Звезда — разлика између измена
Садржај обрисан Садржај додат
м sablon cinjenica |
м sablon cinjenica |
||
Ред 12:
У нашој [[Млечни пут|галаксији]] процењује се на има око 200 милијарди звезда. Однос сјаја и величине звезде приказује се [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовим дијаграмом]]. Сматра се да има најмање 70 секстилиона звезда у познатом делу нашег Свемира (70 000 000 000 000 000 000 000 ili 7 × 10<sup>22</sup>).
Велики број звезда је старости око милијарду или 10 милијарди година. Неке звезде чак могу достићи и 13,7 милијарди година, што представља приближну старост Свемира. Према величини разликујемо сићушне [[неутронска звезда|неутронске звезде]] (које су заправо мртве звезде не веће од неког градића), [[Супергигантска звезда|супергиганте]] (веледивове) какви су [[Северњача]] и [[Бетелгез]] пречника који је око 1 000 већи од Сунчевог,<ref name="late stages">{{cite web|last=Richmond| first = Michael|url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|title = Late stages of evolution for low-mass stars|publisher = Rochester Institute of Technology
| accessdate = 4. 8. 2006}}</ref> али и пред тога су много мање густине него Сунце. Једна од најмасивнијих звезда је [[Ета Прамца]] чија је маса 100-150 пута већа од Сунчеве.
Линија 33 ⟶ 32:
| [[Сунчев радијус]]
| -{''R''<sub>⊙</sub>}- = {{nowrap|6.960 × 10<sup>8</sup> -{m}-}}<ref>{{cite journal|last1=Tripathy| first1=S. C. |last2=Antia| first2=H. M.|title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
| journal=Solar Physics | date=1999|volume=186 | issue=1/2 |pages=1–11| bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>
|}
Линија 52 ⟶ 50:
| 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 60 ⟶ 57:
Пошто већина звезда потроши своје залихе водоника, улази у нестабилну фазу сагоревања хелијума, и тад се њихови спољни слојеви шире и хладе, па тако формирају црвене џинове. За приближно 6 милијарди година, када Сунце постане црвени џин, спржиће планете [[Меркур]] и [[Венера|Венеру]]. У међувремену се језгро довољно компресује како би могла започети нуклеарна фузија даљих елемената, а звезда се прегрејава и сабија. Теже звезде производе у процесу фузије и тешке елементе, закључно до [[гвожђе|гвожђа]].
Звезда просечне величине ће затим распршити своје спољне слојеве правећи тако [[планетарна маглина|планетарну маглину]]. Језгро које преостаје ће постати мала лоптица [[дегенерисана материја|дегенерисане материје]] недовољно масивна за даљи процес фузије и коју одржава дегенеративни притисак. Овакав објекат се зове [[бели патуљак]]. Он сагореваја своје гориво врло споро, од сто до билион година. Потом, како време одмиче, ће се довољно охладити и на крају ће се претворити у [[црни патуљак|црног патуљка]].<ref>{{cite web|url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
| archiveurl = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
| archivedate = 10. 2. 2008|title = Stellar Evolution & Death|publisher = NASA Observatorium
Линија 198 ⟶ 194:
[[Датотека:Sirius A and B artwork.jpg|лево|мини|[[Бели патуљак]] у орбити око [[Сиријус]]а (уметнички приказ).]]
Звезде нису равномерно раширене по свемиру, него су нормално груписане у галаксије заједно са интерстеларним гасом и прашином. Типична галаксија садржи стотине милијарди звезда, и има више од 100 милијарди (10<sup>11</sup>) галаксија у [[Видљиви свемир|видљивом свемиру]].<ref>{{cite web |title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? |publisher=Royal Greenwich Observatory |url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe |accessdate = 18. 7. 2006}}</ref> Године 2010, једна процена броја звезда у видљивом свемиру је била 300 [[секстилион]]а ({{nowrap|3 × 10<sup>23</sup>}}).<ref>{{cite news|last=Borenstein|first=Seth| date = 1. 12. 2010|title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News|url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | accessdate = 14. 7. 2011}}</ref> Мада се обично верује да звезде постоје само унутар галаксија, откривене су и интергалактичке звезде.<ref>{{cite news|title=Hubble Finds Intergalactic Stars|publisher=Hubble News Desk | date = 14. 1. 1997|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
| accessdate = 6. 11. 2006}}</ref>
[[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 229 ⟶ 222:
<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
|arxiv=1302.3180
|bibcode=2013ApJ...765L..12B
| |||