3. osa: Tähed

4. peatükk: Spektraalsed karakteristikud

Kõige rohkem informatsiooni tähtede ehituse kohta saame spektraalanalüüsist. Normaalsete Päikese-sarnaste tähtede spekter on neeldumisspekter, st. ta koosneb tumedatest neeldumisjoontest pideva kiirgusspektri taustal. Aatomifüüsikast teada olevad seaduspärasused võimaldavad meil spektrijoonte lainepikkuste, neeldumisteguri ning joone kuju järgi teha olulisi järeldusi tähtede ehituse kohta: Pideva spektri olemasolu näitab, et tähe kiirgav pind koosneb täielikult ioniseeritud plasmast, mille kiirgusspekter sõltub ainuüksi temperatuurist. Neeldumisjoonte tekkekohaks peab olema tähe atmosfäär; et seal on näha nii ioonide kui neutraalsete aatomite (ja isegi molekulide) spektrijooni, peab temperatuur tähe pinnast eemaldumisel kiiresti alanema. Joonte lainepikkuste ja intensiivsuste järgi saab hinnata täheaine keemilist koostist. Joonte lainepikkuste süstemaatiline erinevus laboratoorsetest näitab tähe vaatesuunalist liikumist (Doppleri efekt). Kui täht läheneb vaatlejale, on jooned nihkunud lühema lainepikkuse poole (sininihe), kui aga kaugeneb, siis pikemate lainepikkuste poole (punanihe). Kui sininihe vaheldub perioodiliselt punanihkega, on tegemist kaksiktähega (liikumisel piki orbiiti täht kord läheneb meile, kord kaugeneb). Spektrijoonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist (tähe üks serv kaugeneb, tekitades punanihke, teine aga läheneb, andes sininihke -- kokku saame lihtsalt laiema joone). Heledate emissioonjoonte olemasolu viitab paksule atmosfäärile, mis ümbritseb väga kuuma pinda. Heleda joone tekitab atmosfääris neeldunud kiirguse ümbertöötamine suurema lainepikkusega kiirguseks, aga ka tähest väljapursanud kuuma aine helendus. Kui emissioon- ja neeldumisjooned esinevad koos, on tegemist täheaine pideva väljavooluga. Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust. Mida näitavad spektraaluuringud? Kõigepealt tähtede suurt mitmekesisust, kõikvõimalikke pöörlemis-, tiirlemis- ja paisumiskiirusi; on spektreid, kus jooned puuduvad, aga ka spektreid, kus pidev alusspekter on vaevu aimatav. Tänaseni kasutusel olev, 1890. a. väljatöötatud klassifikatsioon (vt. lisateksti) lubab seal mingil määral korda luua, jäädes siiski subjektiivseks. Mõnes mõttes on iga täht kordumatu. Siiski on ka väga stabiilseid näitajaid, näiteks keemiline koostis. Pea kõigil tähtedel moodustab 90% ainest vesinik (aatomite arvu, mitte massi järgi!), ülejäänust 90% on heelium ning vaid üks protsent jääb raskemate elementide osaks. Tõsi küll, just selle protsendi sisse on peidetud olulised erinevused, mis paljudele astrofüüsikutele tööd ja leiba pakuvad. Ka on enamikul tähtedest spektri kuju üsna heas kooskõlas värvuse ja kiirgusvõimega. Täiendav tekst: Tähespektrite klassifikatsioon

Joonis 1. Tavaline tähespekter ja selle detailid: foon, neeldumisjooned ja Balmeri hüpe. Joonis 2. Emisioonijooned: Kui tavalises spektris (Vega) on vesiniku jooned foonist tumedamad, siis kvasari (3C273) spektris paistavad nad heledatena. Joonis 3. Kui tähte ümbritseb paisuv gaaskest, tekib S-kujulise profiiliga joon. Selle põhiosa paistab emisioonijoonena, neeldumiskomponent on Doppleri efekti mõjul nihkunud vasakule (meile lähenev kest tekitab "sininihke").

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

• Eelmine peatükk: Füüsikalised parameetrid
• Järgmine peatükk: Tähtede füüsika
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 22. veebruar 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.