zvijezda

zvijezda, svemirsko tijelo u kojem se tijekom njegova razvoja nuklearnim reakcijama oslobađa energija i zrači u okolni prostor. O masi zvijezde ovisi njezina unutrašnja građa i brzina kojom se troši njezino nuklearno gorivo. Zvijezde najvećih masa zrače nekoliko milijuna puta jače od Sunca, a patuljaste zvijezde zrače tisuću puta slabije. Primijećeni sjaj objekata mjeri se magnitudama. Prividna je magnituda Siriusa, najsjajnije zvijezde noćnoga neba, –1,46.

Najsjajnije zvijezde noćnoga neba

Zvijezde promjenljiva sjaja

Zvijezde kojima se mijenja sjaj nazivaju se promjenljive zvijezde (npr. bljeskovite zvijezde, kataklizmički promjenljive zvijezde, nove, supernove zvijezde i T-tauride). Pulsirajuće promjenljive zvijezde (npr. beta cefeide, cefeide, miride, RR-liride, RV-tauride i polupravilno promjenljive zvijezde) mijenjaju sjaj i temperaturu, dok im se promjer mijenja za približno 10%. Zbog povezanosti perioda promjene sjaja i snage zračenja ili zbog stalnog apsolutnoga sjaja, rabe se kao standardne svijeće za mjerenje udaljenosti (cefeide, RR-liride, supernove) zvjezdanih skupova ili galaktika u kojima se nalaze.

Boja zvijezda

Boja zvijezda ovisi o njihovoj površinskoj temperaturi, a površinska temperatura ovisi o masi i starosti zvijezde. Može biti od tisuću kelvina do više stotina tisuća kelvina; najviših su temperatura Wolf-Rayetove zvijezde i bijeli patuljci. Površinska je temperatura Sunca oko 5778 K, zbog čega ono emitira najviše žute svjetlosti. Prema boji (svojstvima zračenja) zvijezde se mogu podijeliti u spektralne razrede: O, B, A, F, G, K, M, W, C, D i S. Zvijezde razreda W, O, B, A i D uglavnom su bijele ili svijetlo plave, zvijezde razreda F žućkaste su, razredu G pripadaju žute zvijezde, razredu K narančaste, a ostalim razredima crvene zvijezde. Sve su zvijezde okružene rijetkom koronom u kojoj su temperature od nekoliko milijuna kelvina. Iz korone teče zvjezdani vjetar koji kod zvijezda veće mase i sjaja stvara zvjezdanu maglicu.

Oblik i volumen zvijezda

Zvijezde koje se sporo vrte su kuglaste, zvijezde koje se brzo vrte splošćuju se, a zvijezde u bliskim dvojnim sustavima mogu poprimiti izduljeni oblik kapi. Promjeri zvijezda mjere se optičkim interferometrima i mogu biti do 900 Sunčevih (npr. superdiv Betelgez). Bijeli patuljci Zemljina su promjera (npr. Sirius B), neutronske zvijezde promjera su desetak kilometara. Crna rupa mase dva puta veće od Sunčeve mase promjera je manjeg od 3 km.

Udaljenost zvijezda

Većina zvijezda koje se vide golim okom udaljene su od Zemlje manje od tisuću svjetlosnih godina. Mjerenja udaljenosti bližih zvijezda temelje se na metodi godišnje trigonometrijske paralakse. Friedrich Wilhelm Bessel (1838) prvi je izmjerio udaljenost neke zvijezde, 61 Labuda, a satelit Hipparcos (1989–93) odredio udaljenosti stotine tisuća zvijezda. Zemlji najbliža zvijezda Proksima Centaura udaljena je 4,22 svjetlosne godine. Udaljenost zvijezda u zvjezdanim skupovima i obližnjim galaktikama može se odrediti mjerenjem sjaja i perioda promjene sjaja cefeida jer, kao što je otkrila Henrietta Leavitt Swan (1912), sjajnije cefeide imaju duži period promjene sjaja.

