Zvijezda

Zvijezda je sferoidno nebesko tijelo koji se sastoji od ogromne mase plazme koju drži zajedno vlastita gravitacija. Zvijezde se vide kao svijetleće tačkice na noćnom nebu koje bljeskaju zbog efekta Zemljine atmosfere i njihove udaljenosti od nas. Sunce je izuzetak jer je ono 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.
mini|desno|200px|Plejade
Ipak, pored ove udaljenosti i nekolikom puta većih udaljenosti, postoji još nekoliko zvijezda koje smatramo najbližim (pogledati listu najbližih 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 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, 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 raspršuje se u Svemir kao elektromagnetno 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). 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.

 Zvjezdana formacija i evolucija 
mini|desno|200px|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.

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 stotinu do bilion godina. Na kraju svojih života postaju sve tamnije i tamnije i potom postaju crni patuljci.

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, zaključno do željeza.)

Zvijezda prosječne veličine će zatim raspršiti svoje vanjske slojeve tvoreći tako planetarnu maglicu. Jezgro koje preostaje će postati mala loptica degenerisane materije nedovoljno 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 i eksploziju te zvijezde i nastanak supernove. 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 (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.

 Klasifikacija 

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 odgovaraju molekulama kao što je titanij 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 bilo je moguće pronaći uzroke različitih spektara.

 Nazivi 

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 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 Međunarodna astronomska unija. Jedan broj privatnih kompanija (npr. kao Međunarodni 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. Pogledati zvjezdane designacije za više informacija o tome kako se daju imena zvijezdama.

 Načini reakcija nuklearne fuzije 

Nuklearna fuzija je bitna jer je on 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 toplota). Fuziji ne podliježu svi hemijski 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.

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 107 K vodik se troši u procesu fuzije da bi nastao helij u tzv. proton-proton reakciji:

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 ugljikom, tj. tzv. ugljik-azot-kiseonik ciklusa.

U zvijezdama sa temperaturama jezgra od 108 K i masama između 0,5MSunca i 10MSun helij se transformiše u ugljik u trostrukom 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 

 Također pogledajte 
 NML Cygni
 Galaktocentrična udaljenost

 Vanjski linkovi 
 Farlexova Enciklopedija-poglavlje Zvijezda
 Sazviježđa i njihove zvijezde 
 zvijezda
 Arapski nazivi zvijezda
 Stranica o imenima zvijezda od Davida Harpera i Lynne Marie Stockman
 Stranica IAU-e o imenima zvijezda
 Maorski nazivi sazviježđa i zvijezda
 Stranica The Electronic Sky - indeks vlastitih imena zvijezda

Kategorija:Astronomski objekti
Kategorija:Zvijezde
Kategorija:Koncepti u astronomiji
Kategorija:Zvjezdana astronomija
Kategorija:Izvori svjetlosti