Wikipedija

Zvijezda

zvijezda (ijek.) ili zvezda (ek.), svemirsko tijelo koje nuklearnim reakcijama oslobađa energiju tokom svojeg razvoja. 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.

Područje formiranja zvijezda u Velikom Magelanovom oblaku. Autorstvo fotografije: NASA/ESA

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,[1] 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).[2] 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.[3][4][5]

Merne jedinice

uredi

Mada stelarni parameteri mogu da budu izraženi u SI jedinicama ili CGS jedinicama, obično je najpodesnije da se masa, luminoznost, i radijusi izraze u solarnim jedinicama, baziranim na karakteristikama Sunca:

Sunčeva masa: M☉ = 1.9891 × 1030 kg[6]
Sunčeva luminoznost: L⊙ = 3.827 × 1026 watts[6]
Sunčev radijus R⊙ = 6.960 × 108 m[7]

Velike dužine, kao što je radijus gigantske zvezde ili polu-osa binarnog sistema zvezda, se često izražavaju u astonomskim jedinicama (AU) — aproksimativno srednjem rastojanju između Zemlje i Sunca (150 miliona km ili 93 miliona milja).

Zvjezdana formacija i evolucija

uredi
 
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.[8]

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.[9]

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.

Stabilnost zvezde

uredi

Stabilnost zvezde zavisi od dve međusobno suprotstavljene sile:

  • termonuklearne reakcije oslobađaju ogromnu energiju u vidu ogromnog broja fotona koji dovode do ogromnog pritiska u zvezdi usmerenog ka spolja, težeći da rasprši materijal zvezde u okolni prostor
  • sila gravitacije, koja se tome suprotstavlja, nastoji da zadrži masu zvezde na okupu i da je što više sažme.

Ako prevlada sila gravitacije, materijal zvezde se sažima, pa nastaju zvezde u kojima je materija sabijena do vrlo visokih gustina (beli patuljci) ili ako je masa veća od Čandrasekarove granice, nastaje neutronska zvezda. Ukoliko je masa zvezde još veća dolazi do beskonačnog sažimanja u fizički singularitet iz kojeg više ne može pobeći čak ni svetlost, te nastaje crna rupa.

Klasifikacija zvijezda

uredi

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

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.

Struktura

uredi
 
Unutrašnje strukture zvezda glavnog niza, konvekcione zonee sa kružnim strelicama i radijativne zone sa crvenim blicevima. Levo je crveni patuljak male mase, u centru je žuti patuljak srednje veličine i desno je masivna plavo-vela zvezda glavnog niza.

Unutrašnjost stabilne zvezde je u stanju hidrostatičke ravnoteže: sile u bilo kojoj maloj zapremini su skoro precizno uravnotežene. Balancirane sile su: gravitaciona sila koja je usmerena ka unutrašnjosti i sila koja deluje u suprotnom smeru usled gradijenta pritiska unutar zvezde. Gradijent pritiska se uspostavlja putem temperaturnog gradijenta plazme; spojašnji deo zvezde je hladniji od jezgra. Temperatura jezgra zvezde glavnog niza ili gigantske zvezde je bar reda 107 K. Rezultirajuća temperatura i pritisak u jezdru gde vodonik sagoreva je dovoljna da dođe do nuklearne fuzije i dovoljno energije se proizvodi da bi se sprečio dalji kolaps zvezde.[10][11]

Pri spajanju atomskih nukleusa u jezgru zvede, oni emituju energiju u obliku gama zraka. Ti fotoni formiraju interakcije sa okružujućom plazmom, dodajući termalnu energiju u jezgro. Zvezde glavnog niza konvertuju vodonik u helijum, kreirajući sporo ali postojano helijum u jezgru. Konačno sadržaj helijuma postaje predominantan i dolazi do prestanka oslobađanja energije u jezgru. Nakon toga, kod zvezda sa viže od 0.4 M☉, fuzija se odvija u sporo ekspandirajućoj ljusci oko helijumskog jezgra.[12]

Načini reakcija nuklearne fuzije

uredi
 
Pregled proton-proton lanca
 
Ciklus ugljenik-azot-kiseonik

Nuklearna fuzija je bitna jer je ona uzrok 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 bilo kojeg 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.[8]

Proces vodonične fuzije je senzitivn na temperaturu, tako da umereno povećanje temperature jezgra dovodi do znatnog povećanja brzine fuzije. Konsekventno temperatura jezgra zvezda je u opsegu od 4 miliona Kelvina za male zvezde M-klase do 40 miliona Kelvina za masivne zvezde O-klase.[13]

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

Minimalna sunčeva masa neophodna za fuziju
Element Sunčeve
mase
Vodonik 0.01
Helijum 0.4
Ugljenik 5[14]
Neon 8

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[15]:

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 ugljenikom, tj. tzv. ugljik-azot-kiseonik ciklusa.[15]

U zvijezdama sa temperaturama jezgra od 108 K i masama između 0,5MSunca i 10MSun helij se transformiše u ugljik u trostrukom afa-procesu[15]:

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.

