Universumis on palju erinevaid tähti. Suured ja väikesed, soojad ja külmad, laetud ja laadimata. Selles artiklis nimetame peamised tähtede tüübid ning anname üksikasjaliku kirjelduse kollase ja valge kääbuse kohta.

1. kollane kääbus. Kollane kääbus - väikese tähe tüüp põhijärjestus, mille mass on 0,8–1,2 Päikese massi ja pinnatemperatuur 5000–6000 K. Seda tüüpi tähtede kohta leiate lisateavet allpool.
2. punane hiiglane. Punane hiiglane on suur täht punakas või oranž. Selliste tähtede teke on võimalik nii tähtede tekkefaasis kui ka nende eksisteerimise hilisemates etappides. Suurimad hiiglased muutuvad punasteks superhiiglasteks. Orioni tähtkujus asuv täht nimega Betelgeuse on punase superhiiglase kõige silmatorkavam näide.
3. valge kääbus. Valge kääbus on see, mis jääb pärast punase hiiglase staadiumi läbimist alles tavalisest tähest, mille mass ei ületa 1,4 päikesemassi. Lisateavet seda tüüpi tähe kohta leiate altpoolt.
4. punane kääbus. Punased kääbused on universumi kõige levinumad tähe tüüpi objektid. Nende arvukuse hinnangud jäävad vahemikku 70–90% kõigi galaktika tähtede arvust. Nad on teistest staaridest üsna erinevad.
5. pruun kääbus. Pruun kääbus - tähealused objektid (massiga umbes 0,01–0,08 päikesemassi või vastavalt 12,57–80,35 Jupiteri massi ja läbimõõduga ligikaudu võrdne Jupiteri omaga), mille sügavuses, erinevalt peamisest tähtede järjestus, ei toimu termotuumasünteesi reaktsiooni vesiniku muundumisega heeliumiks.
6. alapruunid kääbused. Alampruunid kääbused või pruunid alamkääbused on külmad moodustised, mis jäävad massilt allapoole pruunide kääbuste piiri. Nende mass on alla umbes ühe sajandiku Päikese massist või vastavalt 12,57 Jupiteri massist, alumine piir pole määratletud. Neid peetakse sagedamini planeetidena, kuigi teadusringkonnad ei ole veel jõudnud lõplikule järeldusele, mida peetakse planeediks ja mis on päkapikuks.
7. must kääbus. Mustad kääbused on valged kääbused, kes on jahtunud ja seetõttu ei kiirga nähtavas piirkonnas. Esindab valgete kääbuste evolutsiooni viimast etappi. Mustade kääbuste massid, nagu ka valgete kääbuste massid, on ülalt piiratud 1,4 päikese massiga.
8. topelttäht. Kaksiktäht on kaks gravitatsiooniliselt seotud tähte, mis tiirlevad ümber ühise massikeskme.
9. Uus täht. Tähed, mille heledus suureneb äkitselt 10 000 korda. Nova on kahendsüsteem, mis koosneb valge kääbus ja põhijada peal asuv kaastäht. Sellistes süsteemides voolab tähe gaas järk-järgult valgesse kääbusse ja plahvatab seal perioodiliselt, põhjustades heleduspuhangu.
10. Supernoova. Supernoova on täht, mis lõpetab oma evolutsiooni katastroofilise plahvatusliku protsessiga. Põletus võib sel juhul olla mitu suurusjärku suurem kui uue tähe puhul. Selline võimas plahvatus on evolutsiooni viimasel etapil tähes toimuvate protsesside tagajärg.
11. neutrontäht. Neutrontähed (NS) on tähemoodustised, mille mass on suurusjärgus 1,5 Päikese massi ja mille suurus on märgatavalt väiksem kui valgetel kääbustel, läbimõõduga 10–20 km. Need koosnevad peamiselt neutraalsetest subatomilistest osakestest – neutronitest, mis on gravitatsioonijõudude poolt tihedalt kokku surutud. Meie galaktikas võib teadlaste sõnul olla 100 miljonit kuni 1 miljard neutrontähte, see tähendab kuskil üks tuhandest tavalisest tähest.
12. Pulsarid. Pulsarid on kosmilised elektromagnetilise kiirguse allikad, mis tulevad Maale perioodiliste pursete (impulsside) kujul. Domineeriva astrofüüsikalise mudeli järgi pöörlevad pulsarid neutronitähed magnetväli, mis on kallutatud pöörlemistelje suunas. Kui Maa langeb selle kiirguse moodustatud koonusesse, on võimalik salvestada kiirgusimpulss, mis kordub tähe pöördeperioodiga võrdsete intervallidega. Mõned neutronitähed teevad kuni 600 pööret sekundis.
13. tsefeid. Tsefeidid on üsna täpse perioodi ja heleduse suhtega pulseerivate muutuvate tähtede klass, mis on saanud nime Delta Cephei tähe järgi. Üks kuulsamaid tsefeide on Põhjatäht. Ülaltoodud tähtede põhitüüpide (tüüpide) loend koos nendega lühikirjeldus muidugi ei ammenda kogu võimalikku tähtede valikut universumis.

