3. osa: Tähed

1. peatükk: Päike

Tähtede tundmaõppimist on otstarbekas alustada Päikesest. Esiteks on Päike meile piisavalt lähedal (veerand miljonit korda lähemal kõige lähemast "päris tähest"), teiseks on ta, nagu hiljem veendume, oma omadustelt keskmine ja meie tähesüsteemis -- Galaktikas -- väga tavaline täht. Päike asub Maast 150 miljoni km (täpsemalt 149 597 870 700 meetri) e. ühe astronoomilise ühiku kaugusel. Tema nurkläbimõõt on 32 kaareminutit, mis vastab 1,4 miljonile kilomeetrile (109 Maa läbimõõtu). Päikese mass on 1,99*1030 kg (330000 korda suurem kui Maa mass) ja ta kiirgab energiat koguvõimsusega 3,9*1026 W. Tema pinnatemperatuur on 5800 K. Päike asub Galaktika keskmest 25000 valgusaasta kaugusel ja liikudes ringorbiidil kiirusega 230 km/s, teeb ühe täistiiru umbes 200 miljoni aastaga. Teleskoobis paistab Päike (vaatlemiseks tuleb valgust tugevasti nõrgendada!) heleda teravalt piiritletud kettana. Kettal on mõnikord näha tumedamaid piirkondi (päikeseplekid või -laigud); tugeval suurendusel võib näha ühtlast teralist mustrit -- nn. granulatsiooni (lad. granulum - terake). Laikude liikumine näitab, et Päike pöörleb; seejuures on pöörlemisperiood ekvaatori lähedal 25 päeva, pooluste lähedal kuni 10 päeva pikem. Päikesel kui gaasilisel kehal ei saa olla kindlat pinda, aine tihedus peab muutuma pidevalt väljapoole vähenedes. Seda, et me näeme serva teravana, tingib nähtava valguse tekkimine suhteliselt õhukeses (umbes 400 km paksuses) kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks (valgust tekitav sfäär) ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist -- kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui ainsaks võimaluseks Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu kattis kinni algul fotosfääri, seejärel aga kogu Päikese. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist (siit nimetus, chroma tähendab kreeka keeles värvi); kroon -- ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber -- ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Fotosfäärist allpool olevat osa nimetame lihtsalt sisemuseks. Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest -- vesinikuaatomi tuumade (prootonite) ühinemisest heeliumi tuumadeks. Nagu õppisime tuumafüüsika osas (vt. A. Ainsaare õpiku lk. 34), nõuab see ühinemisreaktsioon kõrget temperatuuri (> 107 K) ning suurt rõhku ja saab seetõttu toimuda vaid väga sügaval tähe (Päikese) sisemuses. Eralduv energia läbib kolmveerandi teest tsentrist pinnani footonite vahetuse teel (allpool kiiratud suure energiaga footon neeldub kõrgemates kihtides) -- seda nimetatakse kiirguslikuks energiaülekandeks. Viimases osas muutub energia väljumisel domineerivaks konvektsioon. Granulatsioon ongi konvektiivsele liikumisele iseloomulike pööriste ilminguks: graanuli heledas keskosas tõuseb kuumem aine pinnale, tumedamates servades laskub jahtunud aine alla. Pööriste-graanulite läbimõõt on keskmiselt 1000 km. Päikese laigud on tumedad, temperatuur on neis ümbritsevast üle 1000 K madalam. Järelikult peab seal energiavoog Päikese pinnale olema takistatud. Et laikude piirkonnas on Päikese magnetväli sadu kordi tugevam kui ülejäänud osas, arvatakse, et magnetjõud pidurdavad konvektsiooni. Päikese servale jõudnud laikude vaatlus näitab, et laikudega kaasnevad loited e. protuberantsid -- aine paiskumine sadade tuhandete kilomeetrite kõrgusele. Enamus väljapaisatud ainest langeb tagasi Päikesele, osa sellest aga kiirgub maailmaruumi; Maale jõudnud laetud osakeste pilv kutsub esile Maa magnetvälja häireid (magnettorme) ja atmosfäärihelendust (virmalisi). Laikude arv Päikesel on muutlik: aktiivsuse perioodid, kus laike on väga palju, korduvad keskmiselt 11 aasta tagant. Täppismõõtmised näitavad, et ehkki Päikese kiirgus on stabiilne, võngub tema pind perioodiga umbes 5 minutit ning amplituudiga kümne kilomeetri ringis. Tõlgendades pinnavõnkeid helilainetena, loodavad astronoomid neid uurides saada täiendavat informatsiooni Päikese siseehituse kohta.

Tabel. Päikese andmed. Kaugus Maast: 150 milj. km Läbimõõt: 1,4 milj. km Mass: 1,99*1030 kg Temperatuur: 5800 K Kiirgusvõimsus: 3,9*1026 W Foto 1. Päike teleskoobis: serv on terav, pinnal on näha laigud. Foto 2. Päikese laik. Tumedat keskosa ümbritseb heledam vari, selle kõrval on näha võrkjas muster -- granulatsioon. Joonis 1. Päikese siseehitus: tuumas vabanenud energia levib pinna suunas algul kiirgusena, hiljem ainevoolude -- konvektsiooni teel. Foto 3. Päikeseloide -- kuuma aine väljapaiskumine. Fotod satelliidilt SOHO aastast 1996. Pildid on mõnetunniste vahedega, järjekorras paremalt vasakule. Joonis 2. Päikeselaikude keskmise arvu ajaline muutus. Selgesti on näha 11-aastane periood.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Päikesesüsteemi kujunemine
• Järgmine peatükk: Tähtede vaadeldavad parameetrid
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 12. märts 2003

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.