Razlika između verzija stranice "Zvijezda"

'''ZvijezdomZvijezda''' nazivamopodrazumijeva bilo koje masivno gasovito tijelo u Svemiru. Zvijezde se vide kao svijetleće tačkice na noćnom nebu koje bljeskaju zbog efekta Zemljine atmosfere i njihove udaljenosti od nas. Sunce je izuzetak: ono je jedina zvijezda dovoljno bliska Zemlji tako da se može vidjeti kao disk i obezbjeditiosigurati je dnevnom svjetlošću.

U svakodnevnom ljudskom govoru i astronomiji postoji razlika u upotrebi termina "zvijezda". Obično se pod pojmom zvijezda ne podrazumijeva Sunce, a ponekad se odnosi na vidljive planete, pa čak i meteore.

Najbliža zvijezda Zemlji, osim Sunca, je Proksima KentauraKentauri (Proxima Centauri) koja je udaljena oko 40 Pm (petametara), odnosno 4,3 SG (svjetlosne godine) ili 1,3 pc (parseka). To znači da svjetlosti trebaju 4,3 godine da stigne do Zemlje sa ove zvijezde.

Ipak, pored ove udaljenosti i nekolikom puta većih udaljenosti, postoji još nekoliko zvijezda koje smatramo najbližim (vidipogledati listu [[Najbliže zvijezde|najbližih zvijezda]]).

Astronomi misle da ima najmanje 70 sekstiliona zvijezda u poznatom dijelu našeg Svemira (70 .000 .000 .000 .000 .000 .000 .000 ili 7 × 107×10²²).

Veliki broj zvijezda je starosti oko milijardu ili 10 milijardi godina. Neke zvijezde čak mogu dostići i 13,7 milijardi godina, što predstavlja približnu starost Svemira. Prema veličini razlikujemo sićušne [[neutronska zvijezda|neutronske zvijezde]] (koje su zapravo mrtve zvijezde ne veće od nekog gradića), [[supergigant]]e (veledivove) kakvi su [[Sjevernjača]] (Polaris) i Betelgez (Betelgeuze) prečnika koji je oko 1 .000 veći od Sunčevog, ali i pred toga su mnogo manje gustoće nego Sunce. Jedna od najmasivnijih zvijezda je Eta Hrptenjače (Eta Carinae) čija je masa 100-150 puta veća od Sunčeve.

Energija koju proizvode zvijezde se raspršuje se u Svemir kao [[elektromagnetskoelektromagnetno zračenje]] (uglavnom vidljivu [[svjetlost]]) i kao struja [[neutrini|neutrina]]. Prividna [[svjetloća]] zvijezde se mjeri prema njenoj [[prividna veličina zvijezde|prividnoj veličini]].

Male zvijezde, koje se nazivaju [[crveni patuljak|crvenim patuljcima]] sagorijevaju svoje gorivo vrlo sporo za najmanje od stostotinu do bilion godina. Na kraju svojih života postaju sve tamnije i tamnije i potom postaju [[crni patuljak|crni patuljci]].

Pošto većina zvijezda troši svoje zalihe vodonika, njihovi vanjski slojevi se šire i hlade, pa tako formiraju crvene gigante. (Za nekih 5 milijardi godina kada Sunce postane crveni gigant, spržit će planete [[Merkur]] i [[Venera|Veneru]].) U međuvremenu se jezgro dovoljno kompresuje kako bi mogla započeti nuklearna fuzija, a zvijezda se pregrijava i sabija. (Teže zvijezde proizvode u procesu fuzije i teške elemente, zaklučnozaključno do [[željezo|željeza]].)

Zvijezda prosječne veličine će zatim raspršiti svoje vanjske slojeve tvoreći tako [[planetarna maglica|planetarnu maglicu]]. Jezgro koje preostaje će postati mala loptica [[degenerisana materija|degenerisane materije]] ne dovoljnonedovoljno masivne za dalji proces fuzije koju podržaje degenerativni pritisak i zove se [[bijeli patuljak]]. Potom će se na kraju pretvoriti u [[crni patuljak|crnog patuljka]].

