3. osa: Tähed

3. peatükk: Füüsikalised parameetrid

Kiirgusvõime, temperatuur ja läbimõõt Teades tähe kaugust, on meil lihtne rehkendada tähesuurustest tähe kiirgusvõimsus. Kui veel oletada, et kiirguse spektraalne jaotus vastab ligikaudselt musta keha spektrile, võime leida tähe pinnatemperatuuri ning kasutades Stefan-Boltzmanni seadust, hinnata kiirgusvõimsuse ja temperatuuri järgi tähe läbimõõtu. Lähematel ja suurematel tähtedel, mille vaadeldav nurkläbimõõt on mõõdetav, on sellest ja kaugusest lähtudes õnnestunud määrata ka tegelik läbimõõt. Tulemused kinnitavad heleduse kaudu leitud läbimõõtude õigsust. Täiendav tekst: Kas-see-on-suur-täht? Mass Kõige raskem on määrata tähtede massi. Õigem oleks öelda, et ainuüksi kiirgust analüüsides ei saagi tähe massi leida. Võimalik on see vaid neil juhtudel, kui tähel on kaaslane -- siis leiame massi Newtoni gravitatsiooniseaduse abil, lähtudes tähtede omavahelisest liikumisest. On ka kaudseid meetodeid massi hindamiseks, need aga on seotud juba teatud füüsikaliste eeldustega. Täiendav tekst: Kaksiktähe kogumassi leidmine Mida kujutavad siis nende andmete põhjal tähed? Parallaksi järgi hinnatud kaugused osutuvad hiiglasuurteks -- ka suhteliselt lähemad tähed on meist miljoneid kordi kaugemal kui Päike. Järelikult on iga helendav täpike taevalaotuses tegelikult kauge päike. Kui tahame tähti omavahel kiirgusvõime järgi võrrelda, peame nad matemaatiliselt samale kaugusele tooma -- leidma absoluutsed tähesuurused. Selgub, et palja silmaga nähtavatel tähtede heledus enamasti ületab Päikese oma. Kui võtta arvele ka "teleskoobitähed", mida on võrratult rohkem, siis selgub, et Päike on üle keskmise täht -- temast nõrgemate tähtede hulk on suurem temast heledamate tähtede hulgast. Aga on olemas tähti, mille heledus ületab sadu tuhandeid kordi Päikese heleduse -- ja on ka niisama palju kordi Päikesest nõrgemaid tähti. Mõnevõrra väiksem on kõikumine mõõtmetes, kuid siingi esineb tuhandekordseid erinevusi. Nii on ülihiiud (näiteks Orioni tähtkuju heledaim täht Betelgeuse) Päikesest mitusada korda suuremad, valged kääbustähed (Siiriuse kaaslane Sirius B) aga sadakond korda väiksemad kui Päike. Kõige ühtlasemalt on jaotunud mass. Tähti, mille mass oleks üle 10 korra väiksem või üle 50 korra suurem Päikese omast, on väga vähe. Et tähe ruumala on võrdeline raadiuse kuubiga, peab täheaine tihedus varieeruma väga suurtes piirides, ulatudes mõnest grammist kuupmeetri kohta hiidtähtedes kuni miljonite tonnideni valgetes kääbustes.

Joonis 1. Suured ja väikesed tähed. Võrdluseks Päike. Joonis 2. Normaalsete tähtede mass-heledussuhe.

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

• Eelmine peatükk: Tähtede vaadeldavad parameetrid
• Järgmine peatükk: Spektraalsed karakteristikud
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 13. märts 2003

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.