tähed on taevakehad, mis on moodustunud gaasidest, nagu heelium ja vesinik, ja tolm, mille sees on tihe tuum, mille sees toimuvad termotuumasünteesi reaktsioonid, mille tulemuseks on energia vabanemine. Tähed moodustuvad udukogudena ja nende eluiga võib ulatuda miljoneid kuni miljardeid aastaid, mis varieerub vastavalt nende massile. Raske on hinnata, kui palju tähti meie universumis täna on, kuid mõned astronoomid näitavad, et nende arv ületab 20 numbrit.
Vaadake meie podcasti: Suure Paugu teooria
Kokkuvõte tähtedest
Need on sfäärilised taevakehad, mis koosnevad sellistest gaasidest nagu vesinik ja heelium. Sees on tuum, milles toimuvad tuumasünteesi reaktsioonid, mis vastutab nende objektide poolt kiiratava energia ja valguse eest.
Need tekivad udukogude sees kerasõlmede gravitatsioonilise kokkuvarisemise tagajärjel.
Selle algstaadiumit nimetatakse prototäheks.
Küpsesse olekusse jõudmiseks kulub miljoneid aastaid, mis esindab suuremat osa nende elust. Selles etapis algavad termotuumareaktsioonid.
Nende elutsükkel võib sõltuvalt nende massist olla väga pikk, miljardeid aastaid või lühike, miljoneid aastaid.
Väiksemad muutuvad pärast selle tsükli lõppu valgeteks kääbusteks. Massiivsed saavad lõpuks neutrontähtede või mustade aukudena.
Selle klassifikatsioon tehakse suuruse ja värvi järgi.
Iga ametliku nimetuse on heaks kiitnud Rahvusvaheline Astronoomialiit (IAU).
tähtede teke
Meie universumi moodustavate tähtede moodustumise protsess algab tolmust ja gaasidest koosnevates pilvedes nn. udukogud. Udude sisemus koosneb suure turbulentsiga keskkonnast, mis on põhjustatud gaaside ja muude materjalide liikumisest. mis need moodustavad, tekitades kerakujulisi sõlme, mis võivad kannatada gravitatsioonilise kollapsi all, mis on täht. Seega mitmed neist struktuuridest moodustuvad udukogudes, mistõttu neid nimetatakse staarlasteaedadeks.
Oma tekkeprotsessi esimeses etapis olevat tähte nimetatakse prototäheks. Sellele algfaasile iseloomulik gravitatsiooniline kokkutõmbumine kestab miljoneid aastaid, mis soodustab tõusu temperatuur prototähtede tuumas ja meelitab järk-järgult endasse suurema hulga gaase ja tolmu ümbrus.
Alles pärast pika aja möödumist ilmnevad reaktsioonid Tuumasünteesi hakkab juhtuma tähtede keskosas, kui selle piirkonna temperatuur on juba jõudnud vähemalt 15 miljoni kraadini Celsiuse järgi. Sellest ajast peale gravitatsiooniline kollaps lakkab ja tekib tasakaaluolukord, alustades nende elus uut etappi. O Päike, näiteks ainus täht, mis moodustab Päikesesüsteem, kulus prototähefaasist küpse faasini 50 miljonit aastat.
Tähtede koosseis
tähed on koosneb põhiliselt kahest gaasilisest elemendist heelium (Ta) ja vesinik (H). Nende keskalal toimuvad termotuumareaktsioonid, mille käigus vesinikuaatomid ühinevad ja tekitavad heeliumi aatomeid. See reaktsioon vabastab suurel hulgal energiat soojuse kujul ja vastutab ka tähtede iseloomuliku valguse kiirgamise eest.
Tähtede omadused
tähed on kerakujulised taevakehad ja koosneb plasmast, mis koosneb gaasidest ja tolmust, eriti heeliumist ja vesinikust, nagu oleme näinud. Oma elu küpses faasis jäävad tähed jõudude mõjul tasakaaluolekusse oma gravitatsioonijõud ja rõhk, mida tuum avaldab tänu tuumas toimuvatele termotuumareaktsioonidele sellest struktuurist. Seda seisundit nimetatakse hüdrostaatiliseks tasakaaluks.
Tähtede suurus ja mass varieeruvad märkimisväärselt sõltuvalt sellistest teguritest nagu nende vanus ja staadium. Teine aspekt, mis vastab tähtede massile, on endiselt oluline nende klassifitseerimisel: väikese massiga, keskmise suurusega, massiivne ja ülimassiivne. Tähepinna temperatuur võib varieeruda vahemikus 2500 ºC, kõige vanematel kuni peaaegu 50 000 ºC, nendes, mis on oma küpse faasi alguses.
Tähtede kiirgav heledus sõltub nende vanusest ja tuumas tekkivast energia hulgast, mis aja jooksul väheneb ning nende kütuse, vesiniku, kulust.Tähtede suurus ja temperatuur on tegurid, mis mõjutavad nende heledust. Teine aspekt määrab ka nende taevakehade värvuse. Kuumemad tähed on heledamad ja valge või sinaka värvusega, erinevalt jahedamatest vanematest tähtedest, mis näivad punakad.
