Selles blogipostituses vaatleme, kuidas tähed sünnivad, kuidas nad saavutavad oma värvi ja heleduse ning oma lõpliku saatuse.
Tänapäeval on neid raske näha, aga kui olete kunagi mägedes või öösel maal, linnast eemal, käinud, olete ilmselt märganud, kui ilusad tähed on. Sellist vaadet vaadates olete ilmselt vähemalt korra mõelnud. Mis on tähed? Vähesed inimesed teavad, kuidas tähed sünnivad, ja veel vähem teavad, millest nad räägivad, seega mõtlesin, et kasutan seda võimalust, et selgitada tähtede sündi, tähtede tüüpe, nende heledust ja värve ning palju muud.
Esiteks tähe sünd. Tähed sünnivad tihedas tähtedevahelise aine piirkonnas, mida nimetatakse udukoguks ja mis koosneb 98% ulatuses vesinikust ja heeliumgaasist ning 2% ulatuses tolmust. See tihe udukogu tõmbub aeglaselt omaenda gravitatsiooni mõjul kokku, mis suurendab udukogu keskpunkti tihedust ja temperatuuri. Kui see hakkab iseenesest heledama, nimetatakse seda prototäheks. Kui prototähe tuuma temperatuur jõuab 10 miljoni K-ni, hakkavad seal toimuma vesiniku sulandumise reaktsioonid, mille järel tähe gravitatsiooniline kokkutõmbumine peatub ja me nimetame seda täheks. Selle vanuse tähti nimetatakse peajada tähtedeks. Peajada on tähe eluetapp ja meile tuttav Päike on peajada tähe näide.
Millised on siis erinevat tüüpi tähed? Erinevalt planeetidest on tähed taevakehad, mis toodavad oma valgust, ja tähed, mida me tavaliselt peame "külgtähtedeks" nagu Päike. See külgtäht hõlmab meie päikesesüsteemis ainult Päikest, kuid universumis on palju külgtähti. Tähtede tüüpide hulka kuuluvad prototähed, peajada tähed, hiiglased ja valged kääbused.
Oleme juba käsitlenud prototähti ja peajada tähti, nüüd räägime hiiglastest. Hiidtäht areneb peajada staadiumist edasi, kui peajada täht lõpetab oma vesiniku sulandumise reaktsioonid. Kui tähe mass oli peajada tähe ajal väiksem kui 0.4 korda Päikese massist, on see punane hiiglane. Kui see on suurem, areneb see kollaseks või siniseks hiiglaseks. Mõned tähed, mille algmass on alla 0.25 korra Päikese massist, ei jõua aga kunagi hiiglasliku staadiumini ja arenevad otse valgeks kääbuseks. Valge kääbus on viimane staadium, milleni enamik tähti jõuab. Kui valge kääbuse mass ületab 1.4 korda Päikese massi, saab sellest neutronitähe ja kui see on rohkem kui kolm korda massiivsem, moodustab see musta augu. Valged kääbused on aga tavaliselt umbes poole Päikese massist, seega satuvad paljud tähed valge kääbuse olekusse ilma edasi arenemata.
Valged kääbused lõpetavad ühinemise, kui vesiniku ja heeliumi ühinemine on lõppenud ning tuumade ühinemine peatub, kuna nad ei suuda enam saavutada kõrgeid temperatuure. Selle tulemusel jääb alles vaid süsinikust ja hapnikust koosnev tuum, mis teeb tähest külma ja enam energiat ei tooda. Valged kääbused on kõige levinum tähetüüp, mida taevas näha on, mistõttu on nad universumis kõige kergemini leitavad objektid.
Tähed läbivad sünnist surmani mitmesuguseid muutusi ja nende evolutsioon on astronoomiliste uuringute oluline teema. Tähtede sünd ja evolutsioon on meie arusaama universumist seisukohast olulised ning mitmesugused elemendid, mida nad toodavad, aitavad lõpuks kaasa planeetide ja elu tekkele.
Nüüd räägime tähtede heledusest ja värvusest. Tähe heledus jaguneb kahte kategooriasse: näiv heledus ja absoluutne heledus. Nähtav heledus tähendab sõna-sõnalt tähe heledust, nagu seda meie silmaga nähakse, ehk seda, kui hele täht Maalt vaatlemisel paistab. Absoluutne heledus on seevastu tähe heledus, kui see asub Maast 10 parseki (32.6 valgusaasta) kaugusel, ja seda kasutatakse tähe tegeliku heleduse võrdlemiseks. See võimaldab meil määrata tähe tegelikku heledust, võrreldes selle näivat ja absoluutset heledusastet.
Tähtede heledust liigitatakse magnituudideks, alustades magnituudist 1 ja tuhmudes numbri suurenedes. Huvitaval kombel ei ole magnituud 1 kõige eredam. Tegelikult on olemas ka null- ja negatiivsed magnituudid ning need magnituudide erinevused annavad tähe heleduse erinevusest selgema pildi. Näiteks magnituudiga 1 ja 2 tähtede heleduse erinevus on 2.512 korda ja magnituudiga 5 erinev heledus on umbes 100 korda heledam. Selline tähtede heleduse võrdlemine on astronoomidele oluline viis tähtede füüsikaliste omaduste mõistmiseks.
Järgmisena on tähe värvus. Tähe värvus näitab selle pinnatemperatuuri, mida saab määrata tema kiiratava valguse spektri järgi. Värvus sõltub tähe pinnatemperatuurist, kusjuures kuumemad tähed on sinisemad ja jahedamad tähed punasemad. Tähtede värvid jagunevad seitsmesse kategooriasse: O, B, A, F, G, K ja M. Päike on G-tüüpi täht, kollane täht, mille pinnatemperatuur on umbes 5,500 °C. See võimaldab meil mõista tähe värvi ja temperatuuri, samuti selle evolutsiooni etappi.
Näiteks sinisel O-tüüpi tähel on väga kõrge pinnatemperatuur ja see on tõenäoliselt noor täht. Seevastu punaka M-tüüpi tähe pinnatemperatuur on madalam ja see on tõenäolisemalt hilisemas evolutsiooni staadiumis. Sel viisil ei ole tähe värvus mitte ainult dekoratiivne element, vaid oluline vihje selle oleku ja evolutsiooni kohta.
Siiani oleme käsitlenud tähtede sündi, tähetüüpe ning nende heledust ja värvi. Kokkuvõtteks: tähed sünnivad udukogudes, muutuvad prototähtedeks ja seejärel peajada tähtedeks. Seejärel, olenevalt massist, areneb see hiidtäheks või valgeks kääbuseks ning evolutsiooni lõpus moodustab see neutronitähe või musta augu. Tähtede heledus jaguneb näivaks ja absoluutseks magnituudiks ning nende värvus varieerub sõltuvalt nende pinnatemperatuurist. Mida lähemal sinisele, seda kuumem on temperatuur, ja mida lähemal punasele, seda külmem.
Me vaatasime tähti ja nägime unenägusid ning need unenäod juhatasid inimkonna kosmosesse. Tähtede uurimine pole kaugeltki lõppenud ja nende paeluvus köidab meid endiselt. Nende uurimise jätkudes süveneb meie arusaam universumist. Ja mitte nii kauges tulevikus võime isegi vabalt kosmoses reisida. Universum pakub meile lõputult saladusi ja nende lahtiharutamise käigus saame paremini aru laiemast maailmast.
