörlemine ümber oma telje tehes täispöörde umbes 25,38 ööpäevaga. Tähelepanuväärne on Päikese pöörlemise juures see, et Päike ei pöörle nagu tahke keha, mille punktid liiguvad ühesuguse nurkkiirusega – mida lähemale Päikese poolustele, seda aeglasemalt Päikese pinna punktid liiguvad.

Samuti on päikeselaikude arvuga kirjeldatud Päikese aktiivsus, mis kordub umbes 11-aastaste tsüklitena. Päikese aktiivsuse muutus on selgitatav perioodiliste muudatustega Päikese magnetväljas. Aeg-ajalt paiskuvad Päikese sisemusest välja ülikuuma Päikeseaine joad, mida nimetatakse Päikese loideteks ehk protuberantsideks. Protuberantside hulk on seotud Päikese aktiivsusega – mida kõrgem see on, seda sagedamini loiteid esineb ning seda rohkem elektriliselt laetud osakesi maailmaruumi paisatakse.

Mida aktiivsem on Päike, seda rohkem osakesi (peamiselt prootoneid ja alfaosakesi) ta maailmaruumi paiskab. Maale jõudes tekitavad need virmalisi ja magnettorme.

(2) kromosfääriks, kus Päikese atmosfäär hakkab kiiresti hõrenema, kuid tänu sellele suureneb gaasiosakeste kineetiline energia, millega on seotud gaasi temperatuur. Kui Fotosfääri ülemistes osades on vesiniku ja heeliumi segu temperatuur umbes 4000K ning gaasid esinevad praktiliselt atomaarsel kujul, siis temperatuuri tõustes algab taas gaasi ioniseerimine.

(3) Kromosfääri ülemistes kihtides on plasma temperatuur 1 … 2 miljonit kelvinit ning jääb paljude Päikese raadiustega võrduvatel kaugustel peaaegu muutumatuks. Kromosfääri kõige ülemisi ja hõredamaid kihte nimetatakse Päikese krooniks ning see on hästi vaadeldav täielike päikesevarjutuste ajal.

Tähesuurus

Tähed moodustavad 95% sellest, mis Universumis näha, kuid nende mass on väiksem kui 10% Universumi massist, mis moodustab ülejäänud 90+%, on hetkel veel ebaselge. Seda tänaseni tundmatut „ollust“ tuntakse ka kui tumeainet või tumeenergiat.

Seda kui heledana me tähte taevavõlvil näeme, iseloomustatakse näiva tähesuurusega m (ülaindeksina näiteks 2^m). Mida heledam on täht, seda väiksem on tema tähesuurus.

Kui kahe tähe tähesuuruse vahe on 1m, on nendelt meie silma langeva valgusvoo erinevus umbes 2,5 kordne (2,512^Δm). Näiteks:

•  Päikese tähesuurus -26,6^m, Kuul -12,7^m => Päikese ja Kuu tähesuuruste vahe 13,9m => Päikeselt jõuab meie silma valgusvoog, mis on ca 3,7•10⁵ korda võimsam
• Päikese tähesuurus -26,6^m, Põhjanaelal 1,8^m => Päikese ja Põhjanaela tähesuuruste vahe 28,4m => Päikeselt jõuab meie silma valgusvoog, mis on ca 2,3•10¹⁰ korda võimsam.

Mitu tähte on taevas?

Hinnanguliselt võib Universumis olla 500 miljardit (ca 5×10¹¹) galaktikat, milles igaühes on hinnanguliselt 10¹⁰ tähte – seega võib maailmaruumis olla kokku 5×10²² tähte? Aga neid võib olla ka (mitme) suurusjärgu võrra rohkem või siis hoopis vähem.

Tähtede tegeliku heleduse võrdlemiseks kasutatakse absoluutset tähesuurust – so näiv tähesuurus, millisena paistaks vaadeldav täht Maast 10 pc (32,6 ly) kaugusel.

Päikese absoluutne tähesuurus on 4,75^m, öötaeva ühel heledamal tähel Vegal aga 0,58^m. Suurima teadaoleva absoluutse heledusega objekt on hiiglaslik elliptiline galaktika M87, mille absoluutne tähesuurus on -22^m, mis paistaks meile 10 pc kauguselt umbes 5∙10¹⁰ korda heledam kui samal kaugusel asuv Päike.