kollane kääbus

Olles oma evolutsioonilise arengu eri etappides, jagunevad tähed tavatähtedeks, kääbustähtedeks, hiidtähtedeks. Tavalised tähed on põhijärjekorras tähed. Üks selline näide on meie päike. Mõnikord nimetatakse selliseid tavalisi tähti kollased kääbused.

Iseloomulik

Täna räägime põgusalt kollastest kääbustest, keda kutsutakse ka kollasteks tähtedeks. Kollased kääbused on reeglina keskmise massi, heleduse ja pinnatemperatuuriga tähed. Need on põhijärjestuse tähed, mis asuvad ligikaudu Hertzsprung-Russelli diagrammi keskel ja järgnevad jahedamatele, vähem massiivsetele punastele kääbustele.

Morgan-Keenani spektriklassifikatsiooni järgi vastavad kollased kääbused peamiselt G heledusklassile, kuid üleminekuvariatsioonides kohati K-klassile (oranžid kääbused) või kollakasvalgete kääbuste puhul F-klassile.

Kollaste kääbuste mass jääb sageli vahemikku 0,8–1,2 päikesemassi. Samal ajal on nende pinna temperatuur enamasti 5–6 tuhat Kelvinit.

Kollaste kääbuste eredaim ja tuntuim esindaja on meie Päike.

Lisaks Päikesele väärib Maale lähimate kollaste kääbuste seas märkimist:

1. Alpha Centauri kolmiksüsteemi kaks komponenti, mille hulgas Alpha Centauri A on Päikese heledusspektrilt sarnane ja Alpha Centauri B on tüüpiline K-klassi oranž kääbus. Mõlema komponendi kaugus on veidi üle 4 valgusaasta.
2. Oranž kääbus on täht Ran, tuntud ka kui Epsilon Eridani, mille heledusklass on K. Astronoomid hindasid kauguseks Ranist umbes 10 ja pool valgusaastat.
3. Kaksiktäht 61 Cygni asub Maast veidi üle 11 valgusaasta kaugusel. 61 Cygnuse mõlemad komponendid on tüüpilised K-klassi oranžid kääbused.
4. Maast umbes 12 valgusaasta kaugusel asuv Päikesesarnane täht Tau Ceti, millel on G heleduse spekter ja huvitav planeedisüsteem, mis koosneb vähemalt 5 eksoplaneedist.

Haridus

Kollaste kääbuste areng on väga huvitav. Kollase kääbuse eluiga on ligikaudu 10 miljardit aastat.

Nagu enamikul tähtedel, toimuvad ka nende siseruumides intensiivsed termotuumareaktsioonid, mille käigus põleb peamiselt vesinik heeliumiks. Pärast reaktsioonide algust, mis hõlmavad heeliumi tähe tuumas, liiguvad vesiniku reaktsioonid üha enam pinna poole. Sellest saab lähtepunkt kollase kääbuse muutumisel punaseks hiiglaseks. Sellise ümberkujundamise tulemuseks võib olla punane hiiglane Aldebaran.

Aja jooksul tähe pind järk-järgult jahtub ja välimised kihid hakkavad laienema. Evolutsiooni lõppfaasis heidab punane hiiglane oma kesta maha, mis moodustab planetaarse udukogu, ja selle tuum muutub valgeks kääbuseks, mis veelgi kahaneb ja jahtub.

Sarnane tulevik ootab meie Päikest, mis on praegu oma arengu keskfaasis. Umbes 4 miljardi aasta pärast hakkab see muutuma punaseks hiiglaseks, mille fotosfäär paisudes võib neelata mitte ainult Maa ja Marsi, vaid isegi Jupiteri.