U masivnim zvezdama, teži elementi takođe mogu da sagorevaju u kontraktujućem jezgru putem procesa neonskog sagorevanja i procesa kiseoničnog sagorevanja. U finalnom stadijumu procesa zvezdane nukleosinteze dolazi do procesa sagorevanja silicijuma koji dovodi do produkcije stablnog izotopa gvožđa-56. Fuzija se ne može dalje odvijati, izuzev putem endotermnog procesa, tako da se nakon toga energija može osloboditi samo putem gravitacionig kollapsa.[15]

Donja tabele ilustruje količine vremena koje se neophodne za zvezdu sa 20 M☉ da konzumira svo svoje nuklearnog gorivo. Kao zvezda O-klase, ona ima 8 puta veći radijus i 62,000 puta veću luminoznost.[16]

Gorivni
material 		Temperatura
(miliona Kelvina) 		Gustina
(kg/cm3) 		Trajanje sagorevanja
(τ u godinama)
H 37 0.0045 8.1 miliona
He 188 0.97 1.2 miliona
C 870 170 976
Ne 1,570 3,100 0.6
O 1,980 5,550 1.25
S/Si 3,340 33,400 0.0315[17]

Zvjezdana mitologija

uredi

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

Verovalo se da se Sunce ujutro rađa, a naveče umire i da se svaki dan rađa novo Sunce. Tako je istok postao mesto istine i nade u život, a zapad tame, smrti i zla. Stoga, između ostalog, pravoslavni hramovi i grobovi su okrenuti ka istoku. Betlehemska zvezda vodilja vodi tri mudraca do pećine gde se rodio Spasitelj. Zvezde su predstavljale prostorno-vremensku orijentaciju za ljude u svim vremenima. LJudi koji veruju u sudbinu smatraju da je sve zapisano u zvezdama, a od zvezda su stvorena i mitološka bića. Zvezda je čest motiv na zastavama muslimanskih zemalja zbog predislamske paganske tradicije poštovanja zvezda kao božanstava.

Reference

uredi
  1. ↑ Richmond, Michael. „Late stages of evolution for low-mass stars”. Rochester Institute of Technology. Pristupljeno 2006-08-04. 
  2. ↑ Iben, Icko, Jr. (1991). „Single and binary star evolution”. Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. Bibcode 1991ApJS...76...55I. DOI:10.1086/191565. ISSN 0067-0049. 
  3. ↑ Holton, Gerald James; Brush, Stephen G. (2001). Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond (3rd izd.). Rutgers University Press. str. 137. ISBN 0-8135-2908-5. 
  4. ↑ Pecker, Jean Claude; Kaufman, Susan (2001). Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology. Springer. str. 291–291. ISBN 3-540-63198-4. 
  5. ↑ Barbieri, Cesare (2007). Fundamentals of astronomy. CRC Press. str. 132–140. ISBN 0-7503-0886-9. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). „Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars”. The Astrophysical Journal 583 (2): 1024–1039. arXiv:astro-ph/0210128. Bibcode 2003ApJ...583.1024S. DOI:10.1086/345408. 
  7. ↑ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). „Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius”. Solar Physics 186 (1/2): 1–11. Bibcode 1999SoPh..186....1T. DOI:10.1023/A:1005116830445. 
  8. ↑ 8,0 8,1 Bahcall, John N. (June 29, 2000). „How the Sun Shines”. Nobel Foundation. Pristupljeno 2006-08-30. 
  9. ↑ „Stellar Evolution & Death”. NASA Observatorium. Arhivirano iz originala na datum 2008-02-10. Pristupljeno 2006-06-08. 
  10. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. str. 32–33. ISBN 0-387-20089-4. 
  11. ↑ Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5. 
  12. ↑ „Formation of the High Mass Elements”. Smoot Group. Pristupljeno 2006-07-11. 
  13. ↑ „Main Sequence Stars”. The Astrophysics Spectator. February 16, 2005. Pristupljeno 2006-10-10. 
  14. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03”. Astronomy and Astrophysics Supplement 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode 2000A&AS..141..371G. DOI:10.1051/aas:2000126. 
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 Wallerstein, G. i dr.. (1999). „Synthesis of the elements in stars: forty years of progress” (PDF). Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. Bibcode 1997RvMP...69..995W. DOI:10.1103/RevModPhys.69.995. Pristupljeno 2006-08-04. 
  16. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). „The evolution and explosion of massive stars”. Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. Bibcode 2002RvMP...74.1015W. DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. 
  17. ↑ 11.5 dana je 0.0315 godina.

Literatura

uredi

Povezano

uredi

Vanjske veze

uredi
Izvor: https://sh.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvijezda&oldid=42220672