?lanek ne navaja nobenega vira . Prosimo, pomagajte ga izbolj?ati z dodatnimi zanesljivimi viri . Vsa sporna vsebina, ki ni preverljiva , se sme kadar koli odstraniti. (mesec ni naveden)

Zvezda je sijo?e ( plinasto ) nebesno telo z veliko maso . Zvezdni sij je posledica jedrskih reakcij , katerih oddano energijo ljudje vidimo kot svetlobo ali, v primeru Sonca , ?utimo kot toploto . Zvezde so na videz svetle?e to?ke na no?nem nebu, ki utripajo zaradi u?inkov Zemeljskega ozra?ja .

V znanstvenem izrazoslovju so zvezde dolo?ene kot samogravitacijske krogle plazme v hidrostati?nem ravnovesju , ki ga ustvarja njena lastna energija s pomo?jo jedrskega zlivanja . Energija, ki jo v vesoljski prostor sevajo zvezde, je elektromagnetno sevanje (ve?inoma vidno svetlobo ) in tok nevtrinov . Navidezna svetlost je merjena po svetlobi, ki jo oddaja kot svetla to?ka na nebu in izra?ena z navideznim sijem .

V vsakdanjem pogovoru o nebesnih telesih beseda ≫zvezda≪ ne sledi nujno prej?nji definiciji, ampak lahko pomeni tudi kako drugo svetle?e astronomsko telo , npr. planete in celo meteorje (≫zvezdne utrinke≪ ali ≫padajo?e zvezde≪). Ta telesa niso zvezde, saj jih ne vidimo zaradi njihove lastne svetlobe, temve? ker odbijajo svetlobo drugih virov. Od pravih zvezd jih lahko lo?imo, ker na nebu ne migetajo. Prave zvezde navidez migetajo zaradi zemeljskega ozra?ja.

Sonce je edina zvezda dovolj blizu Zemlje , da jo vidimo kot ve?jo okroglo ploskev . Prav tako je Sonce ena redkih zvezd, ki je vidna tudi podnevi. Ostalih zvezd podnevi zaradi mo?nega son?evega soja praviloma ne opazimo.

Druga najbli?ja zvezda Zemlji je Proksima Kentavra (≫Najbli?ja Kentavra≪), ki je oddaljena 4,2 svetlobni leti . ?e bi potovali do Proksime Kentavra s francoskim vlakom TGV z najve?jo hitrostjo 515,3 km/h, bi potrebovali do tja okoli 8,86 milijonov let. Glej tudi seznam najbli?jih zvezd .

Astronomi ocenjujejo, da je v znanem Vesolju vsaj 7 × 10 ^{7001220000000000000♠ 22} zvezd. To je 70.000 000.000.000.000.000.000, kar je 230 milijard krat ve? od 300 milijard zvezd, ki so v na?i Galaksiji (Rimski cesti). Ve?ina zvezd je starih med 1 milijardo in 10 milijardami let . Nekatere od teh zvezd so celo ?e starej?e (13,7 milijard let), kar je po najnovej?ih teorijah ugotovljena starost Vesolja. (glej Prapok in razvoj zvezd .) Njihov obseg in velikost se razteza od majhnih nevtronskih zvezd (ki so dejansko mrtve zvezde) ne ve?je kot milijonsko mesto , do nadorjakinj kot je npr. Severnica (Polara) in Betelgeza v ozvezdju Oriona , katere premer je skoraj 1000-krat ve?ji od Sonca ? pribli?no 1,6 milijard kilometrov . Vendar pa ima Betelgeza veliko manj?o gostoto kot na?e Sonce. Ena izmed najbolj masivnih zvezd je Eta Gredlja (η Carinae), z maso od 100 do 150-krat ve?jo od Son?eve mase (2 × 10 ^{7001300000000000000♠ 30} kg).

Zvezdna astronomija je raziskovanje zvezd in pojavov, ki jih ustvarjajo razli?ne pojavne oblike in razvojne stopnje zvezd. Veliko zvezd je gravitacijsko vezanih z drugimi zvezdami in tvorijo dvojne zvezde . Ve?je skupine zvezd imenujemo zvezde kopice ( kroglaste in razsute ). Zvezde po vesoljskem prostoru niso enakomerno razporejene - zajete so v skupine zvezd (≫zvezdne sestave≪), ki jim re?emo galaksije . Tipi?no galaksijo sestavlja ve? sto milijard zvezd.

