3. osa: Tähed

5. peatükk: Tähtede füüsika

Füüsikalise eksperimendi mõttes on täht meile kättesaamatu; me võime vaid analüüsida tähtedelt meieni jõudnud valgust. Alljärgnev on puhtalt matemaatiline teooria, mis maapealse füüsika seadustest lähtudes seletab tähtede ehitust ja evolutsiooni. Sellist lähenemisviisi nimetatakse matemaatiliseks modelleerimiseks, niisiis on tegu tähemudelitega, mille vastavust tegelikkusele kajastab sarnasus vaadeldavate (tegelike) tähtedega. Lisaks sellele peab tähtede füüsika (tähemudelid) ära seletama ka erinevate omadustega tähtede esinemissageduse. Tähtede põhiparameetriteks on heledus ja temperatuur. 1905. a., kui oli mõõdetud küllalt paljude tähtede kaugused, leidis E. Hertzsprung seose spektriklassi ja absoluutse tähesuuruse vahel. 1913. a. koostas H. Russell diagrammi, kus iga tähte tähistas punkt graafikul, mille telgedeks on spektriklass ja absoluutne tähesuurus. See diagramm, mida tänapäeval nimetatakse Hertzsprung-Russelli, lühendatult HR-diagrammiks, on olnud suureks abiks tähtede uurimisel, alates klassifikatsiooni korrigeerimisest kuni täheevolutsiooni teooriate loomiseni. Diagrammil torkab silma kõigepealt diagonaalne tähtedega tihedalt täidetud riba -- peajada. Sellesse diagrammi kogupindalast vaid sajandiku moodustavasse ribasse on koondunud 90% tähtedest. Ka ülejäänud osas on täitumus ebaühtlane; selgesti on eristatav punaste hiidude rühm diagrammi keskel, valgete kääbuste rühm all vasakul ning horisontaalne ülihiidude jada graafiku ülaosas. Tähtede ebaühtlane jaotumine HR-diagrammil on fakt, mida tähtede füüsika peab põhjendama. Seda oleks raske teha, kui meie käsutuses oleks vaid üksainus diagramm. Õnneks on neid rohkem -- et täheparvede uurimisel pole vaja määrata absoluutseid tähesuurusi (parve tähed on kõik ligikaudu samal kaugusel), on parvede HR-diagramme koostada märksa lihtsam ja seda võimalust on astronoomid ka kasutanud. Tuleb välja, et eri tüüpi parvedel on tähtede jaotus heleduse ja spektriklassi järgi erinev. Joonistel näete ühe tuntuima hajusparve -- Plejaadide (Eesti astronoomias Sõelatähed) ning kerasparve M3 (Jahipenide tähtkujus, hästi nähtav kooliteleskoobis) HR-diagrammid. Erinevus on silmnähtav: kerasparve diagrammil puudub suurem osa peajadast, see-eest on seal väga palju punaseid hiidtähti. Et ka parvede jaotus taevasfääril on erinev -- kui hajusparved koonduvad Linnutee lähistele, siis kerasparved paiknevad üsna ühtlaselt üle kogu taeva -- hakati kõnelema kahest tähepopulatsioonist, mida eristab erinev jaotus taevasfääril ning erinev HR-diagramm. Nähtuse tegelike põhjusteni jõuti pea 50 aastat hiljem, kui õpiti koostama tähtede tasakaaluvõrrandeid ning arvutama evolutsiooni. Täiendav tekst: Tähe tasakaaluvõrrand - "tähemudel" Kuna täht kiirgab valgust, ei saa ta tegelikult olla tasakaalus; Käesoleva sajandi algul arvati, et kiirgus tekib tähe kokkutõmbumisel vabaneva potentsiaalse energia arvel. Selle teooria järgi pidi noor, äsja gaasipilvest tekkinud täht ilmuma punase hiidtähena; kokku tõmbudes ta kuumeneb, säilitades esialgse kiirgusvõime ja vähenedes samal ajal mõõtmetelt. Seega peaks täht evolutsiooni käigus liikuma HR-diagrammi ülanurgast vasakule ning hiljem piki peajada alla. Mudelarvutused seda ei kinnitanud -- kokkutõmbumise käigus võib täht ainult kuumeneda; pinnatemperatuuri alanemine "jahtumise" tõttu ei tule kõne alla, heledus tasakaalutemperatuuril sõltub ainuüksi tähe massist. Tuumareaktsioonide avastamine 1930-ndatel aastatel lõi eeldused tähtede -- eelkõige Päikese -- suure kiirgusvõime seletamiseks. Üheks esimeseks, kes sel alal sai arvestatava tulemuse, oli Tartu Tähetorni tolleaegne astronoom-vaatleja Ernst Öpik. 1938. a. ilmunud töös rakendas Öpik Eddingtoni mudeli energiaallikana termotuumasünteesi ning sai vaatamata mõnedele arvutuslikele ebatäpsustele üsna tänapäevase tulemuse. Öpiku järgi kuumeneb Päikese-sarnane täht kokkutõmbumise käigus (värvus muutub punakast valgeks) ja jääb umbes kümneks miljardiks aastaks stabiilseks (täht asub siis peajadal). Kui vesiniku hulk tähes langeb veerandini, hakkab heledus kiiresti kasvama ning saavutab vesiniku lõppemise momendiks varasemast sada korda suurema väärtuse. Pärast seda kiirgab täht veel umbes miljard aastat, tema mõõtmed ja heledus kahanevad pidevalt, kuni tuumaaine siserõhk peatab kokkutõmbumise ning tähest saab valge kääbus. Kuuekümnendatel aastatel, kui elektronarvutite võimsus lubas alustada tähtede tasakaaluvõrrandite numbrilist lahendamist, muutusid paljud arusaamad. Lihtsaimale kiirgusliku energiaülekandega mudelile lisandusid keerukamad mudelid, kus konvektiivne tsoon ulatub pinnalt energiat tootva keskosani, kus toimuvad mitut tüüpi tuumareaktsioonid ja muutub keemiline koostis. Käesolevaks ajaks on läbi arvutatud kõikvõimalike masside ja keemilise koostisega tähtede elukäik. "Tähemudelid" võimaldavad mitte üksnes põhjendada tähtede jaotust HR-diagrammil, vaid uurida täheparvede ja tervete galaktikate kujunemist ning arengut. Raskete elementide süntees tähtedes, nende veelkordne "tihendamine" rauast raskemateks tuumadeks kosmiliste plahvatuste käigus, nende hajutamine ruumi ja segunemine galaktikatevahelise ürgainega; uue, muutunud keemilise koostisega tähepõlvkonna teke (nüüd juba koos planeedisüsteemidega) -- see ongi tänapäeva tähefüüsika.

