Zvezda

Zvézda je sijoče (plinasto) nebesno telo z veliko maso. Zvezdni sij je posledica jedrskih reakcij, katerih oddano energijo ljudje vidimo kot svetlobo ali, v primeru Sonca, čutimo kot toploto. Zvezde so na videz svetleče točke na nočnem nebu, ki utripajo zaradi učinkov Zemeljskega ozračja.

|thumb|right|250px|Sonce, slikano v naravni svetlobi, 7. junija 1992, slika NASA.

V znanstvenem izrazoslovju so zvezde določene kot samogravitacijske krogle plazme v hidrostatičnem ravnovesju, ki ga ustvarja njena lastna energija s pomočjo jedrskega zlivanja. Energija, ki jo v vesoljski prostor sevajo zvezde, je elektromagnetno sevanje (večinoma vidno svetlobo) in tok nevtrinov. Navidezna svetlost je merjena po svetlobi, ki jo oddaja kot svetla točka na nebu in izražena z navideznim sijem.

V vsakdanjem pogovoru o nebesnih telesih beseda »zvezda« ne sledi nujno prejšnji definiciji, ampak lahko pomeni tudi kako drugo svetleče astronomsko telo, npr. planete in celo meteorje (»zvezdne utrinke« ali »padajoče zvezde«). Ta telesa niso zvezde, saj jih ne vidimo zaradi njihove lastne svetlobe, temveč ker odbijajo svetlobo drugih virov. Od pravih zvezd jih lahko ločimo, ker na nebu ne migetajo. Prave zvezde navidez migetajo zaradi zemeljskega ozračja.

Sonce je edina zvezda dovolj blizu Zemlje, da jo vidimo kot večjo okroglo ploskev. Prav tako je Sonce ena redkih zvezd, ki je vidna tudi podnevi. Ostalih zvezd podnevi zaradi močnega sončevega soja praviloma ne opazimo.

Druga najbližja zvezda Zemlji je Proksima Kentavra (»Najbližja Kentavra«), ki je oddaljena 4,2 svetlobni leti. Če bi potovali do Proksime Kentavra s francoskim vlakom TGV z največjo hitrostjo 515,3 km/h, bi potrebovali do tja okoli 8,86 milijonov let. Glej tudi seznam najbližjih zvezd.

Astronomi ocenjujejo, da je v znanem Vesolju vsaj 7 zvezd. To je 70.000 000.000.000.000.000.000, kar je 230 milijard krat več od 300 milijard zvezd, ki so v naši Galaksiji (Rimski cesti). Večina zvezd je starih med 1 milijardo in 10 milijardami let. Nekatere od teh zvezd so celo še starejše (13,7 milijard let), kar je po najnovejših 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 večje kot milijonsko mesto, do nadorjakinj kot je npr. Severnica (Polara) in Betelgeza v ozvezdju Oriona, katere premer je skoraj 1000-krat večji od Sonca — približno 1,6 milijard kilometrov. Vendar pa ima Betelgeza veliko manjšo gostoto kot naše Sonce. Ena izmed najbolj masivnih zvezd je Eta Gredlja (η Carinae), z maso od 100 do 150-krat večjo od Sončeve mase (2 kg).

Zvezdna astronomija je raziskovanje zvezd in pojavov, ki jih ustvarjajo različne pojavne oblike in razvojne stopnje zvezd. Veliko zvezd je gravitacijsko vezanih z drugimi zvezdami in tvorijo dvojne zvezde. Večje skupine zvezd imenujemo zvezde kopice (kroglaste in razsute). Zvezde po vesoljskem prostoru niso enakomerno razporejene - zajete so v skupine zvezd (»zvezdne sestave«), ki jim rečemo galaksije. Tipično galaksijo sestavlja več sto milijard zvezd.

Tvorba in razvoj zvezd: splošni pregled thumb|right|250px|Molekularni oblak, območje tvorbe zvezd v Velikem Magellanovem oblaku (slika NASA/ESA)

thumb|right|250px|Umetnikova predstava rojstva zvezde Zvezde se rodijo v molekularnih oblakih, velikih področjih v galaksijah z veliko večjo gostoto snovi (čeprav so še vedno redkejše od vakuumskih celic, ki smo jih ljudje najprej umetno sestavili) in se oblikujejo zaradi gravitacijske nestabilnosti znotraj takšnih oblakov, ki jih povzročajo udarni valovi supernov. (Zelo masivne zvezde močno osvetlijo oblake medzvezdne molekularne snovi, iz katerih se kasneje izoblikujejo zvezde. Primer takšnih reflekcijskih (odbojnih) meglic je Orionova meglica.)

