Звијезда

Извор: Wikipedija
Пређи на навигацију Пређи на претрагу
Подручје формирања звијезда у Великом Магелановом облаку. Ауторство фотографије: НАСА/ЕСА

звијезда (ијек.) или звезда (ек.), свемирско тијело које нуклеарним реакцијама ослобађа енергију током својег развоја. Звијезде се виде као свијетлеће тачкице на ноћном небу које бљескају због ефекта Земљине атмосфере и њихове удаљености од нас. Сунце је изузетак: оно је једина звијезда довољно блиска Земљи тако да се може видјети као диск и обезбједити је дневном свјетлошћу.

У свакодневном људском говору и астрономији постоји разлика у употреби термина "звијезда". Обично се под појмом звијезда не подразумијева Сунце, а понекад се односи на видљиве планете па чак и метеоре.

Најближа звијезда Земљи, осим Сунца, је Проксима Кентаура (Проxима Центаури) која је удаљена око 40 Пм (петаметара), односно 4,3 СГ (свјетлосне године) или 1,3 пц (парсека). То значи да свјетлости требају 4,3 године да стигне до Земље са ове звијезде.

Плејаде

Ипак, поред ове удаљености и неколиком пута већих удаљености, постоји још неколико звијезда које сматрамо најближим (види листу најближих звијезда).

Астрономи мисле да има најмање 70 секстилиона звијезда у познатом дијелу нашег Свемира (70 000 000 000 000 000 000 000 или 7 × 1022).

Велики број звијезда је старости око милијарду или 10 милијарди година. Неке звијезде чак могу достићи и 13,7 милијарди година, што представља приближну старост Свемира. Према величини разликујемо сићушне неутронске звијезде (које су заправо мртве звијезде не веће од неког градића), супергиганте (веледивове) какви су Сјеверњача (Поларис) и Бетелгез (Бетелгеузе) пречника који је око 1 000 већи од Сунчевог,[1] али и пред тога су много мање густоће него Сунце. Једна од најмасивнијих звијезда је Ета Хрптењаче (Ета Царинае) чија је маса 100-150 пута већа од Сунчеве.

Научно гледано, звијезде су самогравитирајуће сфере сачињене од плазме у стању равнотеже која производи њихову сопствену енергију кроз процес нуклеарне фузије.

Енергија коју производе звијезде се распршује у Свемир као електромагнетско зрачење (углавном видљиву свјетлост) и као струја неутрина. Привидна свјетлоћа звијезде се мјери према њеној привидној величини.

Стеларна астрономија проучава звијезде и појаве које показују различити облици/развојна стања звијезда. Многе су звјезде су силама гравитације повезане са другим звијездама формирајући тако двојне звијезде (бинарне звијезде).[2] Такођер постоје и веће звјездане скупине познате као звјездана јата или кластери. Звијезде нису једнолико распршене у Свемиру већ се групишу у још веће звјездане скупове познате као галактике. Обичну галактику сачињавају билиони звијезда.[3][4][5]

Мерне јединице

[уреди | уреди извор]

Мада стеларни параметери могу да буду изражени у СИ јединицама или ЦГС јединицама, обично је најподесније да се маса, луминозност, и радијуси изразе у соларним јединицама, базираним на карактеристикама Сунца:

Сунчева маса: M☉ = 1.9891 × 1030 кг[6]
Сунчева луминозност: L⊙ = 3.827 × 1026 wаттс[6]
Сунчев радијус Р⊙ = 6.960 × 108 м[7]

Велике дужине, као што је радијус гигантске звезде или полу-оса бинарног система звезда, се често изражавају у астономским јединицама (АУ) — апроксимативно средњем растојању између Земље и Сунца (150 милиона км или 93 милиона миља).

Звјездана формација и еволуција

[уреди | уреди извор]
Дијаграм описује модел звијезде, типа нашег Сунца. Ауторство слике: НАСА

Према мишљењу астронома звијезде настају у молекуларним облацима, тј. велики подручјима незнатно велике густоће материје (мада још мање густоће од земаљске вакуумске коморе) и које настају због гравитационе нестабилности унутар ових облака које покрећу ударни таласи из супернове.[8]

Звијезде проводе око 90% свога живота трошећи водоник у процесу фузије да би произвеле хелиј у реакцијама под високим притиском у близини језгра. За овакве звијезде се каже да су то звијезде главног низа.