Tähtede vanus varieerub mõnest miljonist miljardite aastateni. Arvatakse, et vanimad on meie universumiga praktiliselt sama vanad, 13,8 miljardit aastat.
tähtede tüübid
Tähed liigitatakse nende massi ja värvi järgi järgmistesse kategooriatesse:
valged kääbused: on saadud teiste põhijada tähtede kokkuvarisemise protsessist, mis koosneb nende viimasest etapist. Vaatamata sära kiirgamisele ei toimu selle tuumas termotuumasünteesi reaktsioone.
kollased kääbused: omavad aktiivsust oma tuumas, milles toimuvad tuumasünteesi reaktsioonid. Need on osa põhijadast. Näiteks on Päike.
punased kääbused: on universumis kõige enam esinevad. Neil on väike mass, nõrk heledus ja temperatuur on madalam kui Päikesel.
punased hiiglased: nad on oma elutsükli edasijõudnud staadiumis tähed, millel on suurem suurus, kuid kahanenud mass ja väiksema heledusega kui eelmises etapis. Umbes viie miljardi aasta pärast saab Päikesest punane hiiglane.
Sinised hiiglased ja superhiiglased: need on väga massiivsed ja heledad ning ülikõrgete temperatuuridega, superhiiglaste puhul vahemikus 10 000 K kuni 50 000 K. Nende mass võib olla kuni 25 korda suurem kui Päike. Nende tuumas toimuva intensiivse tegevuse tõttu on nad ka väga noored lühikese elutsükliga tähed.
Huvitav:Samuti on olemas neutronitähed, väga väikesed konstruktsioonid, mille läbimõõt on umbes 20 km, massiivsed ja äärmiselt tihedad, koosnevad peamiselt neutronid. Nad sooritavad ringliikumist suurel kiirusel, esindades paljude massiivsete tähtede viimast etappi.
Tea rohkem: Mis on langevad tähed?
Tähtede elu ja surm
Tähed tekivad, küpsevad ja lakkavad eksisteerimast nagu enamik universumi taevakehi. Tähe elutsükkel võib kesta miljoneid või miljardeid aastaid. Nende kõigi iseloomulik tunnus on aga asjaolu, et nende küps faas vastab umbes 90% kogu tsüklist.
Viis, kuidas täht areneb kuni surmani, sõltub massist., mis on otseselt seotud küttegaasi olemasoluga selle struktuuris tuuma keemiliste reaktsioonide järjepidevuse tagamiseks. Kui need reaktsioonid koosnevad vesiniku sulandumisest heeliumi koostiseks, iseloomustatakse neid tähti põhijärjestuse tähtedena. Sel juhul tarbitakse vesinikku seni, kuni see otsa saab, mistõttu tuum vajub kokku ja tähe väliskülg laieneb, kuni sellest saab punane hiiglane.
Edaspidi sõltuvad järgnevad sammud otseselt tähe massist. Aastal keskmise ja väikese massiga tähed, aktiivsus tuumas jätkub, kuid tekitades aatomid heeliumi liitmisel tekkiv süsinik. Kui see lõpeb, tekib kogu tähe massist planetaarne udukogu. Südamikust omakorda sünnib valge kääbus.
juhul kui massiivsed tähed, mille mass on vähemalt seitse korda suurem kui Päike, tekivad punased superhiiglased. Selle tuum algatab reaktsioone, mille tulemusena moodustuvad sellised elemendid nagu raud, mille tootmine nõuab tohutult energiat. Selle tulemusena tõmbub täht tagasi oma gravitatsiooni reaktsioonina ja paisub seejärel ägedalt läbi plahvatuse, mida nimetatakse supernoovaks.
Suurem osa selle materjalist jääb kosmosesse, kuid umbes 25% tekitab neutronitähe või a Must auk, mis sõltub massist endast. Ainult ülimassiivsed tähed moodustavad musti auke. Vaata:
tähtede nimi
Staaridele antud ametlik nimi peab läbima Rahvusvahelise Astronoomialiidu (IAU, akronüümis in inglise keel), vastutab selle kataloogimise eest, et muuta see suhtluse ja nende uuringute standardiks objektid. IAU nimekirjas on 330 seni heaks kiidetud ametlikku tähenime.
→ 10 heledaima tähe loend
Mõnede tähtede nimede näidete esitamiseks toome riikliku aeronautika- ja kosmoseameti andmetel 10 kõige eredama teadaoleva tähe nimekirja (Eitiib):
Sirius;
Canopus;
Rigil Kentaurus;
Arcturus;
Vegas;
kabel;
Rigel;
Procyon;
Achernar;
Betelgeuse.
Mitu tähte on taevas?
Meie universumi taevas eksisteerivate tähtede arvu täpne kindlaksmääramine on äärmiselt keeruline ülesanne, peaaegu võimatu. Võttes arvesse ainult galaktikat, millesse me oleme sisestatud, Linnutee, hinnanguliselt on tähti 100–200 miljardit. Kokku on ennustatav tähtede arv universumis suurusjärgus 1024 või septiljon.
Paloma Guitarrara poolt
Geograafia õpetaja
