Zvijezda

Izvor: Wikipedija
(Preusmjereno sa straniceZvijezde)
Prijeđi na navigaciju Prijeđi na pretragu
Područje formiranja zvijezda u Velikom Magelanovom oblaku. Autorstvo fotografije: NASA/ESA

zvijezda(ijek.) ilizvezda(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.

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 listunajbližih 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 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,[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 odplazmeu stanju ravnoteže koja proizvodi njihovu sopstvenuenergijukroz procesnuklearne fuzije.

Energija koju proizvode zvijezde se raspršuje u Svemir kaoelektromagnetsko 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).[2]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.[3][4][5]

Merne jedinice

[uredi|uredi kod]

Mada stelarni parameteri mogu da budu izraženi uSI jedinicamailiCGS jedinicama,obično je najpodesnije da se masa, luminoznost, iradijusiizraze u solarnim jedinicama, baziranim na karakteristikama Sunca:

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

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

Zvjezdana formacija i evolucija

[uredi|uredi kod]
Dijagram opisuje model zvijezde, tipa našeg Sunca. Autorstvo slike: NASA

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.[8]

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.

Male zvijezde, koje se nazivajucrvenim patuljcimasagorijevaju svoje gorivo vrlo sporo za najmanje od sto do bilion godina. Na kraju svojih života postaju sve tamnije i tamnije i potom postajucrni 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 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, zaklučno doželjeza.)

Zvijezda prosječne veličine će zatim raspršiti svoje vanjske slojeve tvoreći takoplanetarnu maglicu.Jezgro koje preostaje će postati mala lopticadegenerisane materijene dovoljno 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 te eksploziju te zvijezde i nastanaksupernove.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 (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.

Stabilnost zvezde

[uredi|uredi kod]

Stabilnost zvezde zavisi od dve međusobno suprotstavljene sile:

  • termonuklearne reakcije oslobađaju ogromnu energiju u vidu ogromnog brojafotonakoji 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 odČandrasekarove granice,nastajeneutronska zvezda.Ukoliko je masa zvezde još veća dolazi do beskonačnog sažimanja u fizičkisingularitetiz kojeg više ne može pobeći čak ni svetlost, te nastajecrna rupa.

Klasifikacija zvijezda

[uredi|uredi kod]

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 kod]

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 kaoFlamsteedove designacijeili kaoBayerove designacije.Jedina ustanova kojoj je dato pravo od strane naučnih krugova da imenuje zvijezde i druga nebeska tijela jeInternacionalna Astronomska Unija.Jedan broj privatnih kompanija (npr. kaoInternacionalni Zvjezdani Registartvrde 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. Pogledajtezvjezdane designacijeza više informacija o tome kako se daju imena zvijezdama.

Struktura

[uredi|uredi kod]
Unutrašnje strukturezvezda glavnog niza,konvekcione zonee sa kružnim strelicama i radijativne zone sa crvenim blicevima. Levo jecrveni patuljakmale mase, u centru ježuti patuljaksrednje veličine i desno je masivnaplavo-vela zvezda glavnog niza.

Unutrašnjost stabilne zvezde je u stanjuhidrostatičke 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 usledgradijentapritiska 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 107K.Rezultirajuća temperatura i pritisak u jezdru gde vodonik sagoreva je dovoljna da dođe donuklearne fuzijei dovoljno energije se proizvodi da bi se sprečio dalji kolaps zvezde.[10][11]

Pri spajanju atomskih nukleusa u jezgru zvede, oni emituju energiju u oblikugama 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 0.4M☉,fuzija se odvija u sporo ekspandirajućoj ljusci oko helijumskog jezgra.[12]

Načini reakcija nuklearne fuzije

[uredi|uredi kod]
Pregled proton-proton lanca
Ciklus ugljenik-azot-kiseonik

Nuklearna fuzija je bitna jer je ona 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(svijetlost i topolotu). Fuziji ne podliježu svihemijski 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 107K vodonik se troši u procesu fuzije da bi nastao helij u tzv.proton-proton reakciji[15]:

2(1H+1H →2H+e++νe) (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 + 2νe(26.7 MeV)

U masivnijim zvijezdama helij se proizvodi tokom ciklusa reakcija kataliziranimugljenikom,tj. tzv.ugljik-azot-kiseonik ciklusa.[15]

U zvijezdama sa temperaturama jezgra od 108K i masama između0,5MSuncai10MSunhelij se transformiše u ugljik utrostrukom 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 putemprocesa neonskog sagorevanjaiprocesa kiseoničnog sagorevanja.U finalnom stadijumu procesa zvezdane nukleosinteze dolazi doprocesa sagorevanja silicijumakoji dovodi do produkcije stablnog izotopa gvožđa-56. Fuzija se ne može dalje odvijati, izuzev putemendotermnogprocesa, tako da se nakon toga energija može osloboditi samo putem gravitacionig kollapsa.[15]

Donja tabele ilustruje količine vremena koje se neophodne za zvezdu sa 20M☉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|uredi kod]

Što se tičesazviježđai samogaSuncazvijezde 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|uredi kod]
  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 Series76:55–114.Bibcode1991ApJS...76...55I.DOI:10.1086/191565.ISSN0067-0049.
  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.ISBN0-8135-2908-5.
  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.ISBN3-540-63198-4.
  5. ↑Barbieri, Cesare (2007).Fundamentals of astronomy.CRC Press. str. 132–140.ISBN0-7503-0886-9.
  6. ↑6,06,1Sackmann, 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 Journal583(2): 1024–1039.arXiv:astro-ph/0210128.Bibcode2003ApJ...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 Physics186(1/2): 1–11.Bibcode1999SoPh..186....1T.DOI:10.1023/A:1005116830445.
  8. ↑8,08,1Bahcall, John N. (June 29, 2000).„How the Sun Shines”.Nobel Foundation.Pristupljeno 2006-08-30.
  9. ↑„Stellar Evolution & Death”.NASA Observatorium. Arhivirano izoriginalana datum 2008-02-10.Pristupljeno 2006-06-08.
  10. ↑Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004).Stellar Interiors.Springer. str. 32–33.ISBN0-387-20089-4.
  11. ↑Schwarzschild, Martin (1958).Structure and Evolution of the Stars.Princeton University Press.ISBN0-691-08044-5.
  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 Supplement141(3): 371–383.arXiv:astro-ph/9910164.Bibcode2000A&AS..141..371G.DOI:10.1051/aas:2000126.
  15. ↑15,015,115,215,3Wallerstein, G. i dr.. (1999).„Synthesis of the elements in stars: forty years of progress”(PDF).Reviews of Modern Physics69(4): 995–1084.Bibcode1997RvMP...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 Physics74(4): 1015–1071.Bibcode2002RvMP...74.1015W.DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  17. ↑11.5 dana je 0.0315 godina.

Literatura

[uredi|uredi kod]

Povezano

[uredi|uredi kod]

Vanjske veze

[uredi|uredi kod]
Izvor:https://sh.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvijezda&oldid=42130090