Tähe spektriklassid

Teiseks tähtsaimaks tähte kirjeldavaks karakteristikuks tähe heleduse kõrval on tähe spekter, mis annab uurijatele detailse ülevaate nii tähe keemilisest koostisest, massist (mis on seotud läbimõõduga) kui kirjeldab tähe nähtavat värvust (pinnatemperatuuri).

Erineva spektriklassi tähti tähistatakse suurtähtedega: O, B, A, F, G, K, M

•  O – sinised, kõige kuumemad (pinnatemp. 25 000 … 50 000K) tähed, koosnevad peamiselt ioniseeritud vesinikust
• A – sinakasvalged, pinnatemperatuuriga 7500 … 11 000K (spektris H, He ja ioniseeritud Ca) – Veega, Siirius
• G – kollased 5000 … 6000K (tugevad Ca, K, Fe jpt metallid, H nõrk) – sellesse spektriklassi kuulub Päike
• M – punased, kõige „külmemad“ (2000 … 3500K) tähed – spektris keerulisemate ühendite (TiO, CN, ZrO) molekulide jooned

Tähti uurides avastati, et nende spektrijooned on võrreldes Maal tekkivate samade ainete spektritega nihkunud pikemalainelisemaks – tegu on Doppleri efektist tuleneva punanihkega.

Teatavasti sõltub kiiratava laine lainepikkus laineallika liikumiskiirusest ja liikumissuunast vaatleja suhtes. Kui allikas läheneb, siis tajume laineid lühemalainelisena, kui kaugeneb, siis pikemalainelisena. Tähtede spektrite punanihe näitab, et kõik tähed justkui eemalduksid meist. Mida kaugemal vaatlejast täht asub, seda suurem on tema punanihe. Avastatud nähtus kinnitas paisuva Universumi teooriat.

Teised tähed

Tähe poolt kiiratavate spektrijoonte ja tähe liikumise põhjal on võimalik hinnata nii tähtede mõõtmeid (läbimõõtu) kui ka massi. Taoliste mõõtmiste põhjal võime öelda, et tähed on väga-väga erineva suurusega.

Läbimõõdult suurimaid tähti nimetatakse (üli)hiidudeks. Nende läbimõõt on tavapäraselt 10 … 100 korda suurem kui Päikesel. Läbimõõdult väikseimaid nimetatakse kääbusteks ja nende läbimõõt on kõigest umbes 10% Päikese omast.

Tähti uurides selgus, et tähtede masside erinevus on mõõtmete erinevusest väiksem, jäädes vahemikku 0,1MPäike … 40MPäike.

HR diagramm

Analüüsinud tähtede absoluutset heledust, spektrit, värvi ja mõõtmeid, märkasid Taani astronoom Ejnar Hertzsprung ja USA astronoom Henry Norris Russell, et tähed moodustavad oma väliste parameetrite (mass, läbimõõt, heledus, värv, temperatuur) põhjal seaduspära, mida nimetatakse Hertzsprung–Russelli diagramm e. HRD-ks

HRD peajadal asuvate tähed on väga stabiilsed (pikaealised), sellelt välja jäävad tähed on ebastabiilsed (lühikese elueaga).

Tähtede energiaallikad

Tähtedel on peamiselt kaks energiaallikat:

•  gravitatsioonilisel kokkutõmbumisel vabanev energia ja
• tähe sisemustes toimuvate tuumade sünteesireaktsioonidel vabanev seoseenergia.

Suured gaasilised kehad nagu tähed tõmbuvad iseenda raskuse mõjul kokku, nende potentsiaalne energia väheneb – vahe kiiratakse maailmaruumi tavaliselt elektromagnetkiirgusena. Tähelaadseid objekte, mille maailmaruumi kiiratavast energiast suurem osa tuleneb kokku tõmbumise energiast, nimetatakse prototäheks.

Tähtede peamiseks energia allikaks on siiski nende sisemuses toimuvad kergete tuumade sünteesireaktsioonid ehk termotuumareaktsioonid.

Termotuumareaktsioonides muundub vesinik esmalt heeliumiks, mis omakorda muundub hiljem raskemateks keemilisteks elementideks. Raskemad elemendid tekivad tähe tsentrile lähemal, kergemad elemendid tsentrist kaugemal (vt joonist).