Tvorba in razvoj zvezd: splo?ni pregled [ uredi | uredi kodo ]

Zvezde se rodijo v molekularnih oblakih , velikih podro?jih v galaksijah z veliko ve?jo gostoto snovi (?eprav so ?e vedno redkej?e od vakuumskih celic , ki smo jih ljudje najprej umetno sestavili) in se oblikujejo zaradi gravitacijske nestabilnosti znotraj tak?nih oblakov, ki jih povzro?ajo udarni valovi supernov . (Zelo masivne zvezde mo?no osvetlijo oblake medzvezdne molekularne snovi, iz katerih se kasneje izoblikujejo zvezde. Primer tak?nih reflekcijskih (odbojnih) meglic je Orionova meglica .)

Zvezde pre?ivijo pribli?no 90 % svojega ?ivljenjskega obdobja (ko svetijo svetlobo), na glavnem nizu , kar pomeni da se v jedrih teh zvezd zlivajo vodikova atomska jedra v helijeva v reakcijah pod velikanskim tlakom v samem sredi??u teh zvezd.

Majhne zvezde (imenovane tudi rde?e pritlikavke ) porabijo svoje gorivo zelo po?asi, v 10 do 100 milijardah let, kar je ve? kot starost na?ega Vesolja. Na koncu svojih ?ivljenj po?asi ope?ajo, se sesedejo in postanejo ?rne pritlikavke .

Ko povpre?na zvezda porabi svojo zalogo vodika, se njene zunanje plasti mo?no raz?irijo in ohladijo in tako oblikujejo rde?o orjakinjo . (?ez pribli?no 5 milijard let, ko bo Sonce postalo rde?a orjakinja, bo obseglo Merkur in Venero , zaradi oslabitve gravitacijskega polja pa se zna zgoditi, da se bodo tirnice nekaterih, ?e ?e ne vseh planetov mo?no pove?ale, in tako jih Sonce ne bo zaobjelo.) Ko samo jedro take orjakinje postane dovolj vro?e, da se za?ne zlivanje helijevih jeder v ?e te?ja atomska jedra, se zvezda segreje in skr?i. (Ve?je zvezde torej zlivajo te?je elemente , vse do ?eleza .)

Zvezde, ki so po velikosti povpre?ne, potem postanejo nove . V medzvezdni prostor odvr?ejo velikanske oblake te?jih elementov in plinov in tako nastanejo planetarne meglice . Naslednje generacije zvezd imajo zato ve?jo koncentracijo te?jih elementov. Samo jedro, ki bo preostalo, bo majhna krogla degenerirane snovi in ne bo dovolj masivna, da bi steklo ?e nadaljnje zlivanje s pomo?jo le degeneracijskega tlaka. Tak?ne zvezde imenujemo bele pritlikavke . Te se kasneje, po neznansko dolgih ?asovnih obdobjih, sesedejo v ?rne pritlikavke.

V ve?jih zvezdah se zlivanje jeder nadaljuje, ko samo gravitacijsko sesedanje zvezde (zvezdinega jedra) kon?a ?ivljenje zvezde in ta zato eksplodira kot supernova . To je edini kozmi?ni potek, ki se zgodi v obdobju ?ivljenja enega samega ?loveka, in jih torej astronomi lahko v ?ivo preu?ujejo, raziskujejo in opazujejo. Ta opazovanja so lahko v pomo? pri ugotavljanju dosedanjega in nadaljnjega razvoju Vesolja. Pred razvojem moderne astronomije so supernove imeli za ≫nove zvezde≪, saj pred eksplozijo zvezda ni bila opazna. Ve?ino snovi v zvezdi odpihne stran od njenega preostanka v eksploziji (tvorijo se meglice, kot je npr. Rakovica ). Kar preostane, se sesede v nevtronsko zvezdo (v pulzar ali izbruh ?arkov gama ), oziroma v primeru ?e ve?jih in bolj masivnih zvezd v ?rne luknje , katerih trenutni zakoni fizike ne znajo v celoti pojasniti.

Zunanje zvezdine plasti, ki jih zvezda izvr?e, vsebujejo tudi te?je elemente, ki se pogosto pretvorijo v nove zvezde in planete. Udarni valovi eksplozij supernov in mo?an zvezdni veter velikanskih zvezd igrajo pomembno vlogo v izoblikovanju medzvezdnega prostora. Razvoj zvezd nam v vseh podrobnostih pove, kako so zvezde nastale in kako kon?ajo obdobje, ko prenehajo svetiti, ter da se vsa snov in z njo povezana energija pretvarja iz ene oblike v drugo.

Razvoj zvezd: podrobnej?i pregled [ uredi | uredi kodo ]

V astronomiji je razvoj zvezd niz sprememb, ki jih zvezda med svojo ≫?ivljenjsko potjo≪ pre?ivi, med milijoni ali milijardami leti , ko oddaja v medzvezdni prostor elektromagnetno valovanje . Med tem ?asom se zvezda korenito spremeni. Razvoja zvezd ne moremo prou?evati z opazovanjem cikla ene same zvezde, temve? z opazovanjem ?tevilnih zvezd na razli?nih to?kah svojega ≫?ivljenjskega cikla≪, in z uporabo ra?unalni?kih simulacij , ki simulirajo zgradbo zvezde.

Nastanek [ uredi | uredi kodo ]

Ve?inski dele? zvezd je nastal na zgodnji stopnji razvoja Vesolja - pred pribli?no 10 milijardami let. Zvezde se tvorijo ?e danes. Tipi?en nastanek zvezde poteka po tem vzorcu:

1. Izhodi??na to?ka je velikanski molekularni medzvezdni plinski oblak, ki je sestavljen prete?no iz vodika, in se zaradi lastne te?e in gravitacije seseda sam vase. To se zgodi, ko te?nost prevlada nad plinskim protitlakom in je s tem izpolnjen Jeansov kriterij . Katalizator tega procesa je lahko udarni val bli?e le?e?e supernove, gostotni valovi v medzvezdni snovi ali sevalni tlak pravkar nastale mlade zvezde.
2. Zaradi ?e nadaljnjega kr?enja oblaka medzvezdne snovi nastanejo posamezne globule, iz katerih se kasneje razvije zvezda: pri tem zvezde le redkokdaj nastanejo posamezno, temve? po navadi v skupinah.
3. Pri nadaljnjem kr?enju globul nara??a gostota in zaradi spro??ene gravitacijske energije tudi temperatura. Prvotno sesedanje se zaustavi in zvezda dose?e dinami?no ravnovesje, ko oblak snovi v barvno-svetlostnem diagramu dose?e t. i. Haja?ijevo ?rto, ki omejuje podro?je, znotraj katere lahko obstajajo stabilne zvezde. Potem se zvezda v barvno-svetlostnem diagramu premika naprej, vzdol? Haja?ijeve ?rte, preden se premakne do glavnega niza, kjer se za?ne zlivanje vodika v helij, preko Bethe-Weizsackerjevega cikla ali reakcije proton-proton. Kot posledica vrtilne koli?ine globul se tvori disk snovi, ki obkro?a mlado zvezdo, in iz katerega ?e naprej zbira maso ( akrecija ). Iz tega akrecijskega diska se lahko razvije ali planetni sistem s planeti zunaj Oson?ja ali ?e druga komponenta dvozvezdja. Te stopnje razvoja do sedaj ?e ne razumemo dovolj dobro in ne znamo pojasniti. Iz nivoja diska nastane ekliptika (navidezna ?rta, po kateri se navidezno pomika Sonce na na?em nebu). Pri akreciji se iz diska tvorita v obe polarni smeri zvezde curka snovi, ki lahko dose?eta tudi dol?ino 10 svetlobnih let .

Odvisno od mase se tukaj odcepijo tri poti mo?nega razvoja:

• Zvezde z ve? kot 60 Son?evimi masami zaradi akrecijskega procesa sploh ne morejo nastati, ker ?e v akrecijski stopnji proizvajajo tako zelo mo?ne zvezdne vetrove, da bi izguba mase presegla dele? akrecijskega diska. Zvezde te velikosti, kot npr. modri potepuhi (angle?ko blue stragglers), nastanejo predvidoma zaradi zvezdnih trkov.
• Masivne in s tem vro?e zvezde z ve? kot 8 Son?evimi masami se kr?ijo sorazmerno hitro. Po zagonu jedrske fuzije ?ene sevanje, bogato z ultravijoli?no svetlobo , obdajajo?e globule hitro narazen in zvezda ne akrecira dodatne mase. Zaradi tega se te zvezde zelo hitro prebijejo do glavnega niza v H-R diagramu .
• Zvezde s pribli?no 3 do 8 Son?evimi masami preidejo stopnjo, v kateri so zvezde imenovane Herbig?Ae/Be zvezde. Na tej stopnji razvoja se zvezda ?e nahaja na glavnemu nizu, a naprej ?e nekaj ?asa akrecira snov.
• Manj masivne zvezde (npr. Sonce) ostanejo po steku fuzije ?e nekaj ?asa vpete v globule in ?e naprej akrecirajo maso. V tem ?asu jih prepoznamo samo v infrarde?em predelu spektra. Medtem, ko se pribli?ujejo glavnemu nizu, preidejo stopnjo razvoja zvezd T Bika .
• Telesa pod 0,08 Son?eve mase, s pribli?no 80 Jupitrovimi masami, ne dose?ejo zadostne temperature, da bi stekla fuzija. To so rjave pritlikavke , ki glede na lastno maso spadajo med plinaste planete in zvezde, kratkoro?no pa lahko pridobivajo majhne koli?ine energije iz fuzije devterija , preden se ohladijo. Kljub temu jih ne pri?tevamo k zvezdam.

Iz ene globule lahko nastane tako dvozvezdje ali ve?planetarni sistem posamezne zvezde. Ko se zvezde tvorijo v skupinah, lahko tudi zvezde, ki niso nastale ob istem ?asu, tvorijo dvozvezdje ali ve?zvezdje. Ocenjujejo, da je pribli?no 2/3 vseh zvezd del dvozvezdja ali ve?zvezdja.

V zgodnji stopnji Vesolja sta bila na razpolago kot jedrsko gorivo le vodik in helij. Te zvezde ?tejemo kot zvezde populacije I. Najdemo jih predvsem v haloju na?e Galaksije. Zvezde, ki so nastale kasneje, imajo ?e na za?etku ve?ji dele? te?jih elementov, ki so nastali v prej?njih generacijah zvezd preko jedrske fuzije, in so preko eksplozij supernov spet pre?li v medzvezdno snov. Sem spada ve?ina zvezd v galakti?nem pasu. Ozna?ujemo jih kot zvezde populacije II.

Primer za dejavno podro?je neba, kjer se tvorijo nove zvezde je NGC 3603 v ozvezdju Gredlja (Carina) na oddaljenosti 20 000 svetlobnih let. Procese rojevanja zvezd opazujejo v infrarde?em in rentgenskem podro?ju elektromagnetnega spektra, ker so te zvezde obdane z ovojnico prahu ki ostalo ?ar?enje absorbira. Pri tem uporabljajo satelite, npr. Rentgenski observatorij Chandra (CXO).

V za?etku je samo velikanski molekularni oblak medzvezdne snovi. Ve?ino prostora znotraj galaksije dejansko vsebuje okrog 0,1 do 1 atomskih delcev na cm ³

(znotraj velikanskega molekularnega oblaka, katerega tipi?na gostota je 100 atomskih delcev na cm ^3, v primerjavi s 100.000 v dobrem umetnem vakuumskem prostoru na Zemlji). Navkljub tak?ni mali gostoti vsak orja?ki molekularni oblak vsebuje 100.000 do 10.000.000 krat ve? mase kot na?e Sonce in merijo od 50 do 300 svetlobnih let v premeru. Oblak je stabilen, ker so molekule v njem preve? narazen, da bi jih lahko gravitacija pribli?ala. Ni ?e znano, katera sila bi stisnila oblak in ga preoblikovala v protozvezdo . Nekateri pravijo, da naj bi to povzro?ili udarni valovi supernov, ki so pred milijoni leti eksplodirale v na?i zvezdni bli?ini. Podobno kakor zvo?ni valovi potujejo skozi zrak in tvorijo vozle (zgostitve) snovi, katerih jedra imajo ve?jo povpre?no gostoto. Ko gostota dose?e 100.000 atomov/cm ³ gravitacijska sila prevlada, in se podro?je za?ne sesedati v protozvezdo (vsako gosto jedro lahko kjerkoli tvori protozvezdo, ki jih je lahko od 10 do tiso?). Atomi pridobijo na hitrosti , ko padajo proti sredi??u te zgostitve, kar povzro?i, da se protozvezda segreva (vro?ina je dolo?ena kot gibanje delcev), in za?ne ?ibko svetiti v infrarde?em delu spektra ter vrteti okoli svoje osi (kot se npr. vrti drsalec na ledu, ko k sebi potegne roke). Protozvezde lahko zaznamo v Bokovih globulah (Boc globule). V nekaterih protozvezdah sesedanje prepre?i le izvor energije; to so rjave pritlikavke, ki umirajo zelo po?asi, v razponu nekaj 100 milijard let. ?e je protozvezda dovolj masivna, z maso 1/10 Son?eve mase, se ?e naprej segreva zaradi gravitacijskega kr?enja, dokler v njeni sredici temperatura ne dose?e 15 milijonov K , kar elektrone odstrani od njihovih atomov in ustvari plazmo. Sesedanje se nadaljuje in ko je hitrost atomskih jeder dovolj visoka, da prevlada nad gravitacijskim kr?enjem, se pojavi jedrsko zlivanje vodika v helij: v nizu reakcij proton-proton ali z ogljik-du?ik-kisikovim ciklom. ?e se to zgodi, to da zadostno energijo, ki vzpostavi v zvezdi termi?no hidrostati?no ravnovesje , ki zaradi spro??enega sevanja ?e bolj segreje snov okoli protozvezde, to uravnovesi gravitacijo in sevalni tlak ter s tem prepre?i, da bi se zvezda ?e naprej sesedala. Ko eneregija dose?e zunanje plasti, za?ne oddaljati v medzvezdni prostor elektromagnetno sevanje, del katerega je tudi vidna svetloba.

Glavni niz [ uredi | uredi kodo ]

Nadaljnji potek razvoja zvezde v najve?jem delu dolo?a masa, ki jo je zvezda imela na za?etku. Ve?ja kot je masa ene zvezde, tem kraj?e je obdobje, ko potekajo jedrske reakcije. Najbolj masivne zvezde porabijo vse svoje razpolo?ljivo gorivo v nekaj 100.000 letih. Njihov izsev pri tem presega Son?ev izsev za nekaj 10 krat do vsega nekaj milijonov izsevov Sonca. Sonce je v 5 milijardah letih porabilo pribli?no polovico svojega goriva. Manj masivne rde?e pritlikavke se razvijajo ?e ob?utno po?asneje. Ker je celotno Vesolje staro pribli?no 14 milijard let, ?e ni nobena manj masivna zvezda zapustila glavnega niza (oziroma se napihnila in postala podorjakinja). Poleg same mase zvezde ima velik pomen tudi dele? te?jih elementov. Poleg vpliva na trajanje fuzije dolo?a tudi ali se npr. lahko tvori magnetno polje ali kako mo?an bo zvezdni veter, ki lahko vodi do ob?utne izgube mase med razvojem zvezde. Naslednji razvojni scenariji se nana?ajo na zvezde z vsebnostjo elementov, kot ga ima na?e Sonce in ve?ina zvezd v disku na?e Galaksije. Npr. v Magellanovih oblakih , dveh pritlikavih galaksijah v sose??ini na?e galaksije, imajo zvezde ob?utno manj?e vsebnosti te?jih elementov. Zvezde prebijejo ve?ino svojega ?asa na stopnji glavnega niza, te?je zvezde levo zgoraj v barvno-svetlostnemu diagramu, la?je pa so desno spodaj. Med stopnjo glavnega niza postanejo zvezde ve?je in se premaknejo v smeri proti rde?im orjakinjam. Jedrska fuzija vodika v helij se pri tem dogaja v sami sredici zvezde, ki zavzema le nekaj odstotkov celotne prostornine zvezde, a kljub temu vsebuje polovico zvezdine mase. Temperatura tam zna?a preko 10 milijonov K. Tam se kopi?ijo tudi produkti jedrskega zlivanja. Prenos energije na zvezdino povr?je traja ve? 100 000 let. Pri tem si pomaga s prenosom sevanja, toplotnimi tokovi ali preko konvekcije . Podro?je, ki sevanje odda v vesoljski prostor, imenujemo zvezdina atmosfera. Njena temperatura zna?a od 2.500 (pri rde?ih pritlikavkah) do 100.000 K (pri belih pritlkavkah).

Nove zvezde so razli?nih velikosti in barv . Imajo razpon od modrih (vro?ih) do rde?ih (hladnej?ih). Velikost zvezd se razteza od manj?ih, od polovice Son?evega premera (in maso nad 0,08 Son?eve mase) do zvezd, ki imajo tudi nad 1000-kratne premere Sonca (najve?ja do sedaj odkrita je velika 1742 premerov Sonca) in tistih najbolj masivnih, ki imajo maso tudi do 155 Son?evih mas (?eprav nekateri to mejo postavljajo tudi do 440 Son?evih mas). Svetlost in barva zvezde sta odvisna od njihove povr?inske temperature (efektivne temperature povr?ja), kar je odvisno tudi od njihovih mas (Zvezde T Bika, so npr. na za?etnih razvojnih stopnjah ?ivljenja). Preostanek zvezdinega obstoja bo bitka med gravitacijo zvezde, ki ho?e splo??iti zvezdo, in zlivanjem atomskih jeder, kar poteka v zvezdnih jedrih, ki te?ijo k velikanski eksploziji. Novonastala zvezda pade na specifi?no stopnjo razvoja na to?ki zvezde z glavnega niza v H-R diagramu. Manj?e, hladnej?e zvezde ostanejo na glavnem nizu tudi do 100 milijard let, medtem ko supermasivne, vro?e zvezde, ostanejo na tej stopnji razvoja samo milijon let ali nekaj milijonov. Zvezde srednjih velikosti, kot npr. Sonce, ostanejo na glavnem nizu nekaj milijard let. Ko zvezde porabijo ve?ino zaloge vodika v svojih jedrih, se pomaknejo stran od zvezd glavnega niza in postanejo orjakinje ali celo nadorjakinje.

Kasnej?e razvojne stopnje zvezd [ uredi | uredi kodo ]

Po milijonu do nekaj milijard let, odvisno od njihove za?etne mase, zvezdi za?ne primanjkovati vodika, ki kot gorivo vzdr?uje njene reakcije. Ve?je in vro?e zvezde porabijo zalogo vodika veliko hitreje kot hladnej?e in manj?e zvezde, kar drasti?no razporedi njihov razpon, ki ga prebijejo na stopnji razvoja zvezde z glavnega niza v nekaj milijard letih. Potem, ko v jedru zmanjka vodika, jedrski procesi v njem prenehajo. Brez sevalnega tlaka, ki ga ustvarjajo te reakcije (zlivanja atomskih jeder) za?ne prevladovati gravitacijska sila, zunanje plasti zvezde pa se za?no sesedati in zgo??evati v samem zvezdinem jedru. Temperatura in tlak nara??ata med nadaljnjim razvojem, do veliko ve?jih stopenj, dokler se helij ne za?ne zlivati v berilijeva jedra, potem ogljikova, du?ikova in kisikova. Na novo ustvarjena vro?ina se za?asno izena?i z gravitacijsko silo, zunanje plasti pa se mo?no napihnejo; zvezda postane tudi do 100 -krat ve?ja, kot je bila do tedaj. Zdaj postane rde?a orjakinja. Masa zvezde se ne pove?a, kar pomeni, da se povpre?na gostota zvezde mo?no zmanj?a (razen v notranji sredici, kjer je gostota ve?ja, kot je bila, dokler se je v njem zlival vodik). Kar se potem zgodi je odvisno od mase zvezde.

Zadnje stopnje, ko poteka fuzija [ uredi | uredi kodo ]

Ko preneha jedrsko zlivanje vodika v helij, se zvezda za?ne v sredici kr?iti. Ko dose?e zadostno temperaturo, se za?ne nadaljnje zlivanje helija v ogljikovem-kisikovem in du?ikovem procesu, dokler sredica ne postane sestavljena prete?no iz ?eleza (tedaj se jedrsko zlivanje dejansko kon?a, saj je temperatura prevelika, da bi se to dogajalo ?e naprej). Zvezde se pomaknejo stran od glavnega niza, ko se preneha zlivanje vodika v sredici. Ko dose?e podro?je ob sami sredici zadostno temperaturo in pritisk, se za?ne zlivanje vodika v helij v plasteh ob jedru, zaradi ?esar se zvezda, zaradi pove?anega sevalnega tlaka, mo?no napihne. Nadaljnji razvoj poteka za bolj masivne zvezde in zvezde z manj?o maso povsem druga?e. Pri tem pri?tevamo k manj masivnim zvezdam zvezde, ki imajo maso do 2,3 Son?evih mas.