Joonis 1.Värvus-heledusdiagramm (Hertzsprung-Russelli, HR-diagramm). Iga tähe asukoht graafikul vastab tema spektriklassile ja heledusele. Foto 1. Taevasõel (Plejaadid Sõnni tähtkujus) - üks lähemaid ja kompaktsemaid hajusparvi. Joonis 2. Taevasõela tähtede HR-diagramm. Peajada on välja kujunenud, puuduvad punased hiidtähed ning valged kääbused. Joonis 3. Plejaadide HR-diagramm võrrelduna 50 milj. a. vanuse täheparve teoreetilise HR-diagrammiga. Foto 2. Kerasparv 47Tuc (asub lõunataevas, Tuukani tähtkujus). Joonis 4. Kerasparve HR-diagramm. Peajadast on näha vaid alumine, väikese massiga tähtede ots. Massiivsed tähed on evolutsiooni lõpetanud, hulganisti on parves punaseid hiidtähti. Joonis 5. Päikese sarnase tähe evolutsioon gaasipilvest valge kääbuseni kunstniku ettekujutuses. Joonis 6. Tähtede evolutsioonitrekid HR-diagrammil enne peajadale jõudmist. Punktiir näitab aastaid arvates kookonist väljumisest. Joonis 7. Tähtede evolutsioonitrekid pärast peajadalt lahkumist. Kogu evolutsioon punaste hiidude piirkonnas kestab vaid kümnendiku peajadal veedetud ajast.

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

• Eelmine peatükk: Spektraalsed karakteristikud
• Järgmine peatükk: Ühe tähe elulugu
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 24. aprill 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.