Звезда — разлика између измена

58 бајтова додато ,  пре 6 месеци
м
razne izmene
м (page -> page1)
м (razne izmene)
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 у ствари 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.
 
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 | bibcode=1991ApJS...76...55I|doi=10.1086/191565|pages=55-11455–114}}</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.{{sfn|Holton|Brush|2001|pp=137}}{{sfn|Pecker|Kaufman|2001|pp=291}}{{sfn|Barbieri|2007|pp=132-140132–140}}
 
== Мерне јединице ==
:{|
| [[Сунчева маса]]:
| {{Solar mass}} = {{nowrap|1.9891 × 10<sup>30</sup> -{kg}-}}<ref name="constants">{{cite journal|last=Sackmann| first=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 | bibcode=2003ApJ...583.1024S|doi=10.1086/345408 |arxiv = astro-ph/0210128|pages=1024-10391024–1039}}</ref>
|-
| [[Сунчева луминозност]]:
|-
| [[Сунчев радијус]]
| -{''R''<sub>⊙</sub>}- = {{nowrap|6.960 × 10<sup>8</sup> -{m}-}}<ref>{{cite journal|last=Tripathy| first=S. C. |last2=Antia| first2=H. M.|title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius|journal=Solar Physics |year=1999|volume=186 | issue=1/2 |pages=1-111–11| 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=555-584555–584| doi= 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
| bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}</ref><ref>{{cite journal|last=Lada| first=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=57-11557–115| 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]].
[[Датотека:Star types.svg|десно|мини|Унутрашње структуре [[Главни низ|звезда главног низа]], конвекционе зоне са кружним стрелицама и радијативне зоне са црвеним блицевима. Лево је [[црвени патуљак]] мале масе, у центру је [[жути патуљак]] средње величине и десно је масивна [[Харвардска спектрална класификација|плаво-вела звезда главног низа]].]]
 
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 10<sup>7</sup> [[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|last=Hansen| first=Carl J. |last2=Kawaler| first2=Steven D. |last3=Trimble| first3=Virginia | title=Stellar Interiors | publisher=Springer |year=|isbn=978-0-387-20089-7|pages=32-3332–33}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{Cite book|last=Schwarzschild|first=Martin| title=Structure and Evolution of the Stars | publisher=Princeton University Press |year=1958|isbn=978-0-691-08044-4|pages=}} Note: Book republished by Dover as. {{page|year=2004|isbn=978-0-486-61479-3|pages=}} but. in the cite book template is the one as published by Prin. University Press</ref>
 
При спајању атомских нуклеуса у језгру зведе, они емитују енергију у облику [[Гама зраци|гама зрака]]. Ти фотони формирају интеракције са окружујућом плазмом, додајући термалну енергију у језгро. Звезде главног низа конвертују водоник у хелијум, креирајући споро али постојано хелијум у језгру. Коначно садржај хелијума постаје предоминантан и долази до престанка ослобађања енергије у језгру. Након тога, код звезда са више од 0.4 {{Солар масс}}, фузија се одвија у споро експандирајућој љусци око хелијумског језгра.<ref>{{cite web|url=http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate=11. 7. 2006}}</ref>
| Хелијум ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| Угљеник ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal|last=Girardi| first=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 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G|pages=371-383371–383}}</ref>
|-
| Неон ||style="text-align: center;"| 8
Звезде почињу свој живот као облаци састављени углавном од 25% водоника, те хелијума и тежих елеманата у мањим процентима.
 
У Сунцу са температуром језгра од око 10<sup>7</sup> -{K}-, и водоник се троши у процесу фузије да би настао хелијум у тзв. [[Низ протон-протон|протон-протон реакцији]]:<ref name="synthesis">{{cite journal | display-authors=1|last=Wallerstein| first=G. | last2=Iben Jr. | first2=I. |last3=Parker| first3=P. |last4=Boesgaard| first4=A. M. |last5=Hale| first5=G. M. |last6=Champagne| first6=A. E. |last7=Barnes| first7=C. A. | last8=KM-dppeler | first8=F. |last9=Smith| first9=V. V. | last10=Hoffman | first10=R. D. | last11=Timmes | first11=F. X. | last12=Sneden | first12=C. | last13=Boyd | first13=R. N. | last14=Meyer | first14=B. S. | last15=Lambert | first15=D. L. | title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics |year=1999| volume=69 | issue=4 | url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf| format=PDF | accessdate=4. 8. 2006 | doi=10.1103/RevModPhys.69.995 | bibcode=1997RvMP...69..995W|pages=995-1084995–1084}}</ref>
 
: -{2([[Водоник|<sup>1</sup>H]] + <sup>1</sup>H → [[deuterijum|<sup>2</sup>H]] + [[pozitron|e<sup>+</sup>]] + [[neutrino|ν<sub>e</sub>]]) (4.0 [[Elektronvolt|MeV]] + 1.0 MeV)}-
У масивним звездама, тежи елементи такође могу да сагоревају у контрактујућем језгру путем [[Процес неонског сагоревања|процеса неонског сагоревања]] и [[Процес кисеоничног сагоревања|процеса кисеоничног сагоревања]]. У финалном стадијуму процеса звездане нуклеосинтезе долази до [[Процес сагоревања силицијума|процеса сагоревања силицијума]] који доводи до продукције стабилног изотопа гвожђа-56. Фузија се не може даље одвијати, изузев путем [[ендотермног]] процеса, тако да се након тога енергија може ослободити само путем гравитациониг колапса.<ref name="synthesis" />
 
