Звезда — разлика између измена

50 бајтова уклоњено ,  пре 2 године
м
sablon cinjenica
м (sablon cinjenica)
м (sablon cinjenica)
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.
| 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.
 
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>
| 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>
 
== Мерне јединице ==
:{|
| [[Сунчева маса]]:
| {{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>
| 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]]:
|-
| [[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
| journal=Solar Physics | date=1999|volume=186 | issue=1/2 |pages=1–11| bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>
|}
[[Датотека:Sirius A and B artwork.jpg|мини|250п|Бели патуљак]]
 
Према мишљењу астронома, звезде настају у [[молекуларни облак|молекуларним облацима]], тј. великим подручјима незнатно велике густине материје и које настају због гравитационе нестабилности унутар ових облака.<ref>{{cite journal|last=Woodward| first=P. R.|title=Theoretical models of star formation|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|year=1978| volume=16|issue=1 |pages=555–584| doi= 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|year=1978| volume=16
| issue=1 |pages=555–584| doi= 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
| bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}</ref><ref>{{cite journal|last1=Lada| first1=C. J.|last2=Lada| first2= E. A.|title= Embedded Clusters in Molecular Clouds|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|year=2003| volume= 41|issue=1 |pages=57–115| doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844
| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|year=2003| volume= 41
| 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]].
| accessdate = 30. 8. 2006}}</ref> а густина материје је још мања од земаљске [[вакуумска комора|вакуумске коморе]].
 
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]].
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|accessdate = 8. 6. 2006}}</ref>
| accessdate = 8. 6. 2006}}</ref>
 
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]].
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>
| accessdate = 10. 10. 2006}}</ref>
 
Разне реакције нуклеарне фузије се одвијају у унутрашњости звезданих језгара, зависно од њихове масе и хемијског састава (в. [[стеларна нуклеосинтеза]]).
| Хелијум ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| Угљеник ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal|last1=Girardi| first1=L. |last2=Bressan| first2=A. |last3=Bertelli| first3=G. |last4=Chiosi| first4=C. | title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement|year=2000| volume=141|issue=3 |pages=371–383| doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G}}</ref>
| journal=Astronomy and Astrophysics Supplement|year=2000| volume=141
| issue=3 |pages=371–383| doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G}}</ref>
|-
| Неон ||style="text-align: center;"| 8
[[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>
| 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>
| accessdate = 16. 7. 2006}}</ref>
 
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 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> 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]].
 
<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
|journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]|volume=765 |pages=L12|issue=1
|arxiv=1302.3180
|bibcode=2013ApJ...765L..12B
1.572.075

измена