Zvijezda

Sa Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigacija, traži
Question book-new.svg Ovaj članak ili neka od njegovih sekcija nije dovoljno potkrijepljena izvorima (literatura, web stranice ili drugi izvori).
Sporne rečenice i navodi bi mogli, ukoliko se pravilno ne označe validnim izvorima, biti obrisani i uklonjeni. Pomozite Wikipediji tako što ćete navesti validne izvore putem referenci, te nakon toga možete ukloniti ovaj šablon.
Područje formiranja zvijezda u Velikom Magelanovom oblaku. Autorstvo fotografije: NASA/ESA

Zvijezdom nazivamo bilo koje masivno gasovito tijelo u Svemiru. Zvijezde se vide kao svijetleće tačkice na noćnom nebu koje bljeskaju zbog efekta Zemljine atmosfere i njihove udaljenosti od nas. Sunce je izuzetak: ono je jedina zvijezda dovoljno bliska Zemlji tako da se može vidjeti kao disk i obezbjediti je dnevnom svjetlošću.

U svakodnevnom ljudskom govoru i astronomiji postoji razlika u upotrebi termina "zvijezda". Obično se pod pojmom zvijezda ne podrazumijeva Sunce, a ponekad se odnosi na vidljive planete pa čak i meteore.

Najbliža zvijezda Zemlji, osim Sunca, je Proksima Kentaura (Proxima Centauri) koja je udaljena oko 40 Pm (petametara), odnosno 4,3 SG (svjetlosne godine) ili 1,3 pc (parseka). To znači da svjetlosti trebaju 4,3 godine da stigne do Zemlje sa ove zvijezde.

Plejade

Ipak, pored ove udaljenosti i nekolikom puta većih udaljenosti, postoji još nekoliko zvijezda koje smatramo najbližim (vidi listu najbližih zvijezda).

Astronomi misle da ima najmanje 70 sekstiliona zvijezda u poznatom dijelu našeg Svemira (70 000 000 000 000 000 000 000 ili 7 × 1022).

Veliki broj zvijezda je starosti oko milijardu ili 10 milijardi godina. Neke zvijezde čak mogu dostići i 13,7 milijardi godina, što predstavlja približnu starost Svemira. Prema veličini razlikujemo sićušne neutronske zvijezde (koje su zapravo mrtve zvijezde ne veće od nekog gradića), supergigante (veledivove) kakvi su Sjevernjača (Polaris) i Betelgez (Betelgeuze) prečnika koji je oko 1 000 veći od Sunčevog, ali i pred toga su mnogo manje gustoće nego Sunce. Jedna od najmasivnijih zvijezda je Eta Hrptenjače (Eta Carinae) čija je masa 100-150 puta veća od Sunčeve.

Naučno gledano, zvijezde su samogravitirajuće sfere sačinjene od plazme u stanju ravnoteže koja proizvodi njihovu sopstvenu energiju kroz proces nuklearne fuzije.

Energija koju proizvode zvijezde se raspršuje u Svemir kao elektromagnetsko zračenje (uglavnom vidljivu svjetlost) i kao struja neutrina. Prividna svjetloća zvijezde se mjeri prema njenoj prividnoj veličini.

Stelarna astronomija proučava zvijezde i pojave koje pokazuju različiti oblici/razvojna stanja zvijezda. Mnoge su zvjezde su silama gravitacije povezane sa drugim zvijezdama formirajući tako dvojne zvijezde (binarne zvijezde). Također postoje i veće zvjezdane skupine poznate kao zvjezdana jata ili klasteri. Zvijezde nisu jednoliko raspršene u Svemiru već se grupišu u još veće zvjezdane skupove poznate kao galaktike. Običnu galaktiku sačinjavaju bilioni zvijezda.

Zvjezdana formacija i evolucija[uredi | uredi izvor]

Dijagram opisuje model zvijezde, tipa našeg Sunca. Autorstvo slike: NASA

Prema mišljenju astronoma zvijezde nastaju u molekularnim oblacima, tj. veliki područjima neznatno velike gustoće materije (mada još manje gustoće od zemaljske vakuumske komore) i koje nastaju zbog gravitacione nestabilnosti unutar ovih oblaka koje pokreću udarni talasi iz supernove.

Zvijezde provode oko 90% svoga života trošeći vodonik u procesu fuzije da bi proizvele helij u reakcijama pod visokim pritiskom u blizini jezgra. Za ovakve zvijezde se kaže da su to zvijezde glavnog niza.

Male zvijezde, koje se nazivaju crvenim patuljcima sagorijevaju svoje gorivo vrlo sporo za najmanje od sto do bilion godina. Na kraju svojih života postaju sve tamnije i tamnije i potom postaju crni patuljci.

Pošto većina zvijezda troši svoje zalihe vodonika, njihovi vanjski slojevi se šire i hlade, pa tako formiraju crvene gigante. (Za nekih 5 milijardi godina kada Sunce postane crveni gigant, spržit će planete Merkur i Veneru.) U međuvremenu se jezgro dovoljno kompresuje kako bi mogla započeti nuklearna fuzija, a zvijezda se pregrijava i sabija. (Teže zvijezde proizvode u procesu fuzije i teške elemente, zaklučno do željeza.)

Zvijezda prosječne veličine će zatim raspršiti svoje vanjske slojeve tvoreći tako planetarnu maglicu. Jezgro koje preostaje će postati mala loptica degenerisane materije ne dovoljno masivne za dalji proces fuzije koju podržaje degenerativni pritisak i zove se bijeli patuljak. Potom će se na kraju pretvoriti u crnog patuljka.

