Kuidas tähed tekkivad?

2. Kuidas tähed tekkivad? Nebulahüpotees – taevakehade moodustumine hõredast ainest gravitatsioonilise kondenseerumise (tihenemise) teel. + Tähtede evolutsioon

3. Udukogud • Uute tähtede sünnikoht • Udukogu hakkab kokkutõmbuma, kui tema mass ületab 1000 M☼ • Hiigelsuured molekulaarpilved • Mõõtmed ~1015km • Tihedusega ~10-22 g/cm3 • Massiga 10000 – 106 M☼Temperatuur 10 – 30 K

5. Tihenemist põhjustavad jõud • naabertähtede plahvatused • tähetuul (korpuskulaarne kiirgus) • kiirgusrõhk + korrapäratu pilvestruktuur

6. Fragmenteerumine

7. ümbris südamik Kiirgus ja rõhk Kiirgus ja rõhk Prototäht • Ümbris sadestub südamikule • gravitatsiooni jõud ja gaasirõhk tasakaalustuvad – tekkib hüdrostaatiline tasakaal • Südamikus tekkinud energia kulub tulevase tuumkütuse valmistamiseks H2 > H > H+ • gaasirõhk ja kiirguserõhk kasvavad, algab ümbrise ära puhumine Fg Fp

8. 2’000’000’000’000’000’000’000’000’000’000 kg MASS!!! • Kogu tähe elu sõltub tema prototähe (südamiku) massist. • Tähtede masse võrreldakse Päikese massiga M ☼~ 2*1030 kg

9. prototäht massiga alla 0.08 M ☼ • Temperatuur ei kasva termotuumareaktsioonide jaoks piisavalt kõrgeks. • Täht ei sütti (gaas hakkab jahtuma). • Tekib pruunkääbus, mis edasisel jahtumisel muutub mustaks kääbuseks.

10. Tähe süttimine • Prototäht mille südamiku mass on üle 0,08 MA • Aine tiheduse kasvades temperatuur tõuseb. • Temperatuuril 9*106 K täht süttib, hakkab toimuma termotuumareaktsioonid. • Soojuskiirgus (tuumaenergia) tasakaalustab gravitatsiooni ja täht püsib stabiilsena.

11. Päristähed • Pidev võitlus tähte paisutavate (termot. energia) ja kokku suruvate (grav.) jõudude vahel. • Tasakaal: • Energeetiline – nii palju energiat kui tähe pinnalt kiirgub peab seda ka tähe sisemusest vabanema • Mehaaniline (hüdrostaatiline) – kiirguse ja gaasi rõhk tasakaalustab väliskihtide kaalu (gravitatsiooni jõu) • Toimuvad termotuumareaktsioonid, kus põletatakse kergemaid elemente raskemateks. 90% päristähe elueast H > He. • Tähe massist olenevalt toimub hilisemad termotuumareaktsioonid: He+He >Be, Be+He>C, C+He>O ... Jne. Iga uue reaktsiooni jaoks läheb vaja eelnevast rohkem energiat. • Peajadas viibimine sõltub nende massist • 100 MA~ 500 000 Aastat • 15 MA~ 10 milj. Aastat • 5 MA~ 80 milj. aastat • 2,5 MA~ 500 milj. aastat • 1MA ~ 10 mljrd . aastat • Täht sureb, kui temperatuur temas ei tõuse piisavalt kõrgele, et saaks toimuda raskema elemendi süttimine (uued termotuumareaktsioonid). Iga raskema elemendi süntees nõuab rohkem energiat.

12. Tähed massiga 0,08-0,5 M☼ • Toimub vesiniku põlemine heeliumiks. • Tähe südamiku mass (>tihedus>temperatuur) ei ole piisav, et toimuks He süttimine. Termotuumareaktsioonid lõppevad. • Täht lõpetab oma elu valge kääbusena

13. Päikese sarnased tähed mass – 0,5-5 M ☼ • Viibivad peajadas ligi 10 miljrd aastat • Eluea lõppedes “viskavad” oma väliskihid ära • Vaadeldavad planetaaruduna • Muutuvad valgeteks kääbusteks, jahtudes mustadeks kääbusteks

14. Tähed massiga 5 – 10 M ☼ • Suurenenud kiirgusvoo tõttu paisuvad, ning jahtuvad – tekkivad punased hiiud • Tähe elu lõppeb suure plahvatusega – supernoovaga • Alles jääb ülitihe neutron täht (tihedusega ~)

15. Tähed massiga üle 10 M ☼ • Suurem mass, kuna prototähe ümbrist ei puhuta ära ja tähe südamikule sadeneb rohkem ainet. • Muutuvad Suurtekshiidtähtedeks • Lõpetavad oma elu supernovaga peale mida võib tekkida neutron täht või mustauk

16. Tähed massiga üle 40M ☼ • Sinised ülihiiud. • Sünteesitakse ka raskemaid metalle • Lõpetavad oma elu supernoovaga, peale mida tekib mustauk või neutrontäht

17. Punane hiidtäht Valge kääbus Valge kääbus Päike Neutron täht Päike Tähesuuruste suhted