Мале звијезде, које се називају црвеним 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.[9]

Пошто већина звијезда троши своје залихе водоника, њихови вањски слојеви се шире и хладе, па тако формирају црвене гиганте. (За неких 5 милијарди година када Сунце постане црвени гигант, спржит ће планете Меркур и Венеру.) У међувремену се језгро довољно компресује како би могла започети нуклеарна фузија, а звијезда се прегријава и сабија. (Теже звијезде производе у процесу фузије и тешке елементе, заклучно до жељеза.)

Звијезда просјечне величине ће затим распршити своје вањске слојеве творећи тако планетарну маглицу. Језгро које преостаје ће постати мала лоптица дегенерисане материје не довољно масивне за даљи процес фузије коју подржаје дегенеративни притисак и зове се бијели патуљак. Потом ће се на крају претворити у црног патуљка.

Код већих звијезда фузија се одвија док се не заврши сажимање узрокујући те експлозију те звијезде и настанак супернове. Ово је једини космички процес који се дешава током људског вијека. Током хисторије су опсервиране као "нове звијезде" којих није било прије. Већина звјездане материје се распрши током експлозије формирајући маглице (попут Рак-маглице) а њени остаци колабирају у неутронску звијезду (пулсар или рендгенски распршивач, или у случају већих звијезда у црну рупу.

У састав распршених вањских слојева улазе и тешки елементи од који често граде нове звијезде или планете. Испуштена материја из супернове и звјездани вјетар великих звијезда играју кључну улогу у обликовању међузвјездане средине.

Стеларна еволуција углавном објашњава настанак и нестанак звијезда.

Стабилност звезде

[уреди | уреди извор]

Стабилност звезде зависи од 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. Уколико је маса звезде још већа долази до бесконачног сажимања у физички сингуларитет из којег више не може побећи чак ни светлост, те настаје црна рупа.

Класификација звијезда

[уреди | уреди извор]

Разни типови звијезда имају и различите спектре. Они су један од главних извора података о звијездама. Спектар звијезде се снима помоћу спектрографа и он тада показује разлиците тамне и свијетле линије које карактеризирју поједине елементе. Вруце и младе звијезде којима је главни извор енергије фузије водика у хелиј, имат це изражене карактеристицне линије та два елемента. Звијезде средњих типова имају много линија тежих елемената, а црвене звијезде (које су према звјезданим мјерилима старе звијезде) имају пуно линија које одговарају молекулама као што је титанијев оксид.

Редослијед “О Б А Ф Г К М” представља температурни низ од врућих плавих О звијезда према хладнијим црвеним M звијездама. Прва 3 типа се називају раним спектралним типом, задња три касним, будући да се прије мислило да је то еволуцијски низ; данас знамо да се то односи на разлике у маси.

Главни типови су се проширили додавањем подтипова означених бројевима од 0-9 (нпр. Б0-Б9). У почетку физикални смисао овакве подјеле није био познат, тек примјеном квантне механике и статистичке физике могуће је било пронаћи узроке различитих спектара.

Имена звијезда

[уреди | уреди извор]

Многе се звијезде идентификују само према каталошким бројевима, а само их неколико има властито име. Имена су традиционална и углавном су поријеклом из арапског, латинског и грчког језика, те као Фламстеедове десигнације или као Баyерове десигнације. Једина установа којој је дато право од стране научних кругова да именује звијезде и друга небеска тијела је Интернационална Астрономска Унија. Један број приватних компанија (нпр. као Интернационални Звјездани Регистар тврде да дају имена звјездама, али ипак ова имена не прихватају научни кругови нити их користе, па многи астрономски научни кругови виде ове организације као варалице које траже жртве међу неуким народом који нема појма о томе како се именују звијезде. Погледајте звјездане десигнације за више информација о томе како се дају имена звијездама.

Структура

[уреди | уреди извор]
Унутрашње структуре звезда главног низа, конвекционе зонее са кружним стрелицама и радијативне зоне са црвеним блицевима. Лево је црвени патуљак мале масе, у центру је жути патуљак средње величине и десно је масивна плаво-вела звезда главног низа.