Kollase kääbuse eluiga on keskmiselt 10 miljardit aastat. Pärast kogu vesinikuvarude läbipõlemist suureneb tähe suurus mitu korda ja muutub punaseks hiiglaseks. enamik planeetide udukogusid ja tuum variseb kokku väikeseks tihedaks valgeks kääbuseks.

valged kääbused

Valged kääbused on tähed, millel on suur mass (Päikese suurusjärgus) ja väike raadius (Maa raadius), mis on väiksem kui valitud massi Chandrasekhari piirmäär, mis on punaste hiiglaste evolutsiooni tulemus. . Termotuumaenergia tootmisprotsess neis peatatakse, mis viib erilised omadused need tähed. Erinevate hinnangute kohaselt on nende arv meie galaktikas 3–10% kogu tähtede populatsioonist.

Avastamise ajalugu

1844. aastal avastas Saksa astronoom ja matemaatik Friedrich Bessel Siiriust vaadeldes tähe kerge kõrvalekalde sirgjoonelisest liikumisest ja oletas, et Siiriusel on nähtamatu massiivne satelliittäht.

Tema oletus leidis kinnitust juba 1862. aastal, kui Ameerika astronoom ja teleskoobikonstruktor Alvan Graham Clark avastas tollal suurimat refraktorit reguleerides Siiriuse lähedalt tuhmi tähe, mida hiljem hakati nimetama Sirius B-ks.

Valge kääbus Sirius B on väikese heledusega ja gravitatsiooniväli mõjutab tema eredat kaaslast üsna märgatavalt, mis näitab, et sellel tähel on äärmiselt väike raadius ja märkimisväärne mass. Nii avastati esmakordselt teatud tüüpi objekt, mida nimetatakse valgeteks kääbusteks. Teiseks selliseks objektiks oli täht Maanen, mis asus Kalade tähtkujus.

Kuidas moodustuvad valged kääbused?

Pärast seda, kui kogu vananevas tähes olev vesinik põleb ära, tõmbub selle tuum kokku ja kuumeneb, mis aitab kaasa selle väliskihtide laienemisele. Tähe efektiivne temperatuur langeb ja see muutub punaseks hiiglaseks. Tähe haruldane kest, mis on tuumaga väga nõrgalt ühendatud, hajub lõpuks kosmoses, voolates naaberplaneetidele ja punase hiiglase asemele jääb väga kompaktne täht, mida nimetatakse valgeks kääbuseks.

Pikka aega jäi mõistatuseks, miks on valged kääbused, mille temperatuur ületab Päikese temperatuuri, väikesed võrreldes Päikese suurusega, kuni selgus, et aine tihedus nende sees on ülikõrge (10 piires). 5-10 9 g/cm3). Valgetel kääbustel puudub standardne sõltuvus – mass-heledus –, mis eristab neid teistest tähtedest. Tohutu hulk ainet on “pakitud” üliväikesesse mahtu, mistõttu on valge kääbuse tihedus ligi 100 korda suurem kui vee tihedus.

Valgete kääbuste temperatuur püsib peaaegu muutumatuna, hoolimata nende puudumisest termotuumareaktsioonid. Mis seda seletab? Tugeva kokkusurumise tõttu hakkavad aatomite elektronkatted üksteisest läbi tungima. See jätkub seni, kuni tuumade vaheline kaugus muutub minimaalseks, mis on võrdne väikseima elektronkihi raadiusega.

Ionisatsiooni tulemusena hakkavad elektronid tuumade suhtes vabalt liikuma ja valge kääbuse sees olev aine omandab füüsikalised omadused mis on iseloomulikud metallidele. Sellises aines kannavad tähe pinnale energiat elektronid, mille kokkutõmbumisel kiirus aina enam suureneb: osa neist liigub miljonikraadisele temperatuurile vastava kiirusega. Temperatuur valge kääbuse pinnal ja sees võib dramaatiliselt erineda, mis ei too kaasa tähe läbimõõdu muutumist. Siin saab teha võrdluse kahurikuuliga - maha jahtudes ei vähene maht.

