Zvijezda

Zvijezdajesferoidno nebesko tijelokoji se sastoji od ogromne maseplazmekoju drži zajedno vlastitagravitacija.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 osigurati joj dnevnu svjetlost.

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 Kentauri (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.

Ipak, pored ove udaljenosti i nekolikom puta većih udaljenosti, postoji još nekoliko zvijezda koje smatramo najbližim (pogledati listunajbližih zvijezda).

Astronomi misle da ima najmanje 70 trilijardi 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 sićušneneutronske zvijezde(koje su zapravo mrtve zvijezde ne veće od nekog gradića),supergigante(veledivove) kakvi suSjevernjača(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 odplazmeu stanju ravnoteže koja proizvodi njihovu sopstvenuenergijukroz procesnuklearne fuzije.

Energija koju proizvode zvijezde raspršuje se u Svemir kaoelektromagnetno zračenje(uglavnom vidljivusvjetlost) i kao strujaneutrina.Prividnasvjetloćazvijezde se mjeri prema njenojprividnoj 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 takodvojne zvijezde(binarne zvijezde). Također postoje i veće zvjezdane skupine poznate kaozvjezdana jataili klasteri. Zvijezde nisu jednoliko raspršene uSvemiruveć se grupišu u još veće zvjezdane skupove poznate kaogalaktike.Običnu galaktiku sačinjavaju bilioni zvijezda.

Zvjezdana formacija i evolucija[uredi|uredi izvor]

Prema mišljenju astronoma zvijezde nastaju umolekularnim oblacima,tj. veliki područjima neznatno velike gustoće materije (mada još manje gustoće od zemaljskevakuumske komore) i koje nastaju zbog gravitacione nestabilnosti unutar ovih oblaka koje pokreću udarni talasi izsupernove.^[1]^[2]

Zvijezde provode oko 90% svoga života trošećivodoniku procesu fuzije da bi proizveleheliju reakcijama pod visokim pritiskom u blizini jezgra. Za ovakve zvijezde se kaže da su to zvijezdeglavnog niza.^[3]

Male zvijezde, koje se nazivajucrvenim patuljcimasagorijevaju svoje gorivo vrlo sporo za najmanje od stotinu do bilion godina. Na kraju svojih života postaju sve tamnije i tamnije i potom postajucrni patuljci.^[4]

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 planeteMerkuriVeneru.) 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, zaključno doželjeza.)^[5]

Zvijezda prosječne veličine će zatim raspršiti svoje vanjske slojeve tvoreći takoplanetarnu maglicu.Jezgro koje preostaje će postati mala lopticadegenerisane materijenedovoljno masivne za dalji proces fuzije koju podržaje degenerativni pritisak i zove sebijeli patuljak.Potom će se na kraju pretvoriti ucrnog patuljka.

Kod većih zvijezda fuzija se odvija dok se ne završi sažimanje uzrokujući i eksploziju te zvijezde i nastanaksupernove.Ovo je jedini kosmički proces koji se dešava tokom ljudskog vijeka. Tokom historije su promatrane kao "nove zvijezde" kojih nije bilo prije. Većina zvjezdane materije se rasprši tokom eksplozije formirajući maglice (poputRak-maglice) a njeni ostaci kolabiraju uneutronsku zvijezdu(pulsarilirendgenski raspršivač), ili u slučaju većih zvijezda ucrnu rupu.

U sastav raspršenih vanjskih slojeva ulaze i teškielementiod koji često grade nove zvijezde iliplanete.Ispuštena materija izsupernoveizvjezdani vjetarvelikih zvijezda igraju ključnu ulogu u oblikovanju međuzvjezdane sredine.

Stelarna evolucijauglavnom objašnjava nastanak i nestanak zvijezda.

Klasifikacija[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 različite tamne i svijetle linije koje karakteriziraju pojedine elemente. Vruće i mlade zvijezde kojima je glavni izvor energije fuzija vodika u helij imat će izražene karakteristične 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 odgovarajumolekulamakao što jetitanij oksid.^[6]

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.^[7]

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 bilo je moguće pronaći uzroke različitih spektara.

