Звезда — разлика између измена
Садржај обрисан Садржај додат
м sablon cinjenica; козметичке измене |
м sablon cinjenica |
||
Ред 17:
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|last=Iben| first = Icko, Jr.|title=Single and binary star evolution
| journal=Astrophysical Journal Supplement Series|year=1991| volume=76 |pages=55–114| bibcode=1991ApJS...76...55I|doi=10.1086/191565}}</ref> Такође постоје и веће звездане групе познате као [[звездана јата]] или кластери. Звезде нису једнолико распршене у [[Свемир]]у већ се групишу у још веће звездане групе познате као [[галаксија|галаксије]]. Обичну галаксију сачињавају билиони звезда.<ref>{{Cite book|author=Holton, Gerald James| author2=Brush, Stephen G.|title=Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond|year=2001|pages=137| edition=3rd|publisher=Rutgers University Press|isbn=978-0-8135-2908-0|pages=}}</ref><ref>{{Cite book|author=Pecker, Jean Claude| author2=Kaufman, Susan|title=Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology |pages=291–291| publisher=Springer|year=2001|isbn=978-3-540-63198-9|pages=}}</ref><ref>{{Cite book|last=Barbieri|first=Cesare| date=2007|title=Fundamentals of astronomy|pages=132–140| publisher=CRC Press|isbn=978-0-7503-0886-1|pages=}}</ref>▼
▲ | doi=10.1086/191565}}</ref> Такође постоје и веће звездане групе познате као [[звездана јата]] или кластери. Звезде нису једнолико распршене у [[Свемир]]у већ се групишу у још веће звездане групе познате као [[галаксија|галаксије]]. Обичну галаксију сачињавају билиони звезда.<ref>{{Cite book|author=Holton, Gerald James| author2=Brush, Stephen G.|title=Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond|year=2001|pages=137| edition=3rd|publisher=Rutgers University Press|isbn=978-0-8135-2908-0|pages=}}</ref><ref>{{Cite book|author=Pecker, Jean Claude| author2=Kaufman, Susan|title=Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology |pages=291–291| publisher=Springer|year=2001|isbn=978-3-540-63198-9|pages=}}</ref><ref>{{Cite book|last=Barbieri|first=Cesare| date=2007|title=Fundamentals of astronomy|pages=132–140| publisher=CRC Press|isbn=978-0-7503-0886-1|pages=}}</ref>
== Мерне јединице ==
Линија 27 ⟶ 26:
| {{Solar mass}} = {{nowrap|1.9891 × 10<sup>30</sup> -{kg}-}}<ref name="constants">{{cite journal|last1=Sackmann| first1=I.-J. |last2=Boothroyd| first2=A. I.|title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
| journal=The Astrophysical Journal |year=2003| volume=583
| issue=2 |pages=1024–1039| bibcode=2003ApJ...583.1024S|doi=10.1086/345408 |arxiv = astro-ph/0210128}}</ref>
|-
| [[Сунчева луминозност]]:
Линија 54 ⟶ 52:
| issue=1 |pages=57–115| doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844
| bibcode=2003ARA&A..41...57L
|arxiv = astro-ph/0301540}}</ref> Гравитациона нестабилост покреће ударне таласе из [[супернова|супернове]],<ref name="sunshine">{{cite web|last=Bahcall| first = John N.|date = 29. 6. 2000
| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html|title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
| accessdate = 30. 8. 2006}}</ref> а густина материје је још мања од земаљске [[вакуумска комора|вакуумске коморе]].
Линија 108 ⟶ 105:
Нуклеарна фузија је битна јер је она узрок гашења звезда. Фузија је процес при којем се [[Атомско језгро|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 [[енергија|енергије]] (светлост и тополоту). Фузији не подлежу сви [[хемијски елементи]]. Мого ређе долази до фузије тешких елемената. Након што се фузијом дође до креирања гвожђа (-{Fe}-) при реакцији не долази до ослобађања енергије. Због овог се звезде хладе. Фузијом долази до спајања свих атома при чему настају разне врсте атома са разним масама све док не дође до креирања атома гвожђа. Након тога звезде не могу више да производе топлоту, почињу да се хладе и након јако дугог временског периода се и угасе.<ref name="sunshine" />
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|date = 16. 2. 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main Sequence Stars|publisher=The Astrophysics Spectator
| accessdate = 10. 10. 2006}}</ref>
Линија 209 ⟶ 205:
[[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|first1=Victor G. | last1=Szebehely|last2=Curran| first2=Richard B. | date=1985|title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies|publisher=Springer|isbn=978-90-277-2046-7|pages=}}</ref> Велике групе зване [[звездани кластер]]и такође постоје. Они су у опсегу од лабавих [[Стеларна кинематика|стеларних асоцијација]] са само неколико звезда, све до енормних [[Збијено звездано јато|глобуларних кластера]] са стотинама хиљада звезда. Такви системи ротирају око своје галаксије.
Дуго времена постоји претпоставка да се већина звезда јавља у гравитационом везаним, вишезвезданим системима. То посебно важи за веома масивне O и B класе звезда, где се сматра да 80% звезда припада мултизвезданим системима. Пропорција једнозвезданих система се повећава са смањењем звездане масе, тако да је за само 25% црвених патуљака познато да имају стеларне пратиоце. Како су 85% свих звезда црвени патуљци, већина звезда у Млечном путу је вероватно била самостална од настанка.<ref>{{cite press release|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|date = 30. 1. 2006
| url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html|title=Most Milky Way Stars Are Single
| accessdate = 16. 7. 2006}}</ref>
Линија 233 ⟶ 228:
<ref name=Bond-140283>
{{cite journal|title=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang|date=2013|author1=H. E. Bond |author2=E. P. Nelan |author3=D. A. VandenBerg |author4=G. H. Schaefer |author5=D. Harmer|doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
|journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]
|volume=765 |pages=L12|issue=1
Линија 262 ⟶ 255:
* J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: ''Astronomie (Kapitel 14–16)'', Hsg. Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
* Thassilo von Scheffer, ''Die Legenden der Sterne'', 1939.
* {{Cite book |ref= harv|last=Forbes|first=George| title=History of Astronomy| publisher=Watts & Co. (Free e-book from Project Gutenberg) | location = Londra |year=1909| url=http://www.gutenberg.org/etext/8172
* {{Cite book |ref= harv|last=Unsöld|first=Albrecht| title=The New Cosmos | publisher=Springer-Verlag | location =New York |year=1969| language = en
* {{Cite book |ref= harv| last= Shipman| first = H. L. | title= L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia| editor= Zanichelli| location = Bologna |year=1984|isbn=978-88-08-03170-9}}
* {{Cite book |ref= harv| autor= Stephen Hawking | autor-link = Stephen Hawking | title=A Brief History of Time|year=1988| publisher=Bantam Books |isbn=978-0-553-17521-9| language = en}}
| |||