Звезда — разлика између измена

| title = Late stages of evolution for low-mass stars

| publisher = Rochester Institute of Technology

 

Стеларна астрономија проучава звезде и појаве које показују различити облици/развојна стања звезда. Многе су зезде су силама гравитације повезане са другим звездама формирајући тако [[двојне звезде]] (бинарне звезде).<ref name="iben">{{cite journal

| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html

| title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation

 

Звезде проводе око 90% свога „живота“ трошећи [[водоник]] у процесу [[Нуклеарна фузија|фузије]] да би произвеле [[хелијум]] у реакцијама под високим притиском у близини језгра. За овакве звезде се каже да су то звезде [[главни низ|главног низа]].

| url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html

| archiveurl = http://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html

| title = Stellar Evolution & Death

| publisher = NASA Observatorium

 

Код већих звезда фузија се одвија док се не заврши сажимање узрокујући експлозију те звезде и настанак [[супернова|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 [[Месје 1|Рак маглине]]), а њени остаци колабрирају у [[неутронска звезда|неутронску звезду]] ([[пулсар]] или [[рендгенски распршивач]], или у случају већих звезда у [[црна рупа|црну рупу]].

Унутрашњост стабилне звезде је у стању [[хидростатичка равнотежа|хидростатичке равнотеже]]: силе у било којој малој запремини су скоро прецизно уравнотежене. Балансиране силе су: гравитациона сила која је усмерена ка унутрашњости и сила која делује у супротном смеру услед [[градијент]]а 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 [[келвин|K]]. Резултирајућа температура и притисак у језгру где водоник сагорева је довољна да дође до [[нуклеарна фузија|нуклеарне фузије]] и довољно енергије се производи да би се спречио даљи колапс звезде.<ref name="hansen">{{cite book|last1=Hansen| first1=Carl J. |last2=Kawaler| first2=Steven D. |last3=Trimble| first3=Virginia | title=Stellar Interiors | publisher=Springer |year=2004|id=ISBN 0-387-20089-4 |pages=32–33}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|last=Schwarzschild|first=Martin| title=Structure and Evolution of the Stars | publisher=Princeton University Press |year=1958|id=ISBN 0-691-08044-5}} Note: Book republished by Dover as. {{page|year=|id=ISBN 0-486-61479-4|pages=}} but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press</ref>

 

 

== Начини реакција нуклеарне фузије ==

{{Multiple image|direction=vertical|align=left|image1=FusionintheSun.svg|image2=CNO Cycle.svg|width=200|caption1=Преглед протон-протон ланца|caption2=Циклус угљеник-азот-кисеоник}}

 

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 М-класе до 40 милиона Келвина за масивне звезде О-класе.<ref name="aps_mss">{{cite web

| title=Main Sequence Stars

| publisher=The Astrophysics Spectator

 

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

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

 

 

: -{2([[Водоник|¹H]] + ¹H → [[deuterijum|²H]] + [[pozitron|e⁺]] + [[neutrino|ν_e]]) (4.0 [[Elektronvolt|MeV]] + 1.0 MeV)}-

[[Датотека:Sirius A and B artwork.jpg|лево|thumb|[[Бели патуљак]] у орбити око [[Сиријус]]а (уметнички приказ).]]

 

|last=Borenstein|first=Seth| date=1. 12. 2010

| title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News

| title=Hubble Finds Intergalactic Stars

| publisher=Hubble News Desk | date= 14. 1. 1997

| url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/

 

[[Звездани систем|Вишезвездани систем]] се састоји од две или више гравитационо везане звезде које ротирају једна око друге. Најједноставнији и најчешћи вишезвездани систем је [[Dvojne i višestruke zvezde|бинарна звезда]], мада су исто тако нађени системи са три или више звезда. Ради орбиталне стабилносити, такви вишезвездани системи су често организовани у хијерархијске сетове бинарних звезда.<ref>{{cite book

| url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html

| title=Most Milky Way Stars Are Single

 

Најближа звезда Земљи, осим Сунца, је [[Проксима Кентаури]], која је удаљена 39.9 трилиона километара, или 4.2 светлосне године. Путујући орбиталном брзином [[Спејс-шатл]]а (8 km у секунди — скоро 30,000 km на сат), било би потребно скоро 150.000 година да се досегне.<ref>3.99 × 10¹³ km / (3 × 10⁴ km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10⁵ years.</ref> То је типична стеларна сепарација у [[Галактички диск|галактичким дисковима]].<ref>{{cite journal |last1=Holmberg|first1=J. |last2=Flynn|first2=C. |title=The local density of matter mapped by Hipparcos |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=313 |issue=2 |year=2000|bibcode=2000MNRAS.313..209H |doi= 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv= astro-ph/9812404|pages=209–216}}</ref> Звезде могу да буду знатно ближе једна другој у центрима галаксија и у [[Збијено звездано јато|глобуларним кластерима]], или далеко удаљеније у [[Спирална галаксија|галактичким спиралама]].

 

 

== Звезда у митологији, философији и поезији ==

{{reflist|2|refs=

 

 

<ref name=Bond-140283>