ZVEZDE

 

Zvezda džin V838 Monocerotis veličine Jupiterove orbite

Eksplozija zvezde "nova"

Supernova

U tamnoj noći bez mesečine nebo je obasuto brojnim svetlim tačkama. One neprestano trepere usled posledice strujanja vazduha u našoj atmosferi. Zvezde svetle sopstvenom svetlošću i vrlo su slične našem Suncu. Međusobno se razlikuju po veličini, sjaju, boji, gustini i temperaturi. Hemijski sastav im je vrlo sličan. Dominiraju vodonik i helijum kao osnovni elementi. Rastojanja između zvezda su vrlo velika pa se ne mogu meriti našim zemaljskim jedinicama. Zbog toga se rastojanja između zvezda meri jedinicama kao što su svetlosna godina (gs) koja iznosi 460.530.000.000 kilometara a druga veća jedinica je parsek (3,26 gs). Neke najbliže zvezde našem Suncu su: Sirijus (8,7gs), Procion (11,4 gs), Altair (16,3 gs), Vega (26,4 gs), Poluks (34,9 gs), Artuk (36,2 gs) i Kapela (44,7 gs). Pri posmatranju zvezda dobija se utisak da su zvezde na nebu nepomične ali to nije tačno. Sve zvezde se kreću brzinom oko 20 do 30 km/s. Retke su zvezde koje se kreću brže ili sporije. Zvezde se po svojoj veličini dosta razlikuju. Ima ih džinovskih, koje su stotinama puta veće od Sunca a takođe ima i malih čiji prečnik je manji i od naše planete. Veličina zvezde ne znači i veću masu tako da je zvezda sa velikim prečnikom uglavnom veliki balon koja nema ogromnu masu. Najveću gustinu imaju male zvezde (beli patuljci) čija gustina je 100 milijardi kilogama po kubnom metru.

Jedna od najvažnijih karakteristika zvezda jeste njihov sjaj (luminoznost). U astronomiji se ona meri poređenjem koliko puta je svetlija ili tamnija od Sunca. Sjaj im može biti vrlo različit što zavisi od dimenzije zvezde. Veće (masivnije) zvezde imaju veću gravitaciju koja uslovljava veću temperaturu i veći sjaj. U zavisnosti od temperature različita im je i boja. Najtoplije su plave zvezde (i do 100.000 K) a najhladnije su crveno tamne zvezde (oko 1.500 K). Po tome je napravljena specifikacija zvezda i izražava se u klasama: O, B, A, F, G, K i M (od najsjajnijih do veoma hladnih). Svaka klasa se deli na 10 podklasa koje se izražavaju dodatnim brojevima (A0, A1...A9). Za razliku od našeg Sunca koji je samostalna zvezda u svemiru veći broj zvezda čine višestruke sisteme: dvojne, trojne i slično.

Prilikom posmatranja zvezda može se zapaziti da neke zvezde menjaju svoj sjaj pa ih nazivamo promenljivim. Postoje različite podele promenljivih zvezda. One koje vrlo pravilno menjaju svoj sjaj dele se na: periodično promenljive i pravilno promenljive. Zvezde koje razlikujemo po pravilnosti promena sjaja delimo ih na: pravilne i nepravilno promenljive zvezde. Po mehanizmu promene prividnog sjaja razlikujemo: pulsirajuće, eruptivne i eklipsno promenljive zvezde.

Periodično promenljive zvezde zvezde delimo na kratkoperiodične i dugoperiodične zvezde.
Kratkoperiodične promenljive zvezde (Cefeide) nazivamo zvezde koje svoj sjaj menjaju u vremenskom periodu od nekoliko sati (kratkoperiodične) do nekoliko stotina dana (dugoperiodične). Razlika u sjaju može biti i do dve magnitude sa vrlo velikom vremenskom tačnošću. Predpostavlja se da se zvezda širi i skuplja pa povećava i smanjuje svoj sjaj.
Dugoperiodične promenljive zvezde (Miride) nazivamo zvezde koje svoj sjaj menjaju u periodu od godinu dana sa vrlo velikom razlikom u sjaju (7 magnituda). Najverovatnije zvezda izbacuje veliku količinu vrelih gasova u gornje slojeve svoje atmosfere. Uglavnom su to zvezde džinovi ili super džinovi spektralne klase M.

