Zivotni put zvijezda

1. Zivotni put zvijeza
Zvijezde su dugo bile nepoznanica za astronome, koji su počeli da shvataju njihovu
pravu prirodu tek u XIX veku. Danas se zna da su zvijezde džinovske usijane sfere gasa
(uglavnom vodonika i manje količine helijuma) koje isijavaju energiju zračenja koja se
stvara u njihovoj unutrašnjosti. Kako zvezda zrači svetlost, astronomi mogu precizno da
izmere njen sjaj, boju i temperaturu. Zbog izuzetno velike udaljenosti od Zemlje,
zvijezde dalje od Sunca vide se tek kao svetle tačke, pa se čak ni najjačim teleskopima
ne mogu uočiti osobine njihovih površina. Galaksija Mlečni put, u kojoj se nalazi i Sunce
sa svojim sistemom, sadrži od 100 milijardi do 400 milijardi zvezda, ali je samo veoma
mali deo tih zvijezda vidljiv golim okom. Proksima Kentauri, nama najbliža zvijezda
posle Sunca, udaljena je oko 4,3 svjetlosne godine od Zemlje. Pojedinačne zvijezde,
kao što je Sunce, predstavljaju manjinu; većina zvezda se pojavljuje u parovima
(dvojna zvezda), višestrukim sistemima ili jatima (globularno jato, otvoreno jato).
Zvijezde se u velikoj meri razlikuju u sjajnosti, boji, temperaturi, masi, dimenzijama i
starosti.
Uopštavanja povodom prirode i evolucije zvezda mogu nastati iz uzajamnog odnosa
pojedinih svojstava i iz statističkih rezultata – Hercšprung–Raselov dijagram (slika 1).
Na tom dijagramu prikazana je luminoznost (sjaj) zvijezda u odnosu na njihovu
spektralnu klasu, koja odgovara temperaturi ili talasnim dužinama svetlosti koju
emituju. Najmasivnije zvijezde imaju najveću luminoznost. To su plave zvijezde, crveni
džinovi i crveni superdžinovi. Nakon nastanka, zvijezde izlaze na takozvani glavni niz
Hercšprung–Raselovog dijagrama, na kojem provode 90% svog života. Prema svojim
spektralnim klasama, od plavičastobelih do crvenih, zvijezde se dele na tipove:
1) tip O – od 29000 °C do 40000 °C
2) tip B – od 9700 °C do 29000 °C
3) tip A – od 7200 °C do 9700 °C
4) tip F – od 5800 °C do 7200 °C
5) tip G – od 4700 °C do 5800 °C
6) tip K – od 3300 °C do 4700 °C
7) tip M – od 2100 °C do 3300 °C

2. Najvrelije zvijezde su plavičastobele (pripadaju spektralnim klasama O, B i A), a
najhladnije su žute, narandžaste i crvene (spektralnih klasa G, K i M). Kad posle faze
crvenog džina usledi faza belog patuljka, zvezda se pomera ka donjem levom uglu
Hercšprung–Raselovog dijagrama (spektralna klasa F).

3. Evolucija zvijezda
Prostor između zvijezda nije prazan; međuzvezdani prostor ispunjavaju magline –
ogromni oblaci gasa (mahom vodonika) i prašine koji lebde svemirom. Taj materijal nije
pravilno raspoređen u prostoru i skuplja se u pramenove pod dejstvom gravitacije.
Prema Njutnovom zakonu gravitacije, gravitaciona sila je obrnuto proporcionalna
kvadratu rastojanja između dve čestice, a direktno proporcionalna proizvodu njihovih
masa, što znači da što je oblak gušći, to je veća gravitaciona sila između čestica. One
pod dejstvom gravitacije nastavljaju da se sabijaju i počinju da rotiraju oko svoje ose.
Tako nastaje protozvezda, koja ima gusto, gasovito jezgro okruženo oblakom prašine.
Pod dejstvom gravitacije, protozvezda se smanjuje i postaje sve toplija, a njena gustina
i unutrašnja temperatura povećavaju se dok ona ne postane dovoljno vruća da izazove
termonuklearnu fuziju u svom jezgru. Kad dosegne dovoljno visoku temperaturu (od
nekoliko miliona stepeni Celzijusa), u njenom jezgru počinju termonuklearne reakcije u
kojima se vodonik pretvara u helijum. Masa helijumovog atoma nešto je manja od
mase četiri vodonikova atoma, što znači da deo mase odlazi u vidu energije.
Oslobođena enegrija, tj. energija dobijena sagorevanjem goriva, može se izraziti
Ajnštajnovom jednačinom E = mc2
, i ona predstavlja sijanje zvijezde, pri čemu se
emituju elektromagnetni talasi svih talasnih dužina.
Zvijezde žive milionima, pa čak i milijardama godina. Što je zvijezda veća, ona brže
stari, odnosno brže sagoreva gorivo, ali bez obzira na sve, životni vek zvezde veoma je
dug. Termonuklearne reakcije traju sve dok se vodonik u zvijezdi ne istroši, odnosno
dok ne dođe do formiranje gvožđa, najstabilnijeg elementa u svemiru, jer tada više
nema šta u šta da se pretvara. Naravno, do formiranja gvožđa dolazi posle niza
transformacija, jer iz vodonika nastaje helijum, zatim ugljenik, azot, kiseonik i tako sve
do gvožđa. Najveće zvijezde najkraće žive jer ubrzano troše svoje nuklearno gorivo, tj.
vodonik. Druge zvezde, kao što je, na primer, Sunce, sporije troše gorivo i žive oko 10
milijardi godina. U većini slučajeva, veličina zvijezde ukazuje na njenu starost.
Najmanje zvezde su najmlađe, a veće se bliže svom kraju, bilo hlađenju bilo eksploziji
supernove.

4. Poslednje faze evolucije zvezde (slika 2), kad ona više ne proizvodi dovoljno energije
koja deluje nasuprot njenoj gravitaciji, zavise u velikoj meri od njene mase i od toga da
li je sastavni deo zatvorenog dvojnog sistema (crna rupa, neutronska zvezda, pulsar,
beli patuljak, crni patuljak). Najmanje zvezde, poput Sunca, imaju relativno dug i
skroman život. Kad takva zvezda potroši vodonik, počinje da sagoreva helijum. Jezgro
zvezde se skuplja i zagreva, dok se njeni spoljni slojevi znatno šire i hlade, i ona se
pretvara u crvenog džina. Život završava kao beli patuljak, konačno se potpuno
ugasivši, odbacujući preostale spoljne slojeve i formirajući planetarnu maglinu. Zbog
veće gustine, masivna zvezda u nuklearnim reakcijama može stvoriti elemente teže od
helijuma. U krajnjem stadijumu života njeno jezgro kolapsira i zvezda eksplodira.
Ostaje samo veoma gust ostatak, tj. neutronska zvezda. Najmasivnije zvezde život
završavaju pretvaranjem u crne rupe. Procenjuje se da se čak 95% zvezda pretvara u
bele patuljke. Ostale (veće) zvezde završavaju život u eksploziji supernove, nedeljama
osvetljavajući galaksije, iako je njihov sjaj često zamagljen gasovima i prašinom.