Najbliže zvijezde

Gibanje zvijezda

S obzirom na središte Sunčeva sustava, zvijezdama se može izmjeriti kutno ili tangencijalno (promjena položaja na nebu) i radijalno gibanje (udaljavanje od Zemlje ili približavanje Zemlji). Kutno se gibanje obično mjeri promjenom položaja zvijezda u kutnim sekundama za godinu dana. Najveće je kutno gibanje Barnardove zvijezde, 10,3″ godišnje. Radijalna brzina gibanja zvijezda unutar naše galaktike iznosi do nekoliko stotina kilometara u sekundi (Barnardova zvijezda približava se brzinom od – 110,6 km/s, Proksima Centaura – 22,2 km/s, Sirius – 5,5 km/s, Wolf 359 udaljava se brzinom od 19 km/s, itd.), a mjeri se s pomoću Dopplerova efekta. Zbroj radijalne i transverzalne brzine stvarna je brzina zvijezda (→ pekulijarno gibanje). Premda se zvijezde, s obzirom na Sunce, gibaju brzinama od više desetaka kilometara u sekundi, njihovi su položaji na nebeskoj sferi tijekom ljudskoga životnoga vijeka gotovo nepromijenjeni. Promjene položaja mogu se zamijetiti tek preciznim instrumentima ili u dugim razdobljima.

S obzirom na mjesni sustav mirovanja Sunce se giba brzinom od 20 km/s prema apeksu u zviježđu Herkulu. Zvijezde koje se nalaze u galaktičkome disku gibaju se eliptičnim stazama oko središta galaktike, brzinama koje ovise o njihovoj udaljenosti od središta. Sunce se giba brzinom od 220 km/s i središte galaktike obiđe za 210 milijuna godina. Zvijezde u galaktičkome halou gibaju se u kuglastim zvjezdanim skupovima i izvan njih, u svim ravninama i vrlo različitim brzinama.

Razvoj zvijezda

Zvijezde nastaju od hladnoga (temperatura niža od 30 K) i relativno gustoga međuzvjezdanog oblaka kojemu se pod utjecajem gravitacije neki dijelovi sažimaju stvarajući kuglaste oblike, protozvijezde. Ako je nakupljena masa manja od desetine Sunčeve mase, od nje neće nastati zvijezda jer gravitacijska sila neće biti dovoljno velika da sažme tvar kako bi se postigli tlak i temperatura potrebni za početak nuklearne reakcije (→ smeđi patuljak). Ako masa protozvijezde iznosi najmanje desetinu Sunčeve mase, temperatura središta može dosegnuti oko 5 milijuna kelvina i može započeti fuzija vodika u helij i nastati zvijezda. Dok u zvijezdinu središtu izgara vodik, ona se nalazi na glavnom nizu HR-dijagrama: zvijezde najvećih masa su modri divovi, u sredini niza nalaze se žute zvijezde srednjih masa (zvijezde poput Sunca), a zvijezde najmanjih masa su crveni patuljci. Zvijezde malih masa razvijaju se sporo, a što je masa zvijezde veća, veća je i gravitacijska sila koja sažima tvar, veći su tlak i temperatura jezgre pa se nuklearne reakcije odvijaju brže. Zvijezde velikih masa podliježu nestabilnostima, osobito zbog tlaka zračenja i zbog toga što zvjezdanim vjetrom gube znatne količine tvari. Još složeniji razvoj mogu imati bliske dvojne ili višestruke zvijezde. Vodik se najsporije troši u crvenim patuljcima, a najbrže u modrim divovima.

Nakon utroška vodika, zvijezdi se mijenja struktura, povećava joj se unutarnja temperatura. Ako je masa zvijezde 0,3 do 2 Sunčeve mase, kada se vodik u jezgri pretvori u helij nuklearne će se reakcije ugasiti i jezgra će se sažimati. Plin jezgre postat će degenerirani plin. Vodik će nastaviti gorjeti u vanjskoj ljusci koja će se širiti i hladiti i zvijezda će postati crvenim divom, potom planetarnom maglicom i na kraju će se tvar vanjske ljuske zvijezde raspršiti u svemir. Zvijezde kojima je masa manja od 1,4 Sunčeve mase neće moći prijeći na nove izvore energije, jer tlak i temperatura u središtu za to nisu dovoljni. Postat će nestabilne i odbaciti atmosferski plašt. Suncu do toga stupnja razvoja treba još 5 do 6 milijardi godina.