Nazivi[uredi|uredi izvor]

Mnoge se zvijezde identificiraju 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 kaoFlamsteedove designacijeili kaoBayerove designacije.Jedina ustanova kojoj je dato pravo od strane naučnih krugova da imenuje zvijezde i druga nebeska tijela jeMeđunarodna astronomska unija.Jedan broj privatnih kompanija (npr. kaoMeđunarodni 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. Pogledatizvjezdane designacijeza više informacija o tome kako se daju imena zvijezdama.

Načini reakcija nuklearne fuzije[uredi|uredi izvor]

Nuklearna fuzija je bitna jer je on uzrok gašenja zvijezda. Fuzija je proces pri kojem senukleusidva 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 izgubljenamasaje transformisana u drugi videnergije(svijetlostitoplota). Fuziji ne podliježu svihemijski elementi.Mogo rjeđe 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]^[9]

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% vodika, te helija i težih elemanata u manjim procentima.

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

2(¹H+¹H →²H+e⁺+ν_e) (4.0MeV+ 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 + 2ν_e(26.7 MeV)

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

U zvijezdama sa temperaturama jezgra od 10⁸K i masama između0,5M_Suncai10M_Sunhelij se transformiše u ugljik utrostrukom 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.

Reference[uredi|uredi izvor]

^Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations".Astrophysical Journal, Part 1.214:725–741.Bibcode:1977ApJ...214..725E.doi:10.1086/155302.
^"Introduction to Supernova Remnants".Goddard Space Flight Center. 6. 4. 2006.Pristupljeno 16. 7. 2006.
^Duquennoy, A.; Mayor, M. (1991)."Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample".Astronomy & Astrophysics.248(2): 485–524.Bibcode:1991A&A...248..485D.
^Mann, Adam (11. 8. 2020)."This is the way the universe ends: not with a whimper, but a bang".Science | AAAS(jezik: engleski).
^Sneden, Christopher (8. 2. 2001)."Astronomy: The age of the Universe".Nature.409(6821): 673–675.doi:10.1038/35055646.PMID 11217843.S2CID 4316598.
^Fowler, A. (april 1891)."The Draper Catalogue of Stellar Spectra".Nature.45(1166): 427–428.Bibcode:1892Natur..45..427F.doi:10.1038/045427a0.
^MacRobert, Alan M."The Spectral Types of Stars".Sky and Telescope. Arhivirano soriginala,22. 10. 2013.Pristupljeno 19. 7. 2006.
^Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004).Stellar Interiors.Springer. str.32–33.ISBN 978-0-387-20089-7.
^R. Q. Huang; K. N. Yu (1998).Stellar Astrophysics.Springer. str. 70.ISBN 978-981-3083-36-3.

Također pogledajte[uredi|uredi izvor]

Vanjski linkovi[uredi|uredi izvor]

Commons logo

Commonsima datoteke na temu:Zvijezda

[1] Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations".Astrophysical Journal, Part 1.214:725–741.Bibcode:1977ApJ...214..725E.doi:10.1086/155302.

[supernova-2] "Introduction to Supernova Remnants".Goddard Space Flight Center. 6. 4. 2006.Pristupljeno 16. 7. 2006.

[3] Duquennoy, A.; Mayor, M. (1991)."Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample".Astronomy & Astrophysics.248(2): 485–524.Bibcode:1991A&A...248..485D.

[4] Mann, Adam (11. 8. 2020)."This is the way the universe ends: not with a whimper, but a bang".Science | AAAS(jezik: engleski).

[sneden-5] Sneden, Christopher (8. 2. 2001)."Astronomy: The age of the Universe".Nature.409(6821): 673–675.doi:10.1038/35055646.PMID 11217843.S2CID 4316598.

[6] Fowler, A. (april 1891)."The Draper Catalogue of Stellar Spectra".Nature.45(1166): 427–428.Bibcode:1892Natur..45..427F.doi:10.1038/045427a0.

[spectrum-7] MacRobert, Alan M."The Spectral Types of Stars".Sky and Telescope. Arhivirano soriginala,22. 10. 2013.Pristupljeno 19. 7. 2006.