Kod većih zvijezda fuzija se odvija dok se ne završi sažimanje uzrokujući te eksploziju te zvijezde i nastanak supernove. Ovo je jedini kosmički proces koji se dešava tokom ljudskog vijeka. Tokom historije su opservirane kao "nove zvijezde" kojih nije bilo prije. Većina zvjezdane materije se rasprši tokom eksplozije formirajući maglice (poput Rak-maglice) a njeni ostaci kolabiraju u neutronsku zvijezdu (pulsar ili rendgenski raspršivač, ili u slučaju većih zvijezda u crnu rupu.

U sastav raspršenih vanjskih slojeva ulaze i teški elementi od koji često grade nove zvijezde ili planete. Ispuštena materija iz supernove i zvjezdani vjetar velikih zvijezda igraju ključnu ulogu u oblikovanju međuzvjezdane sredine.

Stelarna evolucija uglavnom objašnjava nastanak i nestanak zvijezda.

Klasifikacija zvijezda[uredi | uredi izvor]

Razni tipovi zvijezda imaju i različite spektre. Oni su jedan od glavnih izvora podataka o zvijezdama. Spektar zvijezde se snima pomoću spektrografa i on tada pokazuje razlicite tamne i svijetle linije koje karakterizirju pojedine elemente. Vruce i mlade zvijezde kojima je glavni izvor energije fuzije vodika u helij, imat ce izražene karakteristicne linije ta dva elementa. Zvijezde srednjih tipova imaju mnogo linija težih elemenata, a crvene zvijezde (koje su prema zvjezdanim mjerilima stare zvijezde) imaju puno linija koje odgovaraju molekulama kao što je titanijev oksid.

Redoslijed “O B A F G K M” predstavlja temperaturni niz od vrućih plavih O zvijezda prema hladnijim crvenim M zvijezdama. Prva 3 tipa se nazivaju ranim spektralnim tipom, zadnja tri kasnim, budući da se prije mislilo da je to evolucijski niz; danas znamo da se to odnosi na razlike u masi.

Glavni tipovi su se proširili dodavanjem podtipova označenih brojevima od 0-9 (npr. B0-B9). U početku fizikalni smisao ovakve podjele nije bio poznat, tek primjenom kvantne mehanike i statističke fizike moguće je bilo pronaći uzroke različitih spektara.

Imena zvijezda[uredi | uredi izvor]

Mnoge se zvijezde identifikuju samo prema kataloškim brojevima, a samo ih nekoliko ima vlastito ime. Imena su tradicionalna i uglavnom su porijeklom iz arapskog, latinskog i grčkog jezika, te kao Flamsteedove designacije ili kao Bayerove designacije. Jedina ustanova kojoj je dato pravo od strane naučnih krugova da imenuje zvijezde i druga nebeska tijela je Internacionalna Astronomska Unija. Jedan broj privatnih kompanija (npr. kao Internacionalni Zvjezdani Registar tvrde da daju imena zvjezdama, ali ipak ova imena ne prihvataju naučni krugovi niti ih koriste, pa mnogi astronomski naučni krugovi vide ove organizacije kao varalice koje traže žrtve među neukim narodom koji nema pojma o tome kako se imenuju zvijezde. Pogledajte zvjezdane designacije za više informacija o tome kako se daju imena zvijezdama.

Načini reakcija nuklearne fuzije[uredi | uredi izvor]

Nuklearna fuzija je bitna jer je on uzrokom gašenja zvijezda. Fuzija je proces pri kojem se nukleusi dva lakša atoma spajaju u jedan teži nukleus. Iako je nukleus koji nastane na ovaj način teži od bilokojeg atoma od kojih je nastao, nije teži od zbira njihovih težina. Ova izgubljena masa je transformisana u drugi vid energije (svijetlost i topolotu). Fuziji ne podliježu svi hemijski elementi. Mogo rijeđe dolazi do fuzije teških elemenata. Nakon što se fuzijom dođe do kreiranja željeza (Fe) pri reakciji ne dolazi do oslobađanja energije. Zbog ovog se zvijezde hlade. Fuzijom dođe do spajanja svih atoma pri čemu nastaju razne vrste atoma sa raznim masama sve dok ne dođe do kreiranja atoma željeza. Nakon toga zvijezde ne mogu više proizvoditi toplotu, počinju se hladiti i nakon jako dugog vremenskog perioda se i ugase.

Razne reakcije nuklearne fuzije se odvijaju u unutrašnjosti zvjezdanih jezgara, zavisno od njihove mase i hemijskog sastava (v. stelarna nukleosinteza).

Zvijezde počinju svoj život kao oblaci sastavljeni uglavnom od 25% vodonika, te helija i težih elemanata u manjim procentima.

U Suncu sa temperaturom jezgra od oko 107 K vodonik se troši u procesu fuzije da bi nastao helij u tzv. proton-proton reakciji:

2(1H + 1H → 2H + e+ + νe) (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2(1H + 2H → 3He + γ) (5.5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12.9 MeV)

Ove reakcije konačno postaju:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

U masivnijim zvijezdama helij se proizvodi tokom ciklusa reakcija kataliziranim ugljikom, tj. tzv. ugljik-azot-kiseonik ciklusa.

U zvijezdama sa temperaturama jezgra od 108 K i masama između 0,5MSunca i 10MSun helij se transformiše u ugljik u trostrukom afa-procesu:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

Opći oblik ove reakcije je:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV.

Zvjezdana mitologija[uredi | uredi izvor]

Što se tiče sazviježđa i samoga Sunca zvijezde u cjelini imaju svoju mitologiju. Smatrane su dušama umrlih ili božanstvima.

Također pogledajte[uredi | uredi izvor]

Vanjski linkovi[uredi | uredi izvor]


Commons logo
U Wikimedijinom spremniku se nalazi još materijala vezanih uz: