Područje formiranja zvijezda u Velikom Magelanovom oblaku. Autorstvo fotografije:NASA/ESA
Zvijezda jesferoidnonebesko tijelo koji se sastoji od ogromne maseplazme koju drži zajedno vlastitagravitacija. Zvijezde se vide kao svijetleće tačkice na noćnom nebu koje bljeskaju zbog efektaZemljine atmosfere i njihove udaljenosti od nas. Sunce je izuzetak jer je ono jedina zvijezda dovoljno bliska Zemlji tako da se može vidjeti kao disk i osigurati joj dnevnu svjetlost.
U svakodnevnom ljudskomgovoru iastronomiji postoji razlika u upotrebi termina "zvijezda". Obično se pod pojmom zvijezda ne podrazumijeva Sunce, a ponekad se odnosi na vidljive planete, pa čak imeteore.
Najbliža zvijezda Zemlji, osim Sunca, je Proksima Kentauri (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.
Plejade
Ipak, pored ove udaljenosti i nekolikom puta većih udaljenosti, postoji još nekoliko zvijezda koje smatramo najbližim (pogledati listunajbližih zvijezda).
Astronomi misle da ima najmanje 70 trilijardi zvijezda u poznatom dijelu našeg Svemira (70.000.000.000.000.000.000.000 ili 7×1022).
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 sićušneneutronske zvijezde (koje su zapravo mrtve zvijezde ne veće od nekog gradića),supergigante (veledivove) kakvi suSjevernjača (Polaris) iBetelgez (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.
Naučno gledano, zvijezde su samogravitirajuće sfere sačinjene odplazme u stanju ravnoteže koja proizvodi njihovu sopstvenuenergiju kroz procesnuklearne fuzije.
Stelarna astronomija proučava zvijezde i pojave koje pokazuju različiti oblici/razvojna stanja zvijezda. Mnoge su zvjezde su silama gravitacije povezane sa drugim zvijezdama formirajući takodvojne zvijezde (binarne zvijezde). Također postoje i veće zvjezdane skupine poznate kaozvjezdana jata ili klasteri. Zvijezde nisu jednoliko raspršene uSvemiru već se grupišu u još veće zvjezdane skupove poznate kaogalaktike. Običnu galaktiku sačinjavaju bilioni zvijezda.
Dijagram opisuje model zvijezde, tipa našeg Sunca. Autorstvo slike: NASA
Prema mišljenju astronoma zvijezde nastaju umolekularnim oblacima, tj. veliki područjima neznatno velike gustoće materije (mada još manje gustoće od zemaljskevakuumske komore) i koje nastaju zbog gravitacione nestabilnosti unutar ovih oblaka koje pokreću udarni talasi izsupernove.[1][2]
Zvijezde provode oko 90% svoga života trošećivodonik u procesu fuzije da bi proizvelehelij u reakcijama pod visokim pritiskom u blizini jezgra. Za ovakve zvijezde se kaže da su to zvijezdeglavnog niza.[3]
Male zvijezde, koje se nazivajucrvenim patuljcima sagorijevaju svoje gorivo vrlo sporo za najmanje od stotinu do bilion godina. Na kraju svojih života postaju sve tamnije i tamnije i potom postajucrni patuljci.[4]
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 planeteMerkur iVeneru.) 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, zaključno doželjeza.)[5]
Zvijezda prosječne veličine će zatim raspršiti svoje vanjske slojeve tvoreći takoplanetarnu maglicu. Jezgro koje preostaje će postati mala lopticadegenerisane materije nedovoljno masivne za dalji proces fuzije koju podržaje degenerativni pritisak i zove sebijeli patuljak. Potom će se na kraju pretvoriti ucrnog patuljka.
Kod većih zvijezda fuzija se odvija dok se ne završi sažimanje uzrokujući i eksploziju te zvijezde i nastanaksupernove. Ovo je jedini kosmički proces koji se dešava tokom ljudskog vijeka. Tokom historije su promatrane kao "nove zvijezde" kojih nije bilo prije. Većina zvjezdane materije se rasprši tokom eksplozije formirajući maglice (poputRak-maglice) a njeni ostaci kolabiraju uneutronsku zvijezdu (pulsar ilirendgenski raspršivač), ili u slučaju većih zvijezda ucrnu rupu.
U sastav raspršenih vanjskih slojeva ulaze i teškielementi od koji često grade nove zvijezde iliplanete. Ispuštena materija izsupernove izvjezdani vjetar velikih zvijezda igraju ključnu ulogu u oblikovanju međuzvjezdane sredine.
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 različite tamne i svijetle linije koje karakteriziraju pojedine elemente. Vruće i mlade zvijezde kojima je glavni izvor energije fuzijavodika uhelij imat će izražene karakteristične 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 odgovarajumolekulama kao što jetitanij oksid.[6]
Redoslijed “O B A F G K M” predstavlja temperaturni niz od vrućih plavih O zvijezda prema hladnijim crvenim M zvijezdama. Prva 3 tipa se nazivaju ranim spektralnim tipom, zadnja tri kasnim, budući da se prije mislilo da je to evolucijski niz; danas znamo da se to odnosi na razlike u masi.[7]
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 primjenomkvantne mehanike i statističke fizike bilo je moguće pronaći uzroke različitih spektara.
Mnoge se zvijezde identificiraju samo prema kataloškim brojevima, a samo ih nekoliko ima vlastito ime. Imena su tradicionalna i uglavnom su porijeklom izarapskog,latinskog igrčkog jezika, te kaoFlamsteedove designacije ili kaoBayerove designacije. Jedina ustanova kojoj je dato pravo od strane naučnih krugova da imenuje zvijezde i druga nebeska tijela jeMeđunarodna astronomska unija. Jedan broj privatnih kompanija (npr. kaoMeđunarodni zvjezdani 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. Pogledatizvjezdane designacije za više informacija o tome kako se daju imena zvijezdama.
Nuklearna fuzija je bitna jer je on uzrok gašenja zvijezda. Fuzija je proces pri kojem senukleusi dva lakša atoma spajaju u jedan teži nukleus. Iako je nukleus koji nastane na ovaj način teži od bilo kojeg atoma od kojih je nastao, nije teži od zbira njihovih težina. Ova izgubljenamasa je transformisana u drugi videnergije (svijetlost itoplota). Fuziji ne podliježu svihemijski elementi. Mogo rjeđe 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.[8][9]
Razne reakcije nuklearne fuzije se odvijaju u unutrašnjosti zvjezdanih jezgara, zavisno od njihove mase i hemijskog sastava (v.stelarna nukleosinteza).
Zvijezde počinju svoj život kao oblaci sastavljeni uglavnom od 25% vodika, te helija i težih elemanata u manjim procentima.
U Suncu sa temperaturom jezgra od oko 107 K vodik se troši u procesu fuzije da bi nastao helij u tzv.proton-proton reakciji:
↑Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations".Astrophysical Journal, Part 1.214: 725–741.Bibcode:1977ApJ...214..725E.doi:10.1086/155302.
