ZVEZDE

 

Udaljenosti, kretanja i fizički parametri

Zvezdana rastojanja   
Dimenzije svemira su ogromne pa je tako za rastojanja izmedju zvezda i galakija neprikladno koristiti kilometar kao najveću jedinicu koja je u upotrebi za merenje rastojanja na zemlji. Iz tog razloga za razdaljine izmedju zvezda i galaksija se koristi takozvana Svetlosna godina (engleski: Light year ili skraćeno l.y.). Ovo je udaljenost koju prelazi svetlosni zrak za godinu dana, krećući se brzinom od blizu 300.000 kilometara u sekundi. Ovo iznosi približno 9,5*10¹² ili 9 500 000 000 000 (devet i po hiljada milijardi) kilometara. Tako je nama najbliža zvezda Proksima Kentauri udaljena 4,2 Svetlosne godine. Manje "Svetlosne jedinice" kao što su: svetlosni meseci, nedelje, dani, minuti i sekunde su takodje u upotrebi za rastojanja unutar sunčevog sistema. Na ovaj način mereno, Mesec je od nas udaljen samo 1,3 svetlosne sekunde dok je Sunce daleko 8,3 svetlosne minute ili 499 svetlosnih sekundi. Ipak za rastojanja unutar Sunčevog sistema najčešće se koristi Astronomska jedinica koja predstavlja srednje rastojanje Zemlja - Sunce i iznosu oko 150.000.000 km.

Parsek  
Jedinica za udaljenosti koja je najčešće u upotrebi kod astrofizičkih razmatranja jeste Parsek (pc). Jedan Parsek predstavlja udaljenost do zvezde koja bi imala godišnju paralaksu od jedne lučne sekunde. Naravno takva zvezda ne postoji jer najveću paralaksu pokazuje nama najbliža zvezda Proksima Kentauri od 0,772 lučne sekunde što daje udaljenost od 1,3 pc.Trigonometrijska paralaksa je godišnja razlika u položaju jednog nebeskog tela vidjenog sa dva različita mesta a izražena u jedinicama ugla.

Na slici desno je prikazana relativno bliska zvezda vidjena sa zemlje zajedno sa udaljenijim zvezdama u pozadini. Ako je posmatramo preko cele godine možemo zapaziti da ona opisuje malu elipsu u odnosu na ostale zvezde koje se čine nepokretne. Ova elipsa će biti spljoštenija što je posmatrana zvezda bliže ekliptici. Dužina veće poluose ovako dobijene elipse izražena u uglovnim sekundama predstavlja godišnju paralaksu (p) posmatrane zvezde.

Najveći broj zvezdanih paralaksi su toliko male vrednosti da su praktično nemerljive.

Zvezdana kretanja 
Kretanje neke zvezde u odnosu na Sunce se izražava preko dve glavne komponente brzine: radijalne koja se naziva radijalna brzina (R) i predstavlja kretanje u liniji posmatranja i tangencijalne brzine (T) koja odredjuje kretanje normalno na liniju posmatranja. Kada su brzine R i T odredjene lako je izračunati ukupnu brzinu zvezde kao i njen pravac kretanja u prostoru odredjen uglom q

V = ( R² + V²)^1/2                tan q = T / R

Radijalna brzina može biti odredjena iz pomeranja linija zvezdanog spektra prouzrokovanim Doplerovim efektom. Pozitivna radijalna brzina znači da se zvezda udaljava dok negativna vrednost označava da nam se zvezda približava. Najveći broj zvezda ima radijalne brzine izmedju +40 i -40 km/s. Periodične promene u vrednostima radijalnih brzina su ranije ukazivale na orbitalna kretanja spektroskopski dvojnih zvezda dok se poslednjih godina razvojem preciznosti mernih uredjaja na ovaj način otkrivaju čak i planetarni sistemi oko zvezda.