Polupravilno i nepravilno promenljive zvezde. Kod nekih zvezda može se utvrditi stepen pravilnosti promene sjaja ali se ona ne ponavlja (polupravilno promenljive) ili se ne može utvrditi nikakva pravilnost u promeni sjaja zvezde (nepravilno promenljive). Kod nepravilno promenljivih zvezda dolazi do delimične eksplozije zvezde (pojava nove). Tada dolazi do naglog povećanja sjaja zvezda ( i za šesnaest prividnih veličina). Nove imaju osobinu smirivanja i vraćanja na prvobitan sjaj ali se njena aktivnost može ponoviti u nekom neodređenom vremenskom periodu. Pravi biseri među zvezdama su pojava eksplozija supernova koje se javljaju relativno retko. To su džinovske eksplozije super masivnih zvezda koje oslobode ogromnu količinu energije u jednoj sekundi. Prvidni sjaj joj se poveća za 20 jedinica. Do sada je otkriveno oko 1.000 ostataka supernova najčešće u drugim galaksijama.

Zvezda Prividni sjaj Tip Spektralni tip Period u danima Primedbe mv max mv min z Gem 3,8 4,4 Cefeida F7-G3 10,15172 Period promenljiv hGem 3,1 3,9 - M3 - Polupravilna i pomracujuca d Lib 4,8 5,9 Eklipsna A1 2,32735 - e Aur 3,2 4,0 Eklipsna F0ep 9833 - z Aur 5,0 5,6 Eklipsna B7+K4 972,176 - a Her 3,0 4,0 Nepravilna M5 - - g Her 4,2 6,0 Polupravilna M6 70 i 900 - u Her 4,6 5,2 Eklipsna B3+B5 2,05103 Podtip beta Lyrae g Cas 1,6 3,0 Nepravilna B0e - - r Cas 4,1 6,2 Polupravilna Fep 110 i 1100 - b Lyr 3,4 4,3 Eklipsna B8p 12,9350 Period promenljiv R Lir 4,0 5,0 Nepravilna M6 46? - a Ori 0,4 1,3 Nepravilna M2 2070 - h Aqu 3,5 4,6 Cefeida F6-G4 7,17664 - b Peg 2,1 3,0 Nepravilna M2e - - r Per 3,3 4,0 Nepravilna M4 33-55 i 1100 - l Tau 3,5 4,0 Eklipsna B3 3,95295 - d Cep 3,6 4,5 Cefeida F5-G2 5,36634 Period promenljiv b Per 2,2 3,5 Eklipsna B8+G 2,86733 Algol m Cep 3,6 5,1 Nepravilna M2 90; 730; 4500 Heršelova zvezda

Eklipsno promenljive zvezde su zvezde koje ne menjaju svoj sjaj usled unutrašnjih procesa već usled fizičkog zaklanjanja neke druge zvezde (višestruki sistemi). Najpoznatiji predstavnik ove vrste promenljivih zvezda je Algol (Persej), koji je i dobio ime "Đavolja zvezda" po svojoj osobini da periodično menja svoj sjaj u vremenu od 2,87 dana.

Posmatranje promenljivih zvezda je zahvalno područje rada za astronome amatere. Profesionalni astronomi ne mogu da prate sve promenljive zvezde zbog njihovog ogromnog broja, tako da amateri tu mogu da daju značajan doprinos astronomiji. Uslov je da se posmatranja vrše sistematski i da budu dobro organizovana i dugotrana - više meseci pa i godina. Osnovni zadatak je da se izvede kriva promene sjaja zvezde u funkciji vremena, što se dobija čestim posmatranjima i odredjivanjem sjaja promenljive zvezde kako golim okom tako i instrumentom - fotoelektričnim fotometrom.

Pošto početnici (astronomi amateri) najčšće ne raspolažu fotometrima i velikim teleskopima, njima se preporucčuje posmatranje prostim okom. Promenljivih zvezda koje su dovoljno sjajne za to ima oko dvadesetak, a neke koje se preporučuju za početnike date su u tabelli desno.