Kod većih zvijezda fuzija se odvija dok se ne završi sažimanje uzrokujući tei eksploziju te zvijezde i nastanak [[supernova|supernove]]. Ovo je jedini kosmički proces koji se dešava tokom ljudskog vijeka. Tokom historije su opserviranepromatrane kao "nove zvijezde" kojih nije bilo prije. Većina zvjezdane materije se rasprši tokom eksplozije formirajući maglice (poput [[Rak-maglica|Rak-maglice]]) a njeni ostaci kolabiraju u [[neutronska zvijezda|neutronsku zvijezdu]] ([[pulsar]] ili [[rendgenski raspršivač]]), ili u slučaju većih zvijezda u [[crna rupa|crnu rupu]].

== Klasifikacija zvijezda ==

Razni tipovi zvijezda imaju i različite spektre. Oni su jedan od glavnih izvora podataka o zvijezdama. Spektar zvijezde se snima pomoću spektrografa i on tada pokazuje razliciterazličite tamne i svijetle linije koje karakterizirjukarakteriziraju pojedine elemente. VruceVruće i mlade zvijezde kojima je glavni izvor energije fuzijefuzija vodika u helij, imat ceće izražene karakteristicnekarakteristične linije ta dva elementa. Zvijezde srednjih tipova imaju mnogo linija težih elemenata, a crvene zvijezde (koje su prema zvjezdanim mjerilima stare zvijezde) imaju puno linija koje odgovaraju [[molekula]]ma kao što je [[Titanij(II) oksid|titanij oksid]].

Glavni tipovi su se proširili dodavanjem podtipova označenih brojevima od 0-9 (npr. B0-B9). U početku fizikalni smisao ovakve podjele nije bio poznat, tek primjenom kvantne mehanike i statističke fizike mogućebilo je bilomoguće pronaći uzroke različitih spektara.

== Imena zvijezdaNazivi ==

Mnoge se zvijezde identifikujuidentificiraju samo prema kataloškim brojevima, a samo ih nekoliko ima vlastito ime. Imena su tradicionalna i uglavnom su porijeklom iz arapskog, latinskog i grčkog jezika, te kao [[Flamsteedove designacije]] ili kao [[Bayerove designacije]]. Jedina ustanova kojoj je dato pravo od strane naučnih krugova da imenuje zvijezde i druga nebeska tijela je [[Internacionalna''Međunarodna Astronomskaastronomska Unija]]unija''. Jedan broj privatnih kompanija (npr. kao [[Internacionalni''Međunarodni Zvjezdanizvjezdani Registar]]registar'') tvrde da daju imena zvjezdama, ali ipak ova imena ne prihvataju naučni krugovi niti ih koriste, pa mnogi astronomski naučni krugovi vide ove organizacije kao varalice koje traže žrtve među neukim narodom koji nema pojma o tome kako se imenuju zvijezde. Pogledati [[zvjezdane designacije]] za više informacija o tome kako se daju imena zvijezdama.

Nuklearna fuzija je bitna jer je on uzrokomuzrok gašenja zvijezda. Fuzija je proces pri kojem se [[nukleus]]i dva lakša atoma spajaju u jedan teži nukleus. Iako je nukleus koji nastane na ovaj način teži od bilokojegbilo kojeg atoma od kojih je nastao, nije teži od zbira njihovih težina. Ova izgubljena [[masa]] je transformisana u drugi vid [[energija|energije]] ([[svijetlost]] i topolotu[[toplota]]). Fuziji ne podliježu svi [[hemijski elementi]]. Mogo rijeđerjeđe dolazi do fuzije teških elemenata. Nakon što se fuzijom dođe do kreiranja željeza (Fe), pri reakciji ne dolazi do oslobađanja energije. Zbog ovog se zvijezde hlade. Fuzijom dođe do spajanja svih atoma pri čemu nastaju razne vrste atoma sa raznim masama sve dok ne dođe do kreiranja atoma željeza. Nakon toga zvijezde ne mogu više proizvoditi toplotu, počinju se hladiti i nakon jako dugog vremenskog perioda se i ugase.

Zvijezde počinju svoj život kao oblaci sastavljeni uglavnom od 25% vodonikavodika, te helija i težih elemanata u manjim procentima.

U Suncu sa temperaturom jezgra od oko 10⁷ K vodonikvodik se troši u procesu fuzije da bi nastao helij u tzv. [[proton-proton reakcija|proton-proton reakciji]]:

Što se tiče [[sazviježđe|sazviježđa]] i samoga [[Sunce|Sunca]], zvijezde u cjelini imaju svoju mitologiju. Smatrane su dušama umrlih ili božanstvima.