• V manj masivnih zvezdah, z maso do 0,3 Son?eve mase, poteka zlivanje jeder ?e naprej v napihujo?i ovojnici, vendar v manj?i meri. Po koncu te stopnje, s t. i. zlivanjem ovojnice, zvezde popolnoma ugasnejo. Ko se postopno ohlajajo po?asi prevlada gravitacijski tlak in zvezda se skr?i v belo pritlikavko s premerom nekaj tiso? km, kar je pribli?no toliko kot je velika na?a Zemlja 12.000 km v polmeru. S tem sprva zelo mo?no nara??a efektivna povr?inska temperatura. Pozneje se zvezde ?e bolj ohladijo in v kon?ni stopnji nastanejo ?rne pritlikavke. Vesolje samo je staro pribli?no 13,7 milijard let, kar je manj ?asa (pri ?tevilnih svetlostnih razredih, v nekaterih primerih) kolikor traja, da se zaloga goriva porabi. Teorija, ki je trenutno v veljavi, temelji na podlagi ra?unalni?kih modelov. Te po navadi v njihovih jedrih zlivajo helij, kar povzro?a svetle pege, te pa povzro?ijo nestabilno in neenakomerno reakcijo kot tudi mo?ne zvezdne vetrove. V tem primeru zvezda ne tvori planetarne meglice, ampak preprosto izpari, in zapusti malo ve? snovi, kot je ima rjava pritlikavka. Zvezda, ki ima maso manj kot polovico mase Sonca, ne bo nikoli sposobna, da bi v njenem jedru potekalo zlivanje helija, ?etudi se v njenem jedru reakcije prenehajo. Preprosto njihov zvezdni razvoj ni dovolj masiven, da bi se v njenem jedru razvilo dovolj pritiska in temperature. Te zvezde so rde?e pritlikavke, kot npr. Proksima Kentavra, ki ?ivijo na stotine milijard let. Ko v njihovih jedrih reakcije ne potekajo ve?, bodo ?e zmeraj ?ibko svetile na infrarde?em in mikrovalovnem podro?ju elektromagnetnega spektra ve? milijard let.
• Manj masivne zvezde z maso med 0,3 in 2,3 Son?evih mas, kot je npr. tudi na?e Sonce, dose?ejo z nadaljnjim kr?enjem zadostno temperaturo in tlak, da ste?e zlivanje helija v ?e te?je elemente. Zvezda srednje mase (po drugi oceni med 0,4 do 3,4 Son?evih mas) dose?e stopnjo razvoja, ki ji pravimo rde?a orjakinja, njene zunanje plasti se ?e naprej raz?irjajo, jedro pa se ?e naprej kr?i in segreva, dokler to ni dovolj, da ste?e zlivanje helija v berilij in v ?e te?je kemi?ne elemente, kot je npr. ogljik . Atomska zgradba ogljika je preve? mo?na, da bi se ?e naprej kr?ila zaradi mase snovi, ki obdaja zvezdino jedro. Takrat fuzija ne more ve? ste?i. Jedro je stabilizirano in razvojni konec zvezde je blizu. S tem, ko ta proces ste?e, se v nekaj sekundah odigrajo dramati?ni procesi, pri ?emer se lahko temperatura zvezde v sredici pove?a tudi do 100 milijard °K in na izsev nekaj milijonov Sonc, ne da bi bilo to opazno v efektivni temperaturi povr?ja. Ti procesi in dogajanja, ko zvezda kon?no dose?e stabilno stanje (oziroma ravnovesje med sevalnim in gravitacijskim tlakom) so ozna?eni kot Helijevi bliski. Pri zvezdah, ki so velikosti Sonca, ta proces traja pribli?no eno milijardo let. Pri zlivanju helija nastanejo elementi do ogljika, ?e posebej do du?ika in kisika . Ob tem ?e zmeraj, a v zelo pomanj?anem merilu poteka v sami sredici zlivanje vodika v helij. Zaradi pove?anja temperature in celotnega izseva zvezde se zvezda raz?iri do stopnje rde?e orjakinje in nadorjakinje s tipi?nimi 100 premeri Sonca (100 krat 696 000 km). Pri tem se zunanje plasti zvezde izvr?ejo v medzvezdni prostor in nastanejo planetarne meglice, ki imajo s planeti skupno le to, da so velike pribli?no kot na?e Oson?je. Kon?no se zlivanje helija preneha in zvezde postanejo bele pritlikavke kot je opisano zgoraj. V samem jedru te meglice je zvezdni preostanek, ki je opredeljen kot bela pritlikavka. Nenazadnje, samo pribli?no 20 % mase zvezde, ki jo je imela na za?etku, preostane in se ?e naprej kr?i in ohlaja, dokler ni v premeru velika samo nekaj tiso? milj.
• Masivne zvezde z maso med 2,3 in 8 Son?evimi masami dose?ejo po prenehanju zlivanja helija ?e naprej zlivanje ogljika, pri ?emer nastanejo elementi do ?eleza. ?elezo je v dolo?enem smislu ≫zvezdni prah≪, iz katerega lahko z jedrsko fisijo (jedrskim razpadanjem, kar izrabljajo jedrske elektrarne) pridobimo ?e nadaljnjo energijo. Zaradi zvezdnih vetrov ali ko se tvori planetarna meglica, izgubijo te zvezde velik dele? svoje za?etne mase. S tem padejo pod kriti?no mejo, ki zadostuje za eksplozijo supernove in dose?ejo na koncu stanje belih pritlikavk.
• Masivne zvezde z masami nad 8 Son?evih mas zlijejo v zadnjih tiso? letih svojega ?ivljenjeskega cikla prakti?no vse la?je elemente v njihovem jedru do ?eleza. Tudi te zvezde izgubijo velik del svoje za?etne mase zaradi mo?nih zveznih vetrov v svojih zunanjih plasteh. Pri tem nastala meglica ima obliko dvodelne zgradbe, kot npr. meglica okoli zvezde Ete Gredlja (η Carinae, ki je znana tudi po najve?ji znani masi, ki so jo pripisali zvezdam (155 Son?evih mas)). Pri tem se v sredici zvezde tvorijo lupinaste zgradbe in razporeditve, podobno kot je to pri ?ebuli (v sredici je ?elezo, navzven pa si sledijo: silicij , neon , kisik, ogljik in helij), v katerih potekajo raznoliki procesi nadaljnjega zlivanja. Stanja in lastnosti snovi v teh lupinah so dramati?ne. Tako je npr. na primeru zvezde z maso 18 Son?evih mas, ki ima 40.000 kratni izsev Sonca in 50-kratni premer Sonca:

