Tähed on suured helendavad plasmakuulid. Meie galaktikas on neid tohutult palju. Tähed on mänginud teaduse arengus olulist rolli. Neid märgiti ka paljude rahvaste müütidesse, neid kasutati navigeerimisvahenditena. Kui leiutati teleskoobid, samuti taevakehade liikumis- ja gravitatsiooniseadused, mõistsid teadlased, et kõik tähed on Päikesega sarnased.
Definitsioon
Põhijada tähed hõlmavad kõiki neid, milles vesinik muutub heeliumiks. Kuna see protsess on omane enamikule tähtedele, kuulub enamik inimese vaadeldavatest valgustitest sellesse kategooriasse. Näiteks kuulub sellesse rühma ka Päike. Alfa Orionis või näiteks Siiriuse satelliit ei kuulu põhijada tähtede hulka.
Täherühmad
Esimest korda võtsid teadlased E. Hertzsprung ja G. Russell käsile tähtede ja nende spektritüüpide võrdlemise küsimuse. Nad koostasid diagrammi, mis kuvas tähtede spektri ja heleduse. Hiljem nimetati see diagramm nende järgi. Enamikku sellel asuvatest valgustitest nimetatakse peamiste taevakehadeksjärjestused. Sellesse kategooriasse kuuluvad tähed sinistest superhiiglastest valgete kääbusteni. Päikese heledus sellel diagrammil on võetud ühtsusena. Jada sisaldab erineva massiga tähti. Teadlased on tuvastanud järgmised valgustite kategooriad:
- Supergiants – I klassi heledus.
- Giants – II klass.
- Põhijada tähed – V klass.
- Subdwarfs – VI klass.
- Valged päkapikud – VII klass.
Protsessid valgustites
Struktuuri seisukoh alt võib Päikese jagada neljaks tingimuslikuks tsooniks, mille sees toimuvad erinevad füüsikalised protsessid. Tähe kiirgusenergia ja ka sisemine soojusenergia tekivad sügaval valgusti sees, kandudes üle väliskihtidesse. Põhijada tähtede ehitus on sarnane Päikesesüsteemi valgusti ehitusega. Iga sellesse kategooriasse kuuluva valgusti keskosa Hertzsprung-Russelli diagrammil on tuum. Seal toimuvad pidev alt tuumareaktsioonid, mille käigus heelium muutub vesinikuks. Selleks, et vesiniku tuumad saaksid omavahel kokku põrkuda, peab nende energia olema suurem kui tõukeenergia. Seetõttu toimuvad sellised reaktsioonid ainult väga kõrgetel temperatuuridel. Päikese sees ulatub temperatuur 15 miljoni kraadini Celsiuse järgi. Tähe tuumast eemaldudes see väheneb. Südamiku välispiiril on temperatuur juba pool keskosa väärtusest. Samuti väheneb plasma tihedus.
Tuumareaktsioonid
Kuid mitte ainult põhijada sisemise struktuuri poolest on tähed sarnased Päikesele. Selle kategooria valgustid eristavad ka asjaolu, et tuumareaktsioonid nende sees toimuvad kolmeetapilise protsessi kaudu. Vastasel juhul nimetatakse seda prootoni-prootoni tsükliks. Esimeses faasis põrkuvad kaks prootonit üksteisega. Selle kokkupõrke tulemusena tekivad uued osakesed: deuteerium, positron ja neutriino. Järgmisena põrkub prooton neutriinoosakesega ja moodustub heelium-3 isotoobi tuum, samuti gammakiirguse kvant. Protsessi kolmandas etapis sulanduvad kaks heelium-3 tuuma kokku ja moodustub tavaline vesinik.
Nende kokkupõrgete käigus tekivad tuumareaktsioonide käigus pidev alt neutriinode elementaarosakesed. Nad ületavad tähe alumised kihid ja lendavad planeetidevahelisse ruumi. Neutriinosid registreeritakse ka maapinnal. Kogus, mis teadlaste poolt instrumentide abil fikseeritakse, on võrreldamatult väiksem, kui teadlaste oletuse kohaselt peaks olema. See probleem on päikesefüüsika üks suurimaid mõistatusi.
Kiirgav tsoon
Järgmine kiht Päikese ja põhijada tähtede struktuuris on kiirgustsoon. Selle piirid ulatuvad südamikust õhukese kihini, mis asub konvektiivtsooni piiril - tahhokliin. Kiirgustsoon on saanud oma nime viisi järgi, kuidas energia kandub tähe tuumast väliskihtidesse – kiirgus. footonid,mida tuumas pidev alt toodetakse, liiguvad selles tsoonis, põrkudes kokku plasma tuumadega. On teada, et nende osakeste kiirus on võrdne valguse kiirusega. Kuid vaatamata sellele kulub footonitel konvektiiv- ja kiirgusvööndi piirini jõudmiseks umbes miljon aastat. See viivitus on tingitud footonite pidevast kokkupõrkest plasma tuumadega ja nende taasemissioonist.
