3. osa: Tähed

2. peatükk: Tähtede vaadeldavad parameetrid

Heledus Pimedal ööl tähistaevast vaadeldes märkame kõigepealt tähtede erinevat heledust. Juba vana-aja astronoomid püüdsid tähti heleduse järgi järjestada, tuues sisse tähesuuruse mõiste. Kõige heledamad olid esimese suurusjärgu tähed, siis teise, kolmanda jne. -- iga järgmine suurusjärk eelmisest poole tuhmim. Hiljem, kui mõõtmismeetodid täienesid, sai täpsustatud intervalliks 2,51 korda; hakati kasutama ka murdarvulisi ja negatiivseid tähesuurusi (1,2; -0,6). Kõige heledam tähtedest (Siirius) omab tähesuurust -1,46; palja silmaga on parimal juhul näha kuuenda suurusjärgu tähed; tänapäeva teleskoopidega saab Maalt vaadelda 24. suurusjärgu tähti. Nõrgemaid tähti on taevas rohkem, tähtede arv kasvab heleduse vähenedes kiiresti. Tähtede heleduste määrangud sõltuvad sellest, millise aparatuuriga heledust mõõdetakse. Erinevate numbrite (ja ka järjestuse) saamise põhjuseks on see, et eri tüüpi kiirgusvastuvõtjad on tundlikud erinevas lainepikkuste piirkonnas. Kui otsustajaks on inimene, tema nägemismeel, nimetatakse vastavat heledust (tähesuurust) visuaalseks. Kui mõõtmisvahendiks on fotoplaat, räägitakse fotograafilistest tähesuurustest. Heledust, kus võetakse arvesse kogu tähelt tulev energia, nimetatakse bolomeetriliseks heleduseks. Täiendav tekst: Tähesuuruste tähendusest Värvus Teiseks parameetriks, mis ka silmaga vaadates märgatav, on värvus. Tavaline skaala on punane-kollane-valge, teisi värve me üldjuhul ei näe ("rohekad" ja "sinakad" toonid esinevad mõnikord mitmiktähtede kirjeldustes). Füüsikaliselt saame värvust hinnata, mõõtes tähe heledust erinevates spektripiirkondades ning määrates vastavad tähesuurused. Saadud tähesuuruste erinevused annavad nn värvusindeksi. Selliseid mõõtmisi tehakse fotomeetri (valgusmõõtja) ette paigutatavate valgusfiltrite abil; filtrite omadused -- spektraalse läbilaskvuse kõverad -- määravad fotomeetrilise süsteemi. Levinuimaks süsteemiks on kolmevärvi e UBV-fotomeetria, kus tähe värvust hinnatakse kahe spektraalindeksi U-B ja B-V abil. Suuruste tähised on tuletatud inglise keelest ja tähistavad ultravioletset, sinist (blue) ning valget (visual, "vaadeldav") tähesuurust. Ka see süsteem on normeeritud põhjataeva ühe heledama tähe Veega järgi (Veega värvusindeksid on nullid); kuna heleduse kasvades tähesuurus kahaneb, siis on Veegast "punasemate" tähtede värvusindeksid positiivsed, "sinakamate" omad aga negatiivsed. Et Veega on ise võrdlemisi "sinine", ongi enamusel tähtedest positiivne värvusindeks (Päikesel näiteks U-B=+0,1; B-V=+0,62). Värvusindeksite määramist nimetatakse ka kolorimeetriaks ("värvimõõtmine"); süsteem on võrdlemisi sarnane värvitrükis või -televisioonis kasutatava kolmevärvisüsteemiga. Lisaks nähtavale valgusele jõuab tähelt Maale ka suurema lainepikkusega infrapunane kiirgus. Et sedagi saab mõõta, on UBV-fotomeetriat täiendatud punase (R, red), infrapunase (I) ning veel suurema lainepikkusega (J,K,R...) filtritega. Kaugus ja liikumine Silmaga näeme ainult tähtede ööpäevast liikumist, see tuleneb Maa pöörlemisest ja ei ütle midagi tähtede tegeliku liikumise kohta ilmaruumis. Teleskoopide ja nende juurde kuuluva täppistehnika abil saame määrata tähe täpse asukoha taevavõlvil ning jälgida selle muutumist. Esiteks märkame parallaktilist liikumist -- selle käigus kujutab täht taevas ellipsi läbimõõduga murdosa kaaresekundist ning jõuab aasta möödudes endisesse asukohta tagasi. Selle liikumise põhjuseks on Maa liikumine orbiidil; mõõtes (teleskoobi abil) parallaksi, saame määrata tähtede kaugust. Aastatepikkune mõõtmine näitab, et osa tähti muudab oma asukohta ka jäävalt. Seda liikumist nimetatakse omaliikumiseks ja ta kajastab tähtede tõelist ruumilist liikumist (vt. Taevas). Enamiku tähtede omaliikumised on samuti kaduvväikesed; umbes tuhandel tähel on aastane nihe üle ühe kaaresekundi, suurim -- 10,3" aastas -- on omaliikumine Barnard'i tähel Maokandja tähtkujus. Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus -- radiaalkiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi (Doppleri efektist). Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamus neist on alla 100 km/s. Ülalmainitud Barnard'i täht on üks kiiremaid (ja ka üks lähemaid!), tema ruumkiirus on 140 km/s. Täiendav tekst: Doppleri efektist

Joonis 1. Tähtede erinev värvus, seletatuna musta keha spektriga erinevail temperatuuridel. Värviline riba vastab nähtavale valgusele. a) Punane (alfa Tau) b) Valge (Päike) c) Sinine (gamma Ori) Joonis 2. UBV-kolorimeetria. Joonisel on ultravioletse (U), sinise (B) ja visuaalse (V) filtri läbilaskvuskõverad. Tabel. Mõnede tähtede ning Päikese värvusindeksid UBV-süsteemis. Täht V U-B B-V alfa Tau 0,85 +1,90 +1,54 Päike -26,8 +0,10 +0,62 alfa Lyr 0 0 0 gamma Ori 1,64 -0,87 -0,22 Joonis 3. Värvusindeksi B-V sõltuvus tähe pinnatemperatuurist.

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

• Eelmine peatükk: Päike
• Järgmine peatükk: Füüsikalised parameetrid
• Sisukord

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

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.