Valge kääbus tuhmub äärmiselt aeglaselt: sadade miljonite aastate jooksul langeb kiirguse intensiivsus vaid 1%. Kuid lõpuks peab see kaduma, muutudes mustaks kääbuseks, mis võib võtta triljoneid aastaid. Valgeteks kääbusteks võib nimetada ainulaadsed objektid Universum. Kellelgi pole veel õnnestunud reprodutseerida neid tingimusi, milles nad maistes laborites eksisteerivad.

Valgete kääbuste röntgenikiirgus

Noorte valgete kääbuste, isotroopsete tähetuumade pinnatemperatuur pärast kestade väljutamist on väga kõrge - üle 2 10 5 K, langeb see aga pinnalt tuleva kiirguse mõjul üsna kiiresti. Selliseid väga noori valgeid kääbusi vaadeldakse röntgenikiirguse vahemikus (näiteks valge kääbuse HZ 43 vaatlused satelliidi ROSAT poolt). Röntgenikiirguse vahemikus ületab valgete kääbuste heledus põhijada tähtede heledus: Chandra röntgenteleskoobiga tehtud pildid Siiriusest võivad olla illustratiivsed - nende peal paistab valge kääbus Sirius B heledam kui A1 spektriklassi Sirius A, mis on optilises vahemikus ~ 10 000 korda heledam kui Sirius B.

Kõige kuumemate valgete kääbuste pinnatemperatuur on 7 10 4 K, kõige külmem on alla 4 10 3 K.

Röntgenikiirguse piirkonnas olevate valgete kääbuste kiirguse tunnuseks on asjaolu, et peamine allikas röntgenikiirgus nende jaoks on fotosfäär, mis eristab neid teravalt "tavalistest" tähtedest: viimastes kiirgab mitme miljoni kelvinini kuumutatud kroon röntgenikiirgust ja fotosfääri temperatuur on röntgenikiirguse väljastamiseks liiga madal.

Akretsiooni puudumisel on valgete kääbuste heleduse allikaks ioonide soojusenergia tarnimine nende sisemusse, seetõttu sõltub nende heledus vanusest. Valgete kääbuste jahtumise kvantitatiivse teooria koostas 1940. aastate lõpus professor Samuil Kaplan.

Kui Kuu ja kõik planeedid välja arvata, on kõik objektid, mis näivad taevas paigal olevat, tähed – termotuumaenergiaallikad ning tähtede tüübid varieeruvad kääbustest superhiiglasteni.

Meie oma on täht, kuid see tundub meile läheduse tõttu nii särav ja suur. Enamik tähti näevad isegi võimsates teleskoopides välja nagu helendavad punktid ja ometi teame nende kohta midagi. Seega teame, et neid on erineva suurusega ja vähemalt pooled neist koosnevad kahest või enamast tähest, mis on omavahel gravitatsioonijõuga seotud.

Mis on täht?

Tähed on tohutud vesiniku ja heeliumi gaasipallid, milles on ka muid jälgi keemilised elemendid. Gravitatsioon tõmbab ainet sissepoole ja kuuma gaasi rõhk surub selle väljapoole, luues tasakaalu. Tähe energiaallikas asub selle tuumas, kus igas sekundis ühinevad miljonid tonnid vesinikku, moodustades heeliumi. Ja kuigi Päikese sügavustes on see protsess kestnud katkematult ligi 5 miljardit aastat, on kõigist vesinikuvarudest ära kasutatud vaid väga väike osa.

Tähetüübid

Põhijada tähed. XX sajandi alguses. Hollandlane Einar Hertzsprung ja Henry Norris Ressell Ameerika Ühendriikidest koostasid Hertzsprung-Resselli (GR) diagrammi, mille telgedele on joonistatud tähe heledus sõltuvalt selle pinna temperatuurist, mis võimaldab määrata kaugust. tähtedeni.