Tachocline
Päikesel ja põhijada tähtedel on samuti õhuke tsoon, mis ilmselt mängib olulist rolli tähtede magnetvälja kujunemisel. Seda nimetatakse tahhokliiniks. Teadlased viitavad sellele, et just siin toimuvad magnetdünamo protsessid. See seisneb selles, et plasmavoolud venitavad magnetvälja jooni ja suurendavad üldist väljatugevust. Samuti on vihjeid, et tahhokliini tsoonis toimub järsk muutus plasma keemilises koostises.
Konvektiivtsoon
See ala esindab kõige välimist kihti. Selle alumine piir asub 200 tuhande km sügavusel ja ülemine piir ulatub tähe pinnale. Konvektiivtsooni alguses on temperatuur veel üsna kõrge, ulatub umbes 2 miljoni kraadini. Kuid see indikaator ei ole enam piisav süsiniku, lämmastiku ja hapniku aatomite ionisatsiooniprotsessi toimumiseks. See tsoon sai oma nime tänu sellele, kuidas toimub pidev aine ülekandumine sügavatest kihtidest välistesse – konvektsioon ehk segunemine.
Esitluses umbesPõhijärjestuse tähed võivad näidata tõsiasja, et Päike on meie galaktikas tavaline täht. Seetõttu on mitmed küsimused – näiteks selle energiaallikate, struktuuri ja ka spektri kujunemise kohta – ühised nii Päikesel kui ka teistel tähtedel. Meie valgusti on oma asukoha poolest ainulaadne – see on meie planeedile lähim täht. Seetõttu uuritakse selle pinda üksikasjalikult.
Fotosfäär
Päikese nähtavat kesta nimetatakse fotosfääriks. Just tema kiirgab peaaegu kogu energiat, mis Maale tuleb. Fotosfäär koosneb graanulitest, mis on piklikud kuuma gaasi pilved. Siin saab jälgida ka väikseid laike, mida nimetatakse tõrvikuteks. Nende temperatuur on ligikaudu 200 oC kõrgem kui ümbritseval massil, seega erinevad nad heleduse poolest. Taskulambid võivad eksisteerida kuni mitu nädalat. See stabiilsus tuleneb asjaolust, et tähe magnetväli ei lase ioniseeritud gaaside vertikaalsetel voogudel horisontaalsuunas kõrvale kalduda.
Spots
Samuti tekivad fotosfääri pinnale mõnikord tumedad alad – täppide tuumad. Sageli võivad laigud kasvada läbimõõduks, mis ületab Maa läbimõõdu. Päikeselaigud kipuvad ilmuma rühmadena, seejärel kasvavad suuremaks. Järk-järgult lagunevad nad väiksemateks aladeks, kuni kaovad täielikult. Päikese ekvaatori mõlemal küljel tekivad laigud. Iga 11 aasta järel jõuab nende arv ja ka täppidega hõivatud ala maksimumini. Täppide vaadeldud liikumise järgi suutis Galileo seda tehatuvastada päikese pöörlemine. Hiljem täpsustati seda pöörlemist spektraalanalüüsi abil.
Siiani on teadlased pead murdnud, miks on päikeselaikude suurenemise periood täpselt 11 aastat. Hoolimata lünkadest teadmistes annab teave päikeselaikude ja tähe tegevuse muude aspektide perioodilisuse kohta teadlastele võimaluse teha olulisi ennustusi. Neid andmeid uurides on võimalik teha ennustusi magnettormide tekke kohta, häireid raadioside valdkonnas.
Erinevused teistest kategooriatest
Tähe heledus on energia hulk, mille valgusti kiirgab ühes ajaühikus. Seda väärtust saab arvutada meie planeedi pinnale jõudva energia hulga järgi, eeldusel, et on teada tähe kaugus Maast. Põhijada tähtede heledus on suurem kui külmadel väikese massiga tähtedel ja väiksem kui kuumadel tähtedel, mille päikesemass on 60–100.
Külmad tähed on enamiku tähtede suhtes paremas alanurgas ja kuumad tähed ülemises vasakus nurgas. Samal ajal sõltub enamikul tähtedel mass erinev alt punastest hiiglastest ja valgetest kääbustest heledusindeksist. Iga täht veedab suurema osa oma elust põhijärjestuses. Teadlased usuvad, et massiivsemad tähed elavad palju vähem kui need, millel on väike mass. Esmapilgul peaks see olema vastupidine, sest neil on põletamiseks rohkem vesinikku ja nad peavad seda kauem kasutama. Siiski staaridmassiivsed tarbivad kütust palju kiiremini.