Tangencijalna komponenta zvezdanog kretanja se uočava kao spora promena u poziciji zvezde. Zapaženo uglovno pomeranje u toku od jedne godine se definiše kao godišnje sopstveno pomeranje zvezde (m) i izražava se u uglovnim sekundama. Najveće poznato sopstveno pomeranje ima takozvana Barnardova zvezda od oko 10,3 uglovnih sekundi godišnje. Kao posledica ovakvog kretanja dolazi do promene oblika sazveždja ali je proces suvise spor da bi se golim okom registrovao u toku jednog ljudskog veka.

Zvezdani prečnici
Još nije napravljen toliko jak teleskop koji bi nam otkrio disk neke zvezde ne računajući Sunce. Prva merenja zvezdanih prečnika su načinjena uredjajima zvanim stelarni interferometri čiji je rad zasnovan na principu interferencije svetlosnih talasa sa različitih delova nekog objekta konačnih dimenzija. Ovakvom metodom su odredjene veličine za izvestan broj zvezda. Tako je na primer za zvezdu a Oriona ili Betelgez izmerena veličina od 3 stota dela uglovne sekunde što za udaljenost zvezde od 500 svetlosnih godina daje prečnik od skoro 700 miliona kilometara ili 500 puta veći od sunčevog. Inače dosada najveća ovako dobijena vrednost iznosi 5,6 stota dela sekunde za zvezdu R Kasiopeje.

Najznačajnije je da su dimenzije zvezda u neraskidivoj zavisnosti od njihovih temperatura i emisivnosti. Ova zavisnost je najbolje predstavljena u obliku Hercsprung–Raselovog dijagrama. Prečnici tipičnih zvezda su u rasponu od nekoliko stotina miliona kilometara (super giganti), preko 1,4 miliona (Sunce), do nekoliko stotina kilometara (beli patuljci) ili čak i samo nekoliko desetina kilometara (neutronske zvezde).

Zvezdane mase i gustine
Mase zvezda se direktno mogu odrediti samo u slučaju višestrukih zvezdanih sistema iz njihovih perioda obrtanja oko zajedničkog težišta. U svim ostalim slučajevima mase zvezda se procenjuju iz zavisnosti masa-sjajnost preko unapred procenjenih apsolutnih magnituda. Najveći broj zvezda ima masu u intervalu izmedju 0,1 i 10 sunčevih masa. Kao posledica toga što zvezdane mase mogu da se nadju u mnogo manjem opsegu nego zvezdani prečnici postoje veoma velike varijacije u zvezdanim gustinama. Tako Sunce ima srednju gustinu od 1,4*10³ kg/m3, prosečan supergigant 10^-2 kg/m3, beli patuljak izmedju 10⁸ - 10¹¹ kg/m3, a neutronska zvezda čak 10¹⁶ - 10¹⁸ kg/m3.

Zvezdane temperature
Temperatura na površini neke zvezde direktno može biti procenjena na osnovu njene boje, odnosno njenog B-V kolor indeksa. Pošto ova veličina veoma blisko korespondira sa zvezdanom spektralnom klasom, zavisnost temperature zvezda prema ostalim zvezdanim karakteristikama može se jasno sagledati na osnovu Hertzsprung-Raselovog dijagrama. Na ovaj način dobijena površinska temperatura Sunca iznosi oko 5.700 K (stepeni kelvina). Temperature koje nastaju u zvezdanim jezgrima su veće za nekoliko reda veličina. Tako se temperatura u centru Sunca procenjuje na 15 miliona Kelvina. Ovako visoke temperature obezbedjuju uslove za procese fuzije, čijim se odvijanjem stvara celokupna energija zvezde.

Spektralna klasifikacija zvezda
Italijanski astronom Seki (P. A. Secchi) je 1860. načinio prvi pokušaj da klasifikuje zvezde na osnovu vizuelnog posmatranja njihovog spektra (boje) tako što je zvezde podelio u četiri grupe. Kasnije klasifikacije koje su bile bazirane na foto postupcima omogućile su naravno mnogo finiju podelu. Hardvardski sistem klasifikacije prvi put objavljen od Pikeringa (E. C. Pickering), a kasnije doradjen od Kenona (A. J. Cannon) i Fleminga (W. P. Fleming) bio je neposredan predhodnik sistemu koji se danas koristi. Današnji sistem klasifikacije nosi naziv MKK (po njegovim tvorcima Morganu Kinenu i Kelmanu (Morgan, Keenan, Kellman), MK ili Jerksov (Yerks) sistem. Ovaj sistem donosi dve oznake spektralne klasifikacije. Prva je oznaka spektralne klase dok je druga oznaka klase emisivnosti koja je merilo stvarne sjajnosti zvezde.

