Täht , mis tahes massiline isevalguv taevakeha, mis särab selle sisemistest energiaallikatest tulenevast kiirgusest. Kümnetest miljarditest triljonitest tähtedest, mis moodustavad vaadeldava universum , on alasti nähtav ainult väga väike protsent silma . Paljud tähed esinevad paaris, mitmes süsteemis või täheparves. Selliste täherühmade liikmed on füüsiliselt seotud ühise päritolu kaudu ja neid seob vastastikune gravitatsiooniline külgetõmme. Täheparvedega on mõnevõrra seotud täheühendused, mis koosnevad füüsiliselt sarnaste tähtede lahtistest rühmadest, millel ei ole grupina piisavalt massi, et organisatsioonina koos püsida.
avatud kobar NGC 290 Tähed avatud kobaras NGC 290, nagu Hubble'i kosmoseteleskoop näeb. Euroopa Kosmoseagentuur ja NASA
Selles artiklis kirjeldatakse üksikute tähtede omadusi ja arengut. Arutelu hõlmab suurused, energeetika, temperatuurid, massid ja kemikaalid kompositsioonid tähtede ning nende kauguste ja liikumiste kohta. The lugematu arv teisi tähti võrreldakse Päikesega, mis tähendab kindlalt, et meie täht pole mingil juhul eriline.
Mis puutub massi, suurust ja sisemine heleduse järgi on Päike tüüpiline täht. Selle ligikaudne mass on 2 × 1030kg (umbes 330 000 Maa massi), selle ligikaudne raadius 700 000 km (430 000 miili) ja ligikaudne heledus 4 × 1033ergid sekundis (või ekvivalentselt 4 × 102. 3kilovatti võimsust). Teistel tähtedel mõõdetakse nende vastavaid koguseid sageli vastavalt Päikese kogustele.
pildistamine ultraviolettkiirguse abil Päike, mida äärmuslikus ultraviolettvalguses kujutab Maa orbiidil olev Päikese ja Heliosfääri observatooriumi (SOHO) satelliit. Vasakus alanurgas on nähtav tohutu silmusekujuline purskekoht. Peamiselt valged alad on kõige kuumemad; sügavamad punased näitavad jahedamat temperatuuri. NASA
Siit saate teada eri tüüpi tähtede kohta, mis on liigitatud vastavalt nende massile ja temperatuurile - punased kääbused, punased hiiglased, ülihiiglased, valged ja pruunid kääbustähed. Ülevaade mitut tüüpi tähtedest, eriti punane kääbus, punane hiiglane, ülisuur, valge kääbus ja pruun kääbus. Avatud ülikool (Britannica kirjastuspartner) Vaadake kõiki selle artikli videoid
Paljud tähed erinevad kiiratava valguse hulga poolest. Tähti nagu Altair, Alfa Centauri A ja B ning Procyon A nimetatakse kääbustähtedeks; nende mõõtmed on ligikaudu võrreldavad Päikese mõõtmetega. Sirius A ja Vega, kuigi palju heledamad, on ka kääbustähed; nende kõrgemad temperatuurid annavad suurema heitkoguse pindalaühiku kohta. Aldebaran A, Arcturus ja Capella A on näited hiidtähtedest, mille mõõtmed on palju suuremad kui Päikese mõõtmed. Vaatlused interferomeetriga (vahend, mis mõõdab nurka, mis jääb tähe läbimõõduga vaatleja asukohta), kombineerituna parallaksi mõõtmistega (mis annavad tähe kauguse; vaata allpool Tähekauguste määramine ), andke Arkturose ja Aldebaran A suurused 12 ja 22 päikesekiirgust. Betelgeuse ja Antares A on näited ülisuurtest tähtedest. Viimase raadius on umbes 300 korda suurem kui Päikesel, samas kui muutuv täht Betelgeuse kõigub umbes 300–600 päikesekiirguse vahel. Mitmed valgete kääbustähtede täheklassist, millel on väike heledus ja suur tihedus, kuuluvad ka eredamate tähtede hulka. Sirius B on peamine näide, mille raadius on tuhandik Päikese omast, mis on võrreldav Maa suurusega. Kõige eredamate tähtede seas on ka Rigel A, noor supergigant tähtkuju Orion ja lõunapoolkera heledat majakat Canopust, mida sageli kasutatakse kosmosesõidukite navigeerimiseks.
Päikese tegevus pole ilmselt ainulaadne. On leitud, et mitut tüüpi tähed on aktiivsed ja neil on tähetuul analoogne päikesetuulele. Tugevate tähetuulte tähtsus ja üldlevimus ilmnesid ainult kosmoses paiknevate ultraviolett- ja Röntgenkiirte astronoomia samuti raadio- ja infrapuna-pinnal põhinevas astronoomias.