• Meja med helijevim in ogljikovim obmo?jem je v smislu relativne temperature nara??anja gostote podobna Zemljinemu ozra?ju nad morsko gladino. Ve?inski dele? mase celotne zvezde je zgo??en v jedru iz ?eleza, ki ima premer samo pribli?no 10.000 km. Takoj, ko ta del zvezde prekora?i Chandrasekharjevo mejo , ki ima vrednost 1,44 Son?eve mase, se za?ne supernova tipa II. Pri tem se jedro zvezde sesede v nekaj sekundah, medtem ko spro??ena energija zaradi nevtrinov in sevanja odpihne zunanje plasti zvezde in tvori raz?irjajo?i eksplozijski oblak z udarnimi valovi. Prav tak?ni valovi lahko povzro?ijo, da se ogromni oblaki medzvezdne snovi za?no sesedati in tvorijo planetarni sistem okrog ene zvezde ali pa tvorijo dvozvezdje.
• Pod katerimi pogoji kot kon?ni rezultat supernove nastane nevtronska zvezda ali ?rna luknja ?e ni povsem znano in vsebinsko raz?lenjeno. Pri tem igra bistveno vlogo masa zvezde, pomembno pa je tudi vrtenje predhodne zvezde in njeno magnetno polje, ki pri tem igrata nezanemarljivo vlogo. Pri tem, ko se jedro zvezde seseda se vrtilna koli?ina zvezde prenese na stisnjen preostanek zvezde, ki je izredno gost in se zaradi tega vrtenje tega objekta mo?no pospe?i. Obstajajo tudi milisekundni pulzarji (hitro vrte?e se nevtronske zvezde, ki se zavrtijo v nekaj tiso?inkah sekunde). Povsem mo?na je tudi tvorba kvar?ne zvezde, katere obstoj je do sedaj le hipoteti?en. ?e se izbruh supernove zgodi v sistemu dvozvezdja, pri katerem poteka masni prenos od rde?e orjakinje k beli pritlikavki (izbruh supernove tipa Ia), lahko procesi zlivanja ogljikovih jeder zvezdo popolnoma raztrgajo.

Bele pritlikavke [ uredi | uredi kodo ]

Bele pritlikavke so stabilne, ker je gravitacijska sila v ravnovesju z degeneracijskim tlakom zvezdinih elektronov. (To ni zmanj?ano z odbijanjem elektronov, ampak je posledica Paulijevega izklju?itvenega na?ela .) Ko zvezdi ne preostane ve? goriva, zvezda seva preostanek energije v hladni medzvezdni prostor za nekaj milijonov let. Na koncu preostane hladna temna masa, ki ji v?asih pravimo temna pritlikavka. Kakorkoli ?e, Vesolje ni dovolj staro, da bi tak?ne pritlikavke obstajale. ?e masa bele pritlikavke prestopi Chandrasekharjevo mejo , potem elektronski degeneracijski tlak upade in zvezda se sesede. To povzro?i, da bela pritlikavka zable??i kot supernova vrste I. Te supernove so v?asih mo?nej?e kot smrt masivne zvezde (tip supernove tipa II). Torej bele pritlikavke, masivnej?e od 1,44 Son?evih mas, ne obstajajo; elektronski degeneracijski tlak ni dovolj mo?an in zvezda se sesede v ?e poznej?o stopnjo zvezdinega razvoja: nevtronsko zvezdo (ki ima maso med 1,44 in 3,00 Son?evimi masami). ?e bela pritlikavka tvori dvozvezdje in sta si zvezdi zelo blizu, potem snov z ve?je in manj gostej?e zvezde orjakinje po?asi pada v akrecijski disk, ki se nabira okrog bele pritlikavke, to?ka, kjer se ta padajo?a snov dotakne akrecijskega diska pa mo?no sveti rentgensko svetlobo. ?e je tak?ne snovi dovolj, pritlikavka lahko ponovno eksplodira. Ta eksplozija se imenuje nova ali celo ponavljajo?a (retro) nova.

Glej tudi [ uredi | uredi kodo ]

• seznam zvezd
• zvezdni katalog

Zunanje povezave [ uredi | uredi kodo ]

Poglejte si besedo zvezda  ali Zvezda v Wikislovarju, prostem slovarju.

Wikimedijina zbirka ponuja ve? predstavnostnega gradiva o temi: Zvezda