Kada je zvijezda dovoljno velike mase da se u njezinoj jezgri pokrene gorenje helija, dolazi do unutarnje eksplozije (helijev bljesak) te u zvijezdi započinje pretvaranje helija u ugljik. Zvijezde kojima je masa između 2 i 15 Sunčevih masa, modri divovi, postižu i gorenje ugljika (ugljikov bljesak). Zvijezde s masama većim od 15 Sunčevih imaju ugljikove jezgre u kojima se mogu oblikovati složeniji kemijski elementi, sve do željeza, nakon čega se središte urušava, a vanjski slojevi eksplodiraju (→ supernova). Od urušenoga središta nastaje neutronska zvijezda ili crna rupa. Kemijski elementi složeniji od željeza stvaraju se u razvojnoj fazi crvenih divova (spori proces) ili pri eksploziji supernovih zvijezda (brzi proces).

Nuklearne reakcije u jezgrama zvijezda kojima je masa 25 puta veća od Sunčeve

Zbog moguće izmjene tvari između zvijezda razvoj dvojnih zvijezda može se razlikovati od razvoja pojedinačnih zvijezda. Kada će se i koliko tvari izmijeniti, najviše o ovisi o razmaku između zvijezda. Do najveće izmjene najčešće dolazi kada je jedna od zvijezda u fazi crvenoga diva. Može se dogoditi (npr. Algol) da je članica dvojnoga sustava manje mase razvijenija od članice veće mase, što upućuje na izmjenu tvari: zvijezda manje mase izgubila je masu prijenosom tvari na zvijezdu koja je prije bila manje mase.

Kod novâ vodik iz atmosfere jedne zvijezde prelazi na bijeloga patuljka, pada na površinu visoke temperature, gdje dolazi do termonuklearne eksplozije u kojoj dio tvari bijeloga patuljka eksplodira. Ako se nakon izmjene tvari bijeli patuljak pri eksploziji posve istroši, to će dovesti do pojave supernove vrste Ia, pri čem je maksimum njezina sjaja uvijek jednak. Takva se supernova rabi kao standardna svijeća za određivanje udaljenosti galaktika u kojima je zabilježena. Supernove iz velikih daljina prepoznate su kao jedan od izvora provala gama-zračenja, tzv. gama-bljeskova.

Populacije zvijezda

Prema mjestu u galaktici zvijezde i ostali objekti razvrstavaju se u populaciju I (mlađi objekti koji se nalaze u disku), populaciju II (stariji objekti iz sfernoga prostora oko središta galaktike) i populaciju III (ostatci najstarijih zvijezda). Populacije se bitno razlikuju po vrsti i udjelu kemijskih elemenata složenijih od vodika i helija. Složeniji elementi oblikuju se tijekom razvoja zvijezda pa zvijezde ranijih generacija imaju manju metaličnost. Sunce je zvijezda druge ili treće generacije galaktičkih objekata.

Skupine zvijezda

Mnoge su zvijezde okupljene u zvjezdanim skupovima jer su nastale zajedno, iz istoga međuzvjezdanog oblaka, a povezane su gravitacijskom silom. Najstarije zvijezde nalaze se u kuglastim zvjezdanim skupovima, koji sadrže od više desetaka tisuća do nekoliko milijuna zvijezda. Mlađe zvijezde nalaze se u otvorenim zvjezdanim skupovima i zvjezdanim asocijacijama.

U mitologiji i religiji

Zbog svojega nebeskog obilježja zvijezde su simboli duha, a napose simboli sukoba između duhovnih snaga ili svjetlosti i materijalnih snaga ili mraka. U njihovoj svjetlosti gledalo se očitovanje nadnaravnih moći koje vladaju sudbinom čovječanstva. Dostupne osjetilima, poticale su ljudsku maštu u stvaranju astralnih mitova što su nastajali u arhaičnim i razvijenim kulturama; astrologija je bila razvijena u Babiloniji, Egiptu, kod Feničana, Židova, Arapa, u kulturnom krugu mezoameričkih kultura (Meksiko). Zvijezde su otkrivale zakon vječnoga kretanja, omogućivale orijentaciju u noći i mjerenje vremena. – Orijentalne astralne religije u helenističko doba utjecale su na grčku i rimsku religiju. U staroj slavenskoj religiji vjerovalo se da svaki čovjek ima svoju zvijezdu na nebu, koju dobije kada se rodi i koja pada s neba kada on umre.