Enamik tähti, sealhulgas Päike, langevad vööndisse, mis ületab GR-diagrammi diagonaalselt ja mida nimetatakse põhijadaks. Neid tähti nimetatakse sageli kääbusteks, kuigi mõned neist on Päikesest 20 korda suuremad ja säravad 20 000 korda eredamalt.

punased kääbused

Põhijada külmas, hämaras otsas on punased kääbused, kõige levinum tähetüüp. Olles Päikesest väiksemad, kulutavad nad säästlikult oma kütusevarusid, et pikendada enda eksisteerimise aega kümnete miljardite aastate võrra. Kui oleks võimalik näha kõiki punaseid kääbusi, oleks taevas neid sõna otseses mõttes täis. Punased kääbused aga säravad nii nõrgalt, et saame jälgida vaid lähimaid, näiteks Proxima Centauri.

valged kääbused

Isegi väiksemad kui punased kääbused on valged kääbused. Tavaliselt on nende läbimõõt ligikaudu võrdne Maaga, kuid mass võib olla võrdne Päikese massiga. Valge kääbuse aine maht, mis on võrdne selle raamatu mahuga, oleks umbes 10 tuhat tonni! Nende asukoht GR-diagrammil näitab, et nad on punastest kääbustest väga erinevad. Nende tuumaallikas on ammendatud.

punased hiiglased

Põhijada tähtede järel on kõige levinumad punased hiiglased. Nende pinnatemperatuur on umbes sama kui punastel kääbustel, kuid nad on palju heledamad ja suuremad, seega asuvad nad GR-diagrammi põhijärjestuse kohal. Nende hiiglaste mass on tavaliselt ligikaudu võrdne päikesega, kuid kui üks neist asuks meie valgusti asemele, siis siseplaneedid Päikesesüsteem oleks tema atmosfääris.

superhiiglased

Haruldased superhiiglased asuvad GR diagrammi ülemises osas. Betelgeuse Orioni käes on peaaegu 1 miljard km laiune. Teine särav objekt Oriona – Rigel, üks eredamaid palja silmaga nähtavaid tähti. See on peaaegu kümme korda väiksem kui Betelgeuse ja samal ajal peaaegu 100 korda suurem kui Päike.

Päkapikutähed

Päkapikutähed, meie galaktikas kõige levinum tähetüüp – 90% tähtedest kuulub sinna, sealhulgas Päike. Neid nimetatakse ka põhijada tähtedeks vastavalt nende asukohale HERZSPRUNG-RUSSELLI DIAGRAMIL. Nimetus "kääbus" viitab mitte niivõrd tähtede suurusele, kuivõrd nende HELEDUSELE, seega pole see termin deminutiivsuse konnotatsioon.

Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik.

Vaadake, mis on "STARS-DWARF" teistes sõnaraamatutes:

Väikese suurusega (1 kuni 0,01 päikese raadiusega) ja väikese heledusega tähed (1 kuni 10 4 päikesevalgust), mille mass M on 1 kuni 0,1 päikesemassi. Päkapikkude seas on palju purskavaid tähti. Need erinevad järsult tavalistest ehk punastest kääbustest ...... Suur entsüklopeediline sõnaraamat

Kuumad helendavad taevakehad, sarnased Päikesega. Tähed on erineva suuruse, temperatuuri ja heledusega. Paljudes aspektides on Päike tüüpiline täht, kuigi see tundub palju heledam ja suurem kui kõik teised tähed, kuna see asub palju lähemal ... ... Collier Encyclopedia

Sõna "täht" muude tähenduste kohta vt Täht (tähistus). Plejaadid, täheparv taevakeha milles toimuvad, on toimunud või hakkavad toimuma tuumareaktsioonid. Kuid kõige sagedamini nimetatakse tähte taevakehaks, milles nad liiguvad ... ... Wikipedia

- (kääbustähed), väikese suurusega (1 kuni 0,01 päikese raadiusega) ja madala heledusega (1 kuni 10 4 päikese heledusega) tähed massiga 1 kuni 0,1 päikesemassi. Päkapikkude seas on palju purskavaid tähti. Tavalistest (või punastest) tähtedest ... ... entsüklopeediline sõnaraamat

- suhteliselt väikese suurusega ja vähese heledusega (astronoomilised) tähed. Enamik neist moodustab Hertzsprung Resselli diagrammil (vt Hertzsprung Resselli diagrammi) põhijada alumise osa. Keskmine tihedus K ... Suur Nõukogude entsüklopeedia

Leektähed või UV-Ceti tüüpi tähed on muutlikud tähed, mis suurendavad järsult ja mitteperioodiliselt oma heledust mitu korda kogu vahemikus alates raadiolainetest kuni röntgenikiirteni. Vilkuvad tähed on tuhmid punased kääbused, ... ... Vikipeedia