Унутрашњост стабилне звезде је у стању хидростатичке равнотеже: силе у било којој малој запремини су скоро прецизно уравнотежене. Баланциране силе су: гравитациона сила која је усмерена ка унутрашњости и сила која делује у супротном смеру услед градијента притиска унутар звезде. Градијент притиска се успоставља путем температурног градијента плазме; спојашњи део звезде је хладнији од језгра. Температура језгра звезде главног низа или гигантске звезде је бар реда 107 К. Резултирајућа температура и притисак у јездру где водоник сагорева је довољна да дође до нуклеарне фузије и довољно енергије се производи да би се спречио даљи колапс звезде.[10][11]

При спајању атомских нуклеуса у језгру зведе, они емитују енергију у облику гама зрака. Ти фотони формирају интеракције са окружујућом плазмом, додајући термалну енергију у језгро. Звезде главног низа конвертују водоник у хелијум, креирајући споро али постојано хелијум у језгру. Коначно садржај хелијума постаје предоминантан и долази до престанка ослобађања енергије у језгру. Након тога, код звезда са виже од 0.4 M☉, фузија се одвија у споро експандирајућој љусци око хелијумског језгра.[12]

Начини реакција нуклеарне фузије

[уреди | уреди извор]
Преглед протон-протон ланца
Циклус угљеник-азот-кисеоник

Нуклеарна фузија је битна јер је она узрок гашења звијезда. Фузија је процес при којем се нуклеуси два лакша атома спајају у један тежи нуклеус. Иако је нуклеус који настане на овај начин тежи од било којег атома од којих је настао, није тежи од збира њихових тежина. Ова изгубљена маса је трансформисана у други вид енергије (свијетлост и тополоту). Фузији не подлијежу сви хемијски елементи. Мого ријеђе долази до фузије тешких елемената. Након што се фузијом дође до креирања жељеза (Фе) при реакцији не долази до ослобађања енергије. Због овог се звијезде хладе. Фузијом дође до спајања свих атома при чему настају разне врсте атома са разним масама све док не дође до креирања атома жељеза. Након тога звијезде не могу више производити топлоту, почињу се хладити и након јако дугог временског периода се и угасе.[8]

Процес водоничне фузије је сензитивн на температуру, тако да умерено повећање температуре језгра доводи до знатног повећања брзине фузије. Консеквентно температура језгра звезда је у опсегу од 4 милиона Келвина за мале звезде M-класе до 40 милиона Келвина за масивне звезде О-класе.[13]

Разне реакције нуклеарне фузије се одвијају у унутрашњости звјезданих језгара, зависно од њихове масе и хемијског састава (в. стеларна нуклеосинтеза).

Минимална сунчева маса неопходна за фузију
Елемент Сунчеве
масе
Водоник 0.01
Хелијум 0.4
Угљеник 5[14]
Неон 8

Звијезде почињу свој живот као облаци састављени углавном од 25% водоника, те хелија и тежих елеманата у мањим процентима.

У Сунцу са температуром језгра од око 107 К водоник се троши у процесу фузије да би настао хелиј у тзв. протон-протон реакцији[15]:

2(1Х + 1Х → 2Х + е+ + νе) (4.0 МеВ + 1.0 МеВ)
2(1Х + 2Х → 3Хе + γ) (5.5 МеВ)
3Хе + 3Хе → 4Хе + 1Х + 1Х (12.9 МеВ)

Ове реакције коначно постају:

41Х → 4Хе + 2е+ + 2γ + 2νе (26.7 МеВ)

У масивнијим звијездама хелиј се производи током циклуса реакција катализираним угљеником, тј. тзв. угљик-азот-кисеоник циклуса.[15]

У звијездама са температурама језгра од 108 К и масама између 0,5МСунца и 10МСун хелиј се трансформише у угљик у троструком афа-процесу[15]:

4Хе + 4Хе + 92 кеВ → 8*Бе
4Хе + 8*Бе + 67 кеВ → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 МеВ

Опћи облик ове реакције је:

34Хе → 12C + γ + 7.2 МеВ.

У масивним звездама, тежи елементи такође могу да сагоревају у контрактујућем језгру путем процеса неонског сагоревања и процеса кисеоничног сагоревања. У финалном стадијуму процеса звездане нуклеосинтезе долази до процеса сагоревања силицијума који доводи до продукције стаблног изотопа гвожђа-56. Фузија се не може даље одвијати, изузев путем ендотермног процеса, тако да се након тога енергија може ослободити само путем гравитациониг коллапса.[15]

Доња табеле илуструје количине времена које се неопходне за звезду са 20 M☉ да конзумира сво своје нуклеарног гориво. Као звезда О-класе, она има 8 пута већи радијус и 62,000 пута већу луминозност.[16]

Горивни
материал 		Температура
(милиона Келвина) 		Густина
(кг/цм3) 		Трајање сагоревања
(τ у годинама)
Х 37 0.0045 8.1 милиона
Хе 188 0.97 1.2 милиона
C 870 170 976
Не 1,570 3,100 0.6
О 1,980 5,550 1.25
С/Си 3,340 33,400 0.0315[17]

Звјездана митологија

[уреди | уреди извор]

Што се тиче сазвијежђа и самога Сунца звијезде у цјелини имају своју митологију. Сматране су душама умрлих или божанствима.

