Звезда

Из Википедије, слободне енциклопедије
Disambig.svg
Друга значења су пописана у чланку Звезда (вишезначна одредница).
Disambig.svg
Друга значења су пописана у чланку Звијезда (вишезначна одредница).
Disambig.svg
Друга значења су пописана у чланку Звијезде (вишезначна одредница).
Изузев Сунца, звезде су толико далеко да их и телескопима видимо само као сјајне тачке, иако им се пречници мере милионима километара. На слици је део отвореног звезданог јата М24 у сазвежђу Стрелац

Звезда је небеско тело које зрачи свопственом светлошћу. Сфероидног облика, а састоји се од водоника и хелијума (и мали део других елемената) у стању плазме (високо јонизованог гаса на великој температури). Звезда ствара енергију у свом језгру термонуклеарним реакцијама; та енергија се преноси у околни простор путем конвекције и електромагнетног зрачења и честица.

Већина атома хемијских елемената тежих од хелијума који тренутно постоје у васиони, као и сви елементи тежи од литијума су настали у средиштима звезда преко процеса нуклеосинтезе.

Најближа звезда Земљи је Сунце, извор светлости, топлоте и живота за нашу планету. Остале звезде (са изузетком појединих супернових) су видљиве само током ноћи, као сјајне тачке на небу које трепере услед ефекта Земљине атмосфере. У свакодневном говору под појмом звезде се понекад сматрају и видљиве планете, па чак и комете и метеори.

У нашој Галаксији процењује се на има око 200 милијарди звезда. Однос сјаја и величине звезде приказује се Херцшпрунг-Раселовим дијаграмом.

Током историје, бројни филозофи, песници, писци, сликари, и музичари су били инспирисани звезданим небом при стварању својих дела.

Формација и еволуција[уреди]

Према мишљењу астронома звезде настају у молекуларним облацима, тј. велики подручјима незнатно велике густине материје (мада још мање густине од земаљске вакуумске коморе) и које настају због гравитационе нестабилности унутар ових облака које покрећу ударни таласи из супернове.

Звезде проводе око 90% свога „живота“ трошећи водоник у процесу фузије да би произвеле хелијум у реакцијама под високим притиском у близини језгра. За овакве звезде се каже да су то звезде главног низа.

Мале звезде, које се називају белим патуљцима сагоријевају своје гориво врло споро за најмање од сто до билион година. На крају својих живота постају све тамније и тамније и потом постају црни патуљци.

Пошто већина звезда потроши своје залихе водоника, улзи у нестабилну фазу саговревања хелијума, и тад њихови спољни слојеви се шире и хладе, па тако формирају црвене џинове. (За неких 6 милијарди година када Сунце постане црвени џин, спржиће планете Меркур и Венеру.) У међувремену се језгро довољно компресује како би могла започети нуклеарна фузија даљих елемената, а звезда се прегрејава и сабија. (Теже звезде производе у процесу фузије и тешке елементе, закључно до гвожђа.)

Бели патуљак

Звезда просечне величине ће затим распршити своје спољне слојеве правећи тако планетарну маглину. Језгро које преостаје ће постати мала лоптица дегенерисане материје недовољно масивна за даљи процес фузије и коју одржава дегенеративни притисак. Овакав објекат се зове бели патуљак. Потом, како време одмиче, ће е довољно охладити и на крају ће се претворити у црног патуљка.

Код већих звезда фузија се одвија док се не заврши сажимање узрокујући те експлозију те звезде и настанак супернове. Ово је једини космички процес који се дешава током људског века. Током историје су опсервиране као „нове звезде“ којих није било пре. Већина звездане материје се распрши током експлозије формирајући маглице (попут Рак маглине), а њени остаци колабирају у неутронску звезду (пулсар или рендгенски распршивач, или у случају већих звезда у црну рупу.

У састав распршених спољних слојева улазе и тешки елементи од који често граде нове звезде или планете. Испуштена материја из супернове и звездани ветар великих звезда играју кључну улогу у обликовању међузвездане средине.

Звездана еволуција углавном објашњава настанак и нестанак звезда.

Стабилност звезде[уреди]

Стабилност звезде зависи о две међусобно супротстављене силе:

  • термонуклеарне реакције ослобађају огромну енергију у виду огромног броја фотона који доводе до огромног притиска у звезди усмереног ка споља, тежећи да распрши материјал звезде у околни простор
  • сила гравитације, која се томе супротставља, настоји да задржи масу звезде на окупу и да је што више сажме

Ако превлада сила гравитације, материјал звезде се сажима, па настају звезде у којима је материја сабијена до врло високих густина (бели патуљци) или ако је маса већа од Чандрасекарове границе настаје неутронска звезда, а ако је маса звезде још већа долази до бесконачног сажимања у физички сингуларитет из којег више не може побећи чак ни светлост, и настаје црна рупа.

Класификација звезда[уреди]

Vista-xmag.png За више информација погледајте чланак Звездана класификација

Разни типови звезда имају и различите спектре. Они су један од главних извора података о звездама. Спектар звезде се снима помоћу спектрографа и он тада показује различите тамне и светле линије које карактеришу поједине елементе. Вруће и младе звезде којима је главни извор енергије фузија водоника у хелијум, имаће изражене карактеристичне линије та два елемента. Звезде средњих типова имају много линија тежих елемената, а црвене звезде (које су према звезданим мерилима старе звезде) имају пуно линија које одговарају молекулама као што је титанијум-оксид.

Редослед “О B A F G K M” представља температурни низ од врућих плавих O звезда према хладнијим црвеним M звездама. Прва 3 типа се називају раним спектралним типом, задња три касним, будући да се пре мислило да је то еволутивни низ; данас знамо да се то односи на разлике у маси.

Главни типови су се проширили додавањем подтипова означених бројевима од 0-9 (нпр. B0-B9). У почетку физички смисао овакве поделе није био познат, тек са применом квантне механике и статистичке физике могуће је било пронаћи узроке различитих спектара.

Имена[уреди]

Многе звезде се идентификују само према каталошким бројевима, а само их неколико има властито име. Имена су традиционална и углавном су пореклом из арапског, латинског и грчког језика, па као Фламстеедове десигнације или као Бајерове десигнације. Једина установа којој је дато право од стране научних кругова да именује звезде и друга небеска тела је Међународна астрономска унија. Један број приватних компанија (нпр. као Међународни звездани регистар) тврде да дају имена звездама, али ипак ова имена не прихватају научни кругови нити их користе, па многи астрономски научни кругови виде ове организације као преваранте које траже жртве међу неуким народом који не зна како се именују звезде.

Види још[уреди]

Спољашње везе[уреди]