Obeležavanje zvezda
Gotovo sve sjajnije zvezde imaju svoja sopstvena imena. Ona su najvećim delom arapskog porekla dok neka potiču iz stare Grčke kao na primer Sirijus i Spika. Astonomi koriste ova imena dajući  povremeno prednost  sistemu grčkih slova koji je Nemački astronom Bajer (Johann Bayer) uveo 1603. g. u svom kapitalnom delu, zvezdanom atlasu Uranometrija. Bajer je najsjajniju zvezdu obeležio sa a sledeću po sjaju sa b i tako dalje po redosledu. Drugi sistem za označavanje zvezda dao je nešto kasnije Engleski astonom Flamsted (Royal John Flamsteed). On je u svom katalogu objavljenom 1725. g. zvezde beležio arapskim brojevima od 1 pa na dalje krećući se po sazveždju u smeru porasta rektasenziske koordinate. Tako danas svaka sjajnija zvezda ima nekoliko oznaka sa kojima je odredjena. Zvezda Algenib je ujedno i Gama Pegazi i 88 Peg.
Danas pored tih postoje i dodatne oznake iz drugih savremenih kataloga (SAO, HD), kao i poseban sistem označavanja za promenjljive zvezde.

Zračenje, magnitude i sjajnost

Zračenje     
Sve informacije koje imamo o nekom nebeskom objektu dobijamo analizom energije koje je ono zrači. Radio talasi, svetlost, toplota, X-zraci i gama zraci predstavljaju oblike elektromagnetnog zračenja - energije koja se u obliku talasa prenosi kroz svemir. Elektromagnetni spektar je potpuna oblast talasnih dužina elektromagnetnog zračenja od vrlo dugog kao što su radio talasi pa do vrlo kratkog kao gama talasi. Zemljina atmosfera je propusna za zračenje najvećeg dela talasnih dužina i ove oblasti se mogu posmatrati sa zemlje. Zračenje ostalih talasnih dužina se proučava pomoću instrumenata koji su postavljeni van zemljine atmosfere.

Sjajnost i magnitude
Prividan sjaj nebeskih objekata zavisi od količine zračenja koje naše oko (ili neki merni instrument) primi. Uobičajno je da se sjaj izračunava prema skali magnituda. Ptolomej je u svom zvezdanom katalogu (koji je baziran na četiri veka ranijem Hiparhovom) sve zvezde koje je mogao videti klasifikovao u 6 veličina sjaja koje je nazvao magnitudama. Najsjajnije zvezde je proglasio zvezdama prve magnitude, one nešto slabije zvezdama druge magnitude i tako dalje sve do zvezda koje su se jedva videle i za koje je odredio da budu šeste magnitude. Kasnije, pronalaskom teleskopa skala je produžena da bi se klasifikovale zvezde koje se ne mogu videti slobodnim okom pa smo dobili zvezde sedme magnitude, osme i tako dalje. Kada su u 19-om veku razvijene instrumentalne metode za merenja relativnog sjaja zvezda uočeno je da zvezda koja ima za jednu magnitudu veći sjaj od druge (kako su to utvrdili posmatraci u prošlosti) približno daje 2,5 puta više svetla. Tako interval od pet magnituda odgovara količniku sjaja od  2,5⁵ što je približno 100. Ovo definisanje je omogućilo potpuno preciznu primenu i razvoj skale magnituda kao jednog od osnovnih temelja savremene Astronomije. Tako je za veoma sjajne nebeske objekte skala produžena preko nule prema negativnim vrednostima, pa tako najsjajnija zvezda Sirijus ima sjaj -1,46 mag.; Jupiter -2,9; Venera kada je najsjajnija -4,4; pun Mesec -12,7; Sunce -26,7 itd..