Веровало се да се Сунце ујутро рађа, а навече умире и да се сваки дан рађа ново Сунце. Тако је исток постао место истине и наде у живот, а запад таме, смрти и зла. Стога, између осталог, православни храмови и гробови су окренути ка истоку. Бетлехемска звезда водиља води три мудраца до пећине где се родио Спаситељ. Звезде су представљале просторно-временску оријентацију за људе у свим временима. Људи који верују у судбину сматрају да је све записано у звездама, а од звезда су створена и митолошка бића. Звезда је чест мотив на заставама муслиманских земаља због предисламске паганске традиције поштовања звезда као божанстава.

Референце

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Рицхмонд, Мицхаел. „Лате стагес оф еволутион фор лоw-масс старс”. Роцхестер Институте оф Тецхнологy. Приступљено 2006-08-04. 
  2. ↑ Ибен, Ицко, Јр. (1991). „Сингле анд бинарy стар еволутион”. Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес 76: 55–114. Бибцоде 1991ApJS...76...55I. ДОИ:10.1086/191565. 
  3. ↑ Холтон, Гералд Јамес; Брусх, Степхен Г. (2001). Пхyсицс, тхе хуман адвентуре: фром Цоперницус то Еинстеин анд беyонд (3рд изд.). Рутгерс Университy Пресс. стр. 137. ИСБН 0-8135-2908-5. 
  4. ↑ Пецкер, Јеан Цлауде; Кауфман, Сусан (2001). Ундерстандинг тхе хеавенс: тхиртy центуриес оф астрономицал идеас фром анциент тхинкинг то модерн цосмологy. Спрингер. стр. 291–291. ИСБН 3-540-63198-4. 
  5. ↑ Барбиери, Цесаре (2007). Фундаменталс оф астрономy. ЦРЦ Пресс. стр. 132–140. ИСБН 0-7503-0886-9. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Сацкманн, I.-Ј.; Боотхроyд, А. I. (2003). „Оур Сун. V. А Бригхт Yоунг Сун Цонсистент wитх Хелиосеисмологy анд Wарм Температурес он Анциент Еартх анд Марс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал 583 (2): 1024–1039. арXив:astro-ph/0210128. Бибцоде 2003ApJ...583.1024S. ДОИ:10.1086/345408. 
  7. ↑ Трипатхy, С. C.; Антиа, Х. M. (1999). „Инфлуенце оф сурфаце лаyерс он тхе сеисмиц естимате оф тхе солар радиус”. Солар Пхyсицс 186 (1/2): 1–11. Бибцоде 1999SoPh..186....1T. ДОИ:10.1023/A:1005116830445. 
  8. ↑ 8,0 8,1 Бахцалл, Јохн Н. (Јуне 29, 2000). „Хоw тхе Сун Схинес”. Нобел Фоундатион. Приступљено 2006-08-30. 
  9. ↑ „Стеллар Еволутион & Деатх”. НАСА Обсерваториум. Архивирано из оригинала на датум 2008-02-10. Приступљено 2006-06-08. 
  10. ↑ Хансен, Царл Ј.; Каwалер, Стевен D.; Тримбле, Виргиниа (2004). Стеллар Интериорс. Спрингер. стр. 32–33. ИСБН 0-387-20089-4. 
  11. ↑ Сцхwарзсцхилд, Мартин (1958). Струцтуре анд Еволутион оф тхе Старс. Принцетон Университy Пресс. ИСБН 0-691-08044-5. 
  12. ↑ „Форматион оф тхе Хигх Масс Елементс”. Смоот Гроуп. Приступљено 2006-07-11. 
  13. ↑ „Маин Сеqуенце Старс”. Тхе Астропхyсицс Спецтатор. Фебруарy 16, 2005. Приступљено 2006-10-10. 
  14. ↑ Гирарди, L.; Брессан, А.; Бертелли, Г.; Цхиоси, C. (2000). „Еволутионарy трацкс анд исоцхронес фор лоw- анд интермедиате-масс старс: Фром 0.15 то 7 Mсун, анд фром З=0.0004 то 0.03”. Астрономy анд Астропхyсицс Супплемент 141 (3): 371–383. арXив:astro-ph/9910164. Бибцоде 2000A&AS..141..371G. ДОИ:10.1051/aas:2000126. 
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 Wаллерстеин, Г. и др.. (1999). „Сyнтхесис оф тхе елементс ин старс: фортy yеарс оф прогресс” (ПДФ). Ревиеwс оф Модерн Пхyсицс 69 (4): 995–1084. Бибцоде 1997RvMP...69..995W. ДОИ:10.1103/RevModPhys.69.995. Приступљено 2006-08-04. 
  16. ↑ Wоослеy, С. Е.; Хегер, А.; Wеавер, Т. А. (2002). „Тхе еволутион анд еxплосион оф массиве старс”. Ревиеwс оф Модерн Пхyсицс 74 (4): 1015–1071. Бибцоде 2002RvMP...74.1015W. ДОИ:10.1103/RevModPhys.74.1015. 
  17. ↑ 11.5 дана је 0.0315 година.