Spektralne klase zvezda   
Osnovni empirijski podaci vezani za fizičke osobine zvezda dobijaju se na osnovu merenja i analize zračenja koje one emituju. Izučavanje spektralnih karakteristika zvezda daje nam možda najznačajnije informacije o zvezdama. Prema tipu i karakteristikama njihovih spektara zvezde su podeljene na spektralne tipove (klase). Osnovni kriterijum klasifikacije je intenzitet i vrsta spektralnih linija (emisionih i apsorbcionih) i pojava razlizitih molekulskih traka u spektrima svake od njh. Kako je hemiski sastav površinskih slojeva zvezda praktično istovetan jasno je da da je temperatura ta koja koja odredjuje stepen pobudjenja atoma i molekula, a to znači i spektralni tip.

Preko 90% svih zvezda se mogu svrstati u jedan od sedam glavnih tipova spektralne klase. Tipovi su označeni slovima preuzetim iz starijeg Hardvardskog sistema.

O B A F G K M

Pošto je ovaj sistem klasifikacije dovoljno precizan svaka od ovih osnovnih klasa je mogla biti podeljena u deset podklasa sa precizno razdvojenim karakteristikama. Tako su u okviru klase A razdvojene klase A0, A1, .., A9, gde bi klasa A5 bila tačno izmedju A0 i F0 klase. Kriterijum koji se koristi da bi se zvezde razvrstale po ovim klasama je prilicno složen ali se može prihvatiti da je karakteristika svake klase postojanje odredjenih tipova apsorbcionih linija u zvezdanom spektru.

O linije jonizovanog helijuma (HeII) plave zvezde B linije neutralnog helijuma (He) plavo – bele zvezde A linije vodonika (H) bele zvezde F manje linija vodonika + linije metala belo – žute zvezde (zelene zvezde) G linije metala žute zvezde (Sunce G2) K pojačane linije metala (K, CaII, Fe, TiII) narandžaste zvezde M linije molekula posebno TiO crvene zvezde

I super divovi II svetli divovi III divovi IV poddivovi V obicni patuljci VI podpatuljci VII beli patuljci

Kao dopuna ovim osnovnim klasama kasnije su pridodate još neke. Tako su tipovi R i N po spektru veoma slični G5 – K5 osim što su dodatno prisutne trake C₂ i CN (kod R manje a kod N više). Novi tip S se od tipa K razlikuje samo po prisustvu traka CiO. Tip W klasifikuje takozvane Volf - Rajetove zvezde (Wolf - Rayet) koje u svom spektru sadrže intenzivne emisione linije.

Klase emisivnosti zvezda  
Medju zvezdama iste spektralne klase mogu postojati značajne razlike u emisivnosti odnosno količini energije koju one zrače. Tako je na osnovu ovog kriterijuma izvršena podela zvezda na sedam klasa emisivnosti, a oznaka klase je rimski broj koji stoji odmah pored oznake spektralne klase.

Klase po potrebi mogu biti podeljene na potklase koje se obeležavaju sa: a, ab ili b. Isto tako koristi se i na primer oznaka III-IV koja govori da je zvezda izmedju te dve klase emisivnosti.

Tako neke poznatije zvezde imaju sledeću punu oznaku po MKK klasifikaciji: Sunce: G2V, b Cet (Deneb Caitos): K0III, a CMi (Polara): F5IV-V, a Ori (Betelgez): M2Iab.

Kao dodatak MKK notaciji mogu biti korišćene i oznake za neke nestandardne karakteristike pojedinih zvezdanih spektara: e - emisione linije, m - linije metala, p - neobični spektri, v - promenljivi spektri, itd.