Prividna magnituda
Ovo je magnituda nekog nebeskog objekta procenjena ljudskim okom, odredjena fotografski na osnovu nekog snimka ili merena fotoelektricnim fotometrom sa neke tačke na zemlji. Obeležava se slovom m. U astronomskoj fotometriji merenja prividne magnitude je moguće vršiti u različitim oblastima talasnih dužina. Vizualna magnituda m_v najviše odgovara onome što vidi ljudsko oko; fotografska magnituda m_pg procenjena sa fotografskih snimaka koji koriste tradicionalno plavo osetljive filmove, i foto-vizualna magnituda koja se dobija kombinacijom fotografske emulzije i posebnih filtera kako bi se što vernije zabeležilo ono što vidi ljudsko oko. Kod preciznog odredjivanja magnituda zvezda merenja se vrše fotoelektričnim fotometrima i mogu biti izvršena u različitim oblastima talasnih dužina. Najčešće je korišćen takozvani UBV sistem. U je u vezi sa ultra-violetnom, B sa plavom a V sa vidljivom skalom. Tako su B magnitude bliske starim m_pg a V magnitude starijim m_v i m_pv magnitudama. Merenja talasnih dužina se dalje mogu proširiti tako da obuhvate i crvenu i infracrvenu oblast.

Može se smatrati da magnitude merene fotoelektrično imaju tačnost do oko jednog stotog dela. One su odredjene za oko 100 000 zvezda uključujući skoro sve zvezde sjajnije od 6,5 mag. Sjaj mnogih slabijih zvezda je meren vizuelnim fotometrima i mogao se dobiti sa preciznošću od oko jednog desetog dela magnitude. Ipak za najveći broj slabijih zvezda sjaj je utvrdjen procenom (okom), pomoću optičkih instrumenata ili sa fotografskih snimaka. U ovim slučajevima greška može iznositi i više od pola magnitude .

Indeks Boja
Indeks boja predstavlja razliku izmedju magnituda zvezde merenim u različitim oblastima talasnih dužina, uobičajno izmedju B i V (B-V) ili U i B (U-V). B-V indeks bele zvezde je blizak nuli do kod crvenih on može iznositi i nekoliko magnituda.

Apsolutna magnituda
Prividna magnituda ne može biti pokazatelj stvarne sjajnosti zvezde jer će nam neke bliže izgledati sjajnije od zvezda koje se nalaze mnogo dalje. Zato je uveden pojam apsolutne magnitude koja predstavlja prividan sjaj posmatrane zvezde, kada bi se ona nalazila na standardnoj udaljenosti od 10 pc (parseka) što iznosi oko 33 svetlosne godine. Ova veličina je veoma značajna jer nam omogućuje da vršimo poredjenja sjaja zvezda koje se nalaze na raznim udaljenostima, što se mnogo koristi u astrofizičkim istraživanjima. Tako na primer naše Sunce ima apsolutnu magnitudu 4,8 ; tipična zvezda gigant izmedju +1 i -1 ; supergigant Rigel -8.1 ; supernove u maksimumu od -16.5 do -21 i najslabije sjajna zvezda za koju se zna V1289 Aql 18.6. Apsolutna magnituda zvezde (M) može biti izračunata ako se zna prividna magnituda (m) i paralaksa (p) zvezde.

M = m + 5 + 5 log p

Ova formula se može smatrati tačnom samo ako se zanemari uticaj medjuzvezdanog gasa i prašine koji dodatno slabe sjaj udaljenijim zvezdama. Pošto se ova materija ne nalazi uniformno, već je najgušća prema galaktičkoj ravni, popravka uzima u obzir galaktičke kordinate posmatrane zvezde.

Bolometrijska magnituda
Količina ukupnog primljenog zračenja od neke posmatrane zvezde u svim oblastima talasnih dužina izražava se veličinom koja se naziva bolometrijska magnituda (m_bol). Merenja mogu biti načinjena sa bolometrima - uredjajima koji registruju totalno zračenje bez obzira na talasnu dužinu ili procenom na osnovu merenja standardnim metodama na različitim oblastima talasnih dužina. Razlika izmedju bolometrijske magnitude m_bol i prividne vizualne magnitude m_v ili m_pv naziva se bolometrijska korekcija (BC). Ova korekcija je bliska nuli za Sunce i njemu slične zvezde kod kojih je površinska temperatura oko 6500 K. U slučaju toplijih i hladnijih zvezda ova veličina je značajna jer ovakve zvezde emituju značajan deo zračenja van vidljivog spektra.

vrh | Napred >>