Reaktsioonide käigus vabanev energia suundub tähe südamikust tähe pinna suunas, avaldades seejuures täheainele märgatavat rõhku. HRD peajadal asuvate tähtede puhul on tähte kokku suruv gravitatsioonijõud täpselt sama suur kui termotuumareaktsioonide käigus vabaneva ja tähest välja suunduva energia (kvantide) rõhumisjõud.

Tähtede evolutsioon

Tähe „elukaar“ koosneb järgmistest etappidest:

I. Universumis leidub piirkondi (ürgtähtede jäänused), mis on täidetud külma ja hõreda gaasiga. Siiski ületab sellise gaasipilve tihedus kordades Universumi keskmist.

II. Gaasiosakeste soojusliikumise tõttu tekivad gaasipilves tihedamad piirkonnad, mis hakkavad tänu oma gravitatsioonile iseeneslikult kasvama.

III. Tiheneva pilve potentsiaalne energia kahaneb ning vabaneb soojusena – gaasikera temperatuur hakkab kasvama – sünnib prototäht.

IV. Prototäht tiheneb, tema pinnatemperatuur ja ka sisetemperatuur suurenevad. Teatud hetkel saavutatakse prototähe sisemuses tingimused, mis on vajalikud termotuumareaktsioonide käivitamiseks – prototähest saab „päris“ täht.

V. Termotuuma reaktsioonide käigus vabanev energia hakkab tungima tähe pinnale avaldades seejuures ümbritsevale keskkonnale rõhku. Kui energia rõhumisjõud saab võrdseks iseenesliku kokkutõmmet põhjustava gravitatsiooniga, saabub tähe tasakaaluolek ning täht jõuab HRD peajadale.

VI. Tähes toimuvate termotuumareaktsioonide käigus tekib üha raskemaid keemilisi elemente, paraku vabaneb raskemate elementide tekkel vähem energiat kui kergemate tekkel ning tuuma välisosa hakkab paisuma.

VII. Ammendanud kogu „termotuumakütuse“ jätkub tähe evolutsioon sõltuvalt tema massist järgmiselt:

(7.1) täht jahtub aeglaselt (kui tähe mass on väiksem kui Päikese mass) muutudes lõpuks pruuniks kääbuseks.

(7.2) täht heidab ära oma pindmised kihid ja plahvatab noovana või supernoovana ning pärast plahvatust jääb alles kas:

Ülitihe ja ülikuum tuum (valge kääbus), mis kiirgab ümbritsevasse keskkonda alguses röntgenkiirgust, siis aina pikalainelisemat (külmemat) kiirgust kuni lõpuks täielikult jahtub (pruun kääbus) – mass kuni 100 Päikese massi või

Must auk – mass üle 100 Päikese massi

VIII. Mida suurem on tähe mass, seda kiirem on elukaar sünnist surmani (so termotuuma-reaktsioonide lõppemiseni.

Must auk

Iga (taeva)keha jaoks on olemas kiirus, millega liikudes on võimalik rebida end lahti selle keha raskusväljast.

Seda kiirust nimetatakse paokiiruseks (ehk III kosmiliseks kiiruseks).

Kuul on paokiirus ca 2,4 km/s

Maal on paokiirus ca 11,2 km/s

Päikesel on paokiirus ca 618 km/s

Musta augu korral ületab paokiirus valguse kiirust so 300 000 km/s

Kuna miski ei saa liikuda kiiremini kui valgus, siis satuvad nii valgus kui mistahes muu mateeria, sealhulgas ka informatsioon, musta augu poolt seatud „gravitatsioonilõksu“ ning ei jõua sealt kunagi mustast august väljaspool asuva vaatlejani.

Iga (taeva)keha jaoks on olemas kindel raadius nn Schwarzschildi raadius (Rs), milleni teda kokku surudes saavutatakse olukord, kus paokiirus muutub valguse kiirusest suuremaks:

kus G=6,67•10^-11 N•m²/kg² – gravitatsioonikonstant; M – taevakeha mass ja c=3•10⁸ m/s – valguse kiirus vaakumis

Näiteks Päikese Schwarzschildi raadius on 2 950 m, Maa oma aga 9 mm. Võib vaid ette kujutada milline peab olema ühe musta augu tihedus, et ta saavutaks eespool kirjeldatud omadused.