Литература

[уреди | уреди извор]
  • Пицковер, Цлифф (2001). Тхе Старс оф Хеавен. Оxфорд Университy Пресс. ИСБН 0-19-514874-6. 
  • Гриббин, Јохн; Гриббин, Марy (2001). Стардуст: Суперновае анд Лифе—Тхе Цосмиц Цоннецтион. Yале Университy Пресс. ИСБН 0-300-09097-8. 
  • Хаwкинг, Степхен (1988). А Бриеф Хисторy оф Тиме. Бантам Боокс. ИСБН 0-553-17521-1. 
  • С.W. Стахлер & Ф. Палла: Тхе Форматион оф Старс. WИЛЕY-ВЦХ, Wеинхеим 2004, ИСБН 3-527-40559-3
  • Х.Х. Воигт: Абриß дер Астрономие. 4. Ауфлаге. Библиограпхисцхес Институт, Маннхеим 1988, ИСБН 3-411-03148-4.
  • Х. Сцхеффлер, Ханс Елсäссер: Пхyсик дер Стерне унд дер Сонне. 2. Ауфлаге. БИ-Wисс.-Верл., Маннхеим 1990, ИСБН 3-411-14172-7.
  • Рудолф Киппенхахн, А. Wеигерт: Стеллар струцтуре анд еволутион. Спрингер, Берлин 1990, ИСБН 3-540-50211-4 (енглисцх).
  • Н. Лангер: Лебен унд Стербен дер Стерне. Бецксцхе Реихе. Бецк, Мüнцхен 1995, ИСБН 3-406-39720-4.
  • D. Приалник: Ан Интродуцтион то тхе Тхеорy оф Стеллар Струцтуре анд Еволутион. Цамбридге Университy Пресс, Цамбридге 2000, ИСБН 0-521-65065-8.
  • Ј.Беннетт, M.Донахуе, Н.Сцхнеидер, M.Воитх: Астрономие (Капител 14–16), Хсг. Харалд Лесцх, 5. Ауфлаге (1170 С.), Пеарсон-Студиенверлаг, Мüнцхен-Бостон-Харлоw-Сyднеy-Мадрид 2010
  • Тхассило вон Сцхеффер, Дие Легенден дер Стерне, 1939.
  • Форбес, Георге (1909). Wаттс & Цо. (Фрее е-боок фром Пројецт Гутенберг). ур. Хисторy оф Астрономy. Лондра. 
  • Унсöлд, Албрецхт (1969). Спрингер-Верлаг. ур (ен). Тхе Неw Цосмос. Неw Yорк. 
  • Схипман, Х. L. (1984). L'Универсо инqуието. Гуида алл'оссервазионе а оццхио нудо е цон ил телесцопио. Интродузионе алл'астрономиа. Бологна. ИСБН 88-08-03170-5. 
  • Бантам Боокс, ур (ен). А Бриеф Хисторy оф Тиме. ИСБН 0-553-17521-1. 
  • Реевес, Х. (2000). Риззоли–БУР. ур. L'еволузионе цосмица. Милано. ИСБН 88-17-25907-1. 
  • Гриббин, Јохн; Марy Гриббин (2001). Yале Университy Пресс. ур (ен). Стардуст: Суперновае анд Лифе—Тхе Цосмиц Цоннецтион. ИСБН 0-300-09097-8. 
  • АА.ВВ (2002). Де Агостини. ур. L'Универсо - Гранде енцицлопедиа делл'астрономиа. Новара. 
  • Гриббин, Ј. (2005). Гарзанти. ур. Енцицлопедиа ди астрономиа е цосмологиа. Милано. ИСБН 88-11-50517-8. 
  • Оwен, W.; ет ал (2006). Ил Виаггиаторе. ур. Атланте иллустрато делл'Универсо. Милано. ИСБН 88-365-3679-4. 

Повезано

[уреди | уреди извор]

Вањске везе

[уреди | уреди извор]
Преузето из „https://sh.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvijezda&oldid=41805203”