[hansen-8] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004).Stellar Interiors.Springer. str.32–33.ISBN 978-0-387-20089-7.

[HuangYu1998-9] R. Q. Huang; K. N. Yu (1998).Stellar Astrophysics.Springer. str. 70.ISBN 978-981-3083-36-3.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

p r u Zvijezda
Evolucija	Formacija Predglavni niz Glavni niz Horizontalni ogranak Asimptotski divovski ogranak Dredge up Nestabilni pojas Crveni grumen PG1159 zvijezda Mira promjenljiva Cefeida Planetarna maglina Protoplanetarna maglina Blistava crvena nova Blistava plava varijabla Wolf-Rayet zvijezda Supernova impostor Patuljasta nova Supernova Hipernova Hertzsprung–Russellov dijagram Kolor–kolor dijagram
Protozvijezda	Međuzvjezdana materija Molekularni oblak HI H II područje Bok globule Mladi zvjezdani objekt Herbig–Haro objekt Hayashijeva linija Hayashijeva granica Henyeyeva linija Orion T Tauri FU Orionis Herbig Ae/Be
Klasa luminoznosti	Subpatuljak Patuljak Bijeli Crni Crveni Plavi Subdiv Div Plavi Crveni Svijetli div Superdiv Plavi Crveni Žuti Hiperdiv Žuti Plava skitalica
Spektralna klasifikacija	O B A F G K M Be OB Subpatuljak B Stara Pekulijarna Am Ap/Bp Oscilirajuća Barij Ugljik Ugljikovodik Ekstremna helij Lambda Volar Vodeća Živa-mangan S Školjka Tehnecij
Ostaci	Patuljak Bijeli Crni Crveni Plavi Helijska planeta Neutronska zvijezda Pulsar Magnetar Crna rupa Kompaktna zvijezda Quark Egzotična Zvjezdano jezgro:EF Eridani B
Teorijske zvijezde	Tamna zvijezda Zaleđena zvijezda Kvazi-zvijezda Thorne–Żytkow objekat Željezna zvijezda
Nukleosinteza	Alfa proces Trostruki-alfa proces Proton–proton lanac Helijski bljesak CNO ciklus Gorenje litija Gorenje ugljika Gorenje neona Gorenje kisika Gorenje silicija S-proces R-proces Fuzor Nova Ostaci
Struktura	Jezgro Zona konvekcije Mikroturbulencije Osciliranje Zona radijacije Atmosfera Fotosfera Starspot Hromosfera Korona Zvjezdani vjetar Mjehur Zvjezdana seizmologija Eddingtonova sjajnost Kelvin–Helmholtz mehanizam
Karakteristike	Oznaka Dinamika Efektivna temperatura Kinematika Magnetno polje Magnituda Apsolutna Prividna Masa Metalicitet Rotacija UBV boja Varijabilnost
Zvjezdani sistem	Dvostruka Kontaktna Zajednički omotač Mnogostruka Disk uvećanja Planetarni sistem Zemljin sunčev sistem
Posmatranje sa Zemljom u centru	Polarna zvijezda Cirkumpolarna zvijezda Magnituda Prividna Gašenje Fotografsko Boja Radijalna brzina Vlastito kretanje Paralaksa Fotometrička-standardna zvijezda
Spiskovi	Imena zvijezda Arapska Kineska Najmasivnije Najmanje masivne Najveće Najsvjetlije Historijski Najblještavije Najbliže Najbliže sjajne Zvijezde sa egzoplanetama Smeđi patuljci Planetarna maglina Nove crne rupe Istaknute supernove Supernove - ostaci Kandidati za supernovu Vremenska skala zvjezdane astronomije
Ostali srodni članci	Subzvjezdani objekti Smeđi patuljak Sub-smeđi patuljak Planeta Zvjezdano jato Asocijacija Otvoreno Kuglasto Galaksija Aktivna Eliptična Kompaktna Lećasta Nepravilna Patuljasta Pekulijarna Prstenasta Spiralna Super jato Kvazar Helioseizmologija Gostujuća zvijezda Sazviježđe Asterizam Gravitacija Intergalaktička zvijezda Infracrveni tamni oblak
Zvijezda