Доња табела илуструје количине времена које се неопходне за звезду са 20 {{Solar mass}} да конзумира сво своје нуклеарно гориво. Као звезда О-класе, она има 8 пута већи радијус и 62.000 пута већу луминозност.<ref>{{cite journal|last=Woosley| first=S. E. |last2=Heger| first2=A. |last3=Weaver| first3=T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics |year=2002| volume=74 | issue=4 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015|pages=1015-10711015–1071}}</ref>
{{-}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
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>
 
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|last=Holmberg|first=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=209-216209–216}}</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]].
 
Услед релативно огромних растојања између звезда изван галактичког језгра, сматра се да су колизије између звезда ретке. У гушћим регионима као што је језгро глобуларног кластера или галактички центар, колизије су чешће.<ref name="DarkMatter">{{cite news|title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic |publisher= CNN News |date=2. 6. 2000 |url= http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |archiveurl= https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |archivedate=7. 1. 2007 |accessdate=21. 1. 2014}}</ref> Такве колизије могу да произведу такозване [[звезде плавог заостајања]]. Те абнормалне звезде имају вишу температуру површине него друге главне секвенце звезда са истим сјајом у кластеру коме припадају.<ref>{{cite journal |display-authors= 1|first=J. C. |last=Lombardi, Jr. |last2=Warren|first2= J. S. |last3=Rasio|first3= F. A. |last4=Sills|first4= A. |last5=Warren|first5= A. R. |title= Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers |journal= The Astrophysical Journal |year=2002|volume= 568 |issue= 2 |bibcode= 2002ApJ...568..939L |doi= 10.1086/339060|arxiv= astro-ph/0107388|pages=939-953939–953}}</ref>
 
== Звезда у митологији, философији и поезији ==
* {{Cite book| ref=harv|first=Victor G. | last=Szebehely|last2=Curran| first2=Richard B. |year=1985|title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies|publisher=Springer|isbn=978-90-277-2046-7|pages=}}
* {{Cite book| ref=harv|last=Schwarzschild|first=Martin| title=Structure and Evolution of the Stars | publisher=Princeton University Press |year=1958|isbn=978-0-691-08044-4|pages=}} Note: Book republished by Dover as. {{page|year=2004|isbn=978-0-486-61479-3|pages=}} but. in the cite book template is the one as published by Prin. {{page1|location=|publisher=University Press|year=|id=|pages=}}
* {{Cite book| ref=harv|last=Hansen| first=Carl J. |last2=Kawaler| first2=Steven D. |last3=Trimble| first3=Virginia | title=Stellar Interiors | publisher=Springer |year=|isbn=978-0-387-20089-7|pages=32-3332–33}}
* {{Cite book| ref=harv|last=Barbieri|first=Cesare|year=2007|title=Fundamentals of astronomy| publisher=CRC Press|isbn=978-0-7503-0886-1|pages=132-140132–140}}
* {{Cite book| ref=harv|last=Pecker|first=Jean Claude|last2=Kaufman|first2=Susan|title=Understanding the heavens: thirty centuries of astronomical ideas from ancient thinking to modern cosmology | publisher=Springer|year=2001|isbn=978-3-540-63198-9|pages=291-291291–291}}
* {{Cite book| ref=harv|last=Holton|first=Gerald James|last2=Brush|first2=Stephen G.|title=Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond|year=2001| edition=3rd|publisher=Rutgers University Press|isbn=978-0-8135-2908-0|pages=137}}
* {{Cite book| ref=harv| first=Cliff |last=Pickover|year=2001|title=The Stars of Heaven | publisher=Oxford University Press |isbn=978-0-19-514874-9|pages=}}
* H.H. Voigt: ''Abriß der Astronomie.'' 4. izdanje. Bibliographisches Institut, Mannheim. {{page|year=1988|isbn=978-3-411-03148-1|pages=}}
* H. Scheffler, Hans Elsässer: ''Physik der Sterne und der Sonne.'' 2. izdanje. BI-Wiss.-Verl., Mannheim. {{page|year=1990|isbn=978-3-411-14172-2|pages=}}
* {{citeCite book| ref = harv | author=Rudolf Kippenhahn, A. Weigert|title=Stellar structure and evolution.|publisher=Springer|location=Berlin|year=1990|isbn=978-3-540-50211-1|pages=}} (englisch).
* N. Langer: ''Leben und Sterben der Sterne.'' Becksche Reihe. Beck. {{page1|publisher=|location=München|year=1995|isbn=978-3-406-39720-2|pages=}}
* {{citeCite book| ref = harv | author=D. Prialnik|title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution|publisher=Cambridge University Press|location=Cambridge|year=2000|isbn=978-0-521-65065-6|pages=}}
* J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: ''Astronomie (Kapitel 14–16)'', Hsg. Harald Lesch, 5. izdanje (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
* Thassilo von Scheffer, ''Die Legenden der Sterne'', 1939.
1.572.075

измена