Tähed, mille heledus muutub aja jooksul märgatavalt. Enamik muutuvaid tähti on kas väga noored või väga vanad. Seetõttu on kõige mugavam neid klassifitseerida vastavalt nende vanusele, st nende arengujärgule. Vaata ka STARSID. Noor…… Collier Encyclopedia

valged kääbused- tähed, mille mass on suurusjärgus Päikese mass ja mille raadiused on umbes sada korda väiksemad kui päikese oma. Nende osatähtsus galaktika tähtede koguarvus ( Linnutee) 3–10% ja märkimisväärne osa neist on osa kaksiktähtedest. Valged kääbused on ülimad ...... Kaasaegse loodusteaduse algus

Pruun kääbus (väiksem objekt), mis tiirleb ümber tähe Gliese 229, mis asub Jänese tähtkujus Maast umbes 19 valgusaasta kaugusel. Pruuni kääbuse Gliese 229B mass on 20–75 Jupiteri massi. Pruunid või pruunid kääbused ... ... Vikipeedia

Kompaktsed tähed massiga umbes 1 päikesemass ja raadiusega umbes 0,01 päikeseraadiust. Aine tihedus valgetel kääbustel on keskmiselt 105–106 g/cm3. Moodustavad 3 10%. koguarv galaktika tähed; märkimisväärne osa valgetest kääbustest sisaldub binaarses ... ... entsüklopeediline sõnaraamat

Raamatud

• , Tyson Neil DeGrasse, Strauss Michael A., Gott John Richard. Selle raamatu aluseks oli Princetoni ülikooli kursus, mida humanitaarteadustele andsid kolm kuulsat astrofüüsikut – Neil deGrasse Tyson, Michael Strauss ja John Richard Gott. Nad räägivad…
• The Great Space Journey, Tyson N., Strauss M., Gott J.. Selle raamatu aluseks oli Princetoni ülikooli kursus, mida andsid humanitaarteadustele kolm kuulsat astrofüüsikut – Neil deGrasse Tyson, Michael Strauss ja John Richard Gott . Nad räägivad…

"Mustad augud" – mustade aukude esinemise väikesed tagajärjed. Mustad augud on tähtede tegevuse lõpptulemus, mille mass on Päikesest viis või enam korda suurem. Astronoomid on täheldanud supernoova plahvatusi. Musti auke saab hinnata nende gravitatsioonivälja mõju järgi lähedalasuvatele objektidele. Mustade aukude olemasolu määrab nende võimas mõju teistele objektidele.

"Tähtede maailm" – tähed on superhiiglased. Neitsi. Centauruse tähtkuju. Tähtede temperatuur. Kaljukits. Tähtkuju Suur koer. Väikese Ursa tähtkuju. Amburi tähtkuju. Argo tähtkuju. Ophiuchuse tähtkuju. Heraklese tähtkuju. Vähk. täheparv. Cetuse tähtkuju. Tähtede heledus. Orioni tähtkuju. Cygnuse tähtkuju. Perseuse tähtkuju.

"Tähed ja tähtkujud" – Suure Vankri ämbri järgi on põhjasuunda lihtne määrata. Kokku on taevasfääris 88 tähtkuju. heledad tähed Vega, Deneb ja Altair moodustavad suvekolmnurga. Antiikaja astronoomid jagasid tähistaeva tähtkujudeks. Kõige kuulsam täherühm põhjapoolkeral on Ursa Major Dipper.

"Tähtede struktuur" – tähtede struktuur. Vanus. efektiivne temperatuur K. Temperatuur (värvus). Tähe raadiused. Mõõtmed. Värv. Risttala valge-sinine, Vega. Punane. Ameerika. Heledused. Kuupäevad. Arcturus on kollakasoranži varjundiga, Shaved. Valge. Antares on helepunane. Tähtede värvus ja temperatuur. Erinevatel tähtedel on maksimaalne kiirgus erinevatel lainepikkustel.

"Tähtede põhiomadused" - tähtede kiirused. Tähtede energia allikad. Tähtede heledus. Doppleri efekt. Tähtede hulgas on hiiglased ja kääbused. Kaugus määratakse parallaksi meetodil. Tähtede parallaksid on väga väikesed. Mis toidab tähti. Kaugused tähtedeni. Ioniseeritud heeliumi jooned. Kaugus täheni. Parallaksi meetod on praegu kõige täpsem meetod.