Звезда

Из пројекта Википедија

Звезда је свемирски објект који се састоји од велике количине плазме, већином настале од међузвезданог водоника. Звезда исијава светлост и топлоту који настају у термонуклеарним реакцијама у средишту звезде.

Звезде

Стабилност звезде зависи о две међусобно супротстављене силе:

термонуклеарне реакције ослобађајући огромну енергију доводе до фантастичног притиска у језгру звезде и тако настоје да распрше материјал звезде у околни простор
сила гравитације, која се томе супротставља, настоји да задржи масу звезде на окупу

Ако превлада сила гравитације, материјал звезде се сажима, па настају звезде у којима је материја сабијена до врло високих густина (неутронске звезде, бели патуљци), а ако је маса звезде већа од одређене критичне границе или Чандрасекарова граница долази до бесконачног сажимања у физикални сингуларитет из којег више не може побећи чак ни светлост црна рупа. Ако надвлада прва тенденција, звезда може да експлодира у силовитој експлозији и тако настаје нова или супернова. Однос сјаја и величине звезде приказује се Херцшпрунг-Раселовим дијаграмом. Просечна галаксија садржи око стотину милијарди звезда.

[уреди] Формација и еволуција

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

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

Мале звезде, 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.

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

Бели патуљак

Звезда просечне величине ће затим распршити своје спољне слојеве правећи 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 бели патуљак. Потом ће се на крају претворити у црног патуљка.

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

У састав распршених спољних слојева улазе и тешки елементи од који често граде нове звезде или планете. Испуштена материја из супернове и звездани ветар великих звезда играју кључну улогу у обликовању међузвездане средине.

Стеларна еволуција углавном објашњава настанак и нестанак звезда.

[уреди] Имена

Многе звезде се идентификују само према каталошким бројевима, а само их неколико има властито име. Имена су традиционална и углавном су пореклом из арапског, латинског и грчког језика, па као Фламстеедове десигнације или као Бајерове десигнације. Једина установа којој је дато право од стране научних кругова да именује звезде и друга небеска тела је Међународна астрономска унија. Један број приватних компанија (нпр. као Међународни звездани регистар) тврде да дају имена звездама, али ипак ова имена не прихватају научни кругови нити их користе, па многи астрономски научни кругови виде ове организације као преваранте које траже жртве међу неуким народом који не зна како се именују звезде.