1980-ndate aastate alguses tehtud röntgenuuringud andsid üsna ootamatuid leide. Nad näitasid, et peaaegu igat tüüpi tähti ümbritsevad kroonkroonid, mille temperatuur on üks miljon kelvinit (K) või rohkem. Pealegi on kõigil tähtedel näiliselt aktiivsed piirkonnad, sealhulgas laigud, signaalraketid ja esiletõstetud osad sarnaselt Päikese omadega ( vaata päikeselaik; päikesepõletus; päikesepaistelisus). Mõnel tähel on tähesuurused nii suured, et kogu tähe nägu on suhteliselt tume, samas kui teiste tähtede aktiivsus on tuhandeid kordi intensiivsem kui Päikesel.
päikesepurske Üks tugevamaid päikesepõletusi, mis kunagi avastatud, Päikese ja Heliosfääri Observatooriumi (SOHO) satelliidi poolt 4. novembril 2003. aastal tehtud ultraviolettkiirguses (valevärvilises) päikesepildis. Sellised võimsad signaalraketid, mida nimetatakse X-klassi rakette , vabastage intensiivne kiirgus, mis võib ajutiselt põhjustada kogu Maa raadioside katkestusi. SOHO / ESA / NASA
Suure helendusega kuumadel sinistel tähtedel on tähtede tuul kõige tugevam. Nende ultraviolettkiirguse spektri vaatlused teleskoobid on näidanud, et nende tuule kiirus ulatub sageli 3000 km (umbes 2000 miili) sekundis, kaotades samas massi kuni miljard korda rohkem kui päikesetuul. Vastavad massi kadu määrad lähenevad ja ületavad mõnikord saja tuhandiku päikesemassist aastas, mis tähendab, et üks kogu päikesemass (võib-olla kümnendik tähe kogumassist) kantakse kosmosesse suhteliselt lühikese ajavahemiku jooksul 100 000 aastat. Sellest lähtuvalt arvatakse, et kõige helendavamad tähed kaotavad oma elu jooksul olulise osa oma massist, mis arvatakse olevat vaid paar miljonit aastat.
Ultraviolettvaatlused on tõestanud, et nii suure tuule tekitamiseks ei piisa koroonas olevate kuumade gaaside rõhust, mis juhib päikesetuult. Selle asemel tuleb kuumade tähtede tuuli juhtida otse nende tähtede kiiratava energeetilise ultraviolettkiirguse rõhk. Peale lihtsa mõistmise, et rikkalik sellistest kuumadest tähtedest voolab ultraviolettkiirguse kogus, pole protsessi üksikasjad hästi mõistetavad. Ükskõik, mis toimub, on see kindlasti keeruline, sest tähtede ultraviolettkiirguse spektrid kipuvad aja jooksul varieeruma, mis tähendab, et tuul pole ühtlane. Voolukiiruse erinevuste paremaks mõistmiseks uurivad teoreetikud võimalikke ebastabiilsuse liike, mis võivad olla omased helendavatele kuumadele tähtedele.
Raadio- ja infrapuna-teleskoopide ning optiliste instrumentidega tehtud vaatlused tõestavad, et helendavatel jahedatel tähtedel on ka tuuled, mille kogu massivoolukiirus on võrreldav helendavate kuumade tähtede omaga, ehkki nende kiirus on palju madalam - umbes 30 km (20 miili) ) sekundis. Kuna helendavad punased tähed on oma olemuselt lahedad objektid (mille pinnatemperatuur on umbes 3000 K ehk pool Päikese omast), eraldavad nad ultraviolett- või Röntgen kiirgus; seega peab tuule juhtiv mehhanism erinema helendavate kuumade tähtede mehhanismist. Helendavate jahedate tähtede tuuled on erinevalt kuumade tähtede tuulest rikkad tolmuterade ja molekulide poolest. Kuna peaaegu kõik Päikesest massilisemad tähed arenevad lõpuks nii jahedateks tähtedeks, pakuvad nende tuuled, mis valavad kosmosesse suurest hulgast tähtedest, tähtedevahelises ruumis peamise uue gaasi ja tolmu allika, luues seeläbi elutähtsa seose tähtede moodustumine ja galaktiline evolutsioon. Nagu kuumade tähtede puhul, ei mõisteta ka konkreetset jahedate tähtede tuuli juhtivat mehhanismi; Praegu saavad uurijad ainult oletada, et gaasiturbulents, magnetväljad või mõlemad nende tähtede atmosfääris on kuidagi vastutavad.
mis on kreeka mütoloogias titaanid
Tugevat tuult seostatakse ka objektidega, mida nimetatakse protostaarideks, mis on tohutud gaasipallid, mis pole veel saanud täieõiguslikeks tähtedeks, milles energiat annavad tuumareaktsioonid ( vaata allpool Tähtede moodustumine ja areng ). Orioni udukogus leiduvate deuteeriumi (raske vesinik) ja süsinikmonooksiidi (CO) molekulide raadio- ja infrapunakiirguste abil on avastatud gaasipilved kiirusega, mis läheneb 100 km (60 miili) sekundis. Lisaks on kõrge eraldusvõimega, väga pika baasjoone interferomeetriliste vaatluste tulemusel avaldatud loodusliku maseri (koherentse mikrolaineahju) veeauru eraldumise laienevad sõlmed Orioni tähtkujuliste piirkondade lähedal, ühendades nii tugeva tuule protostaaride endiga. Nende tuulte konkreetsed põhjused ei ole teada, kuid kui need tavaliselt tähtede moodustumisega kaasnevad, peavad astronoomid neid arvesse võtma tagajärjed varajasteks Päikesesüsteem . Lõppude lõpuks oli ka Päike arvatavasti kunagi protostaar.