Hercsprung - Raselov dijagram  
Mukotrpni posao generacija astronoma na sakupljanju podataka o zvezdama dobio je puni smisao tek kada su na osnovu njih utvrdjene empirijske zakonitosti izmedju pojedinih veličina koje karakterišu zvezde. U nizu takvih zakonitosti najveći značaj ima veza izmedju apsolutnih zvezdanih veličina i spektralnih klasa zvezda, koju su na početku ovog veka (1905 - 1914) uočili nezavisno jedan od drugoga danski astronom Hercsprung (E. Hertzsprung) i amerikanac Rasel (H. N. Russell). Ova zavisnost je najboje prikazana Hercsprung - Raselovim ili HR dijagramom.

Na slici je prikazan HR dijagram zvezda poznatih apsolutnih zvezdanih veličina i spektralnih klasa. Ako posmatramo raspodelu zvezda po dijagramu možemo primetiti da je najveći broj zvezda rasporedjen duž relativno uskog pojasa koji se proteže po dijaginali dijagrama, od levog gornjeg ugla (vreli plavi super divovi) do desnog donjeg ugla (hladni crveni patuljci). Ovaj pojas se naziva glavni niz (grana) HR dijagrama i odlikuje se sem brojnosti i malim rasejanjem tačaka koje predstavljaju zvezde.

Sledeća po brojnosti je grcupa zvezda spektralnih klasa G – M i apsolutnih zvezdanih veličina oko O^m koje se nazivaju zvezde divovi. Njihove emisivnosti i radijusi za nekoliko redova veličina nadmašuju vrednosti zvezda glavnog niza istih spektralnih klasa. Nešto iznad ove grupe se nalaze malobrojni super divovi sa apsolutnim veličinama od -3^m od -8^m. Posmatranja su pokazala da na jednu zvezdu super diva dolazi oko 1000 divova i oko 10 miliona zvezda glavnog niza.

Na apcisi HR dijagrama se često pored spektralne klase stavlja i skala temperatura zvezda. Tako položaj zvezde u HR dijagramu odredjuje odnos izmedju dva najvažnija posmatračka parametra emisivnosti i temperature zvezde. HR dijagram ima svoj veliki značaj kako u pregledu i klasifikaciji najbrojnijih objekata u vasioni zvezda, tako i u razumevanju njihovog životnog ciklusa.

Sazveždja

U prošlosti pojam sazveždja je bio vezivan za zvezdane figure onako kako ih je nekada davno videla čovečija mašta. Danas ona pre svega imaju značenje odredjenih oblasti neba. Bilo kako da ih posmatramo ona predstavljaju kamen temeljac nebeske orjentacije. Na nebu postoji ukupno 88 sazveždja (iz naših krajeva se vidi 69). Ova savramena podela neba vodi poreklo iz 150-te godine naše ere kada je grčki astronom Ptolomej, u svojoj knjizi Almagest, objavio spisak od 48 sazveždja. U to vreme sazveždja su smatrana za zvezdane šare, bez definisanih granica medu njima. Mnoga od ovih zvezdanih figura, a posebno dvanaest zodijačkih sazveždja, su se pominjala još 2000 godina pre naše ere u starom Vavilonu.

Ptolomejeva lista je ostala praktično nepromenjena do kraja XVI veka kada su dva holandska moreplovca: P. Kejser (Pieter Keyser) i F. de Houtman (Frederik de Houtman) dodali još 12 novih sazveždja oko južnog nebeskog pola. Vek kasnije sedam novih sazveždja na severnom nebu je upisao i poljski astronom J. Hevelijus (Johannes Hevelius), smeštajući ih izmedu već postojećih. U 19.-om veku Francuski astronom N. Laceil (Nicolas Louis de Lacaille) je postavio 14 dodatnih konstalacija na južno nebo i podelio veliko Ptolomejevo sazveždje Argo Navis na tri manja: Carina (Kobilica), Vela (Jedro) i Puppis (Krma).

Granice
Moderna podela od 88 sazveždja prihvaćena je 1922. godine od novo ustanovljene Internacionalne astronomske unije (IAU). Ipak tada još nisu bile strogo odredjene granice medu sazveždjima.