Zvezde preživijo približno 90 % svojega življenjskega 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 središču teh zvezd.

Majhne zvezde (imenovane tudi rdeče pritlikavke) porabijo svoje gorivo zelo počasi, v 10 do 100 milijardah let, kar je več kot starost našega Vesolja. Na koncu svojih življenj počasi opešajo, se sesedejo in postanejo črne pritlikavke.

Ko povprečna zvezda porabi svojo zalogo vodika, se njene zunanje plasti močno razširijo in ohladijo in tako oblikujejo rdečo orjakinjo. (Čez približno 5 milijard let, ko bo Sonce postalo rdeča orjakinja, bo obseglo Merkur in Venero, zaradi oslabitve gravitacijskega polja pa se zna zgoditi, da se bodo tirnice nekaterih, če že ne vseh planetov močno povečale, in tako jih Sonce ne bo zaobjelo.) Ko samo jedro take orjakinje postane dovolj vroče, da se začne zlivanje helijevih jeder v še težja atomska jedra, se zvezda segreje in skrči. (Večje zvezde torej zlivajo težje elemente, vse do železa.)

Zvezde, ki so po velikosti povprečne, potem postanejo nove. V medzvezdni prostor odvržejo velikanske oblake težjih elementov in plinov in tako nastanejo planetarne meglice. Naslednje generacije zvezd imajo zato večjo koncentracijo težjih elementov. Samo jedro, ki bo preostalo, bo majhna krogla degenerirane snovi in ne bo dovolj masivna, da bi steklo še nadaljnje zlivanje s pomočjo le degeneracijskega tlaka. Takšne zvezde imenujemo bele pritlikavke. Te se kasneje, po neznansko dolgih časovnih obdobjih, sesedejo v črne pritlikavke.

V večjih zvezdah se zlivanje jeder nadaljuje, ko samo gravitacijsko sesedanje zvezde (zvezdinega jedra) konča življenje zvezde in ta zato eksplodira kot supernova. To je edini kozmični potek, ki se zgodi v obdobju življenja enega samega človeka, in jih torej astronomi lahko v živo preučujejo, raziskujejo in opazujejo. Ta opazovanja so lahko v pomoč pri ugotavljanju dosedanjega in nadaljnjega razvoja Vesolja. Pred razvojem moderne astronomije so supernove imeli za »nove zvezde«, saj pred eksplozijo zvezda ni bila opazna. Večino 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 žarkov gama), oziroma v primeru še večjih in bolj masivnih zvezd v črne luknje, katerih trenutni zakoni fizike ne znajo v celoti pojasniti.

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

Razvoj zvezd: podrobnejši pregled

V astronomiji je razvoj zvezd niz sprememb, ki jih zvezda med svojo »življenjsko potjo« preživi, med milijoni ali milijardami leti, ko oddaja v medzvezdni prostor elektromagnetno valovanje. Med tem časom se zvezda korenito spremeni. Razvoja zvezd ne moremo proučevati z opazovanjem cikla ene same zvezde, temveč z opazovanjem številnih zvezd na različnih točkah svojega »življenjskega cikla«, in z uporabo računalniških simulacij, ki simulirajo zgradbo zvezde.

Nastanek thumb|right|250px|Orionova meglica je znana kot porodnišnica zvezd (slika: NASA) thumb|right|250px|Plejade so mlade zvezde, skozi katere naključno potuje medzvezdna meglica (slika: NASA) Večinski delež zvezd je nastal na zgodnji stopnji razvoja Vesolja - pred približno 10 milijardami let. Zvezde se tvorijo še danes. Tipičen nastanek zvezde poteka po tem vzorcu: Izhodiščna točka je velikanski molekularni medzvezdni plinski oblak, ki je sestavljen pretežno iz vodika, in se zaradi lastne teže in gravitacije seseda sam vase. To se zgodi, ko težnost prevlada nad plinskim protitlakom in je s tem izpolnjen Jeansov kriterij. Katalizator tega procesa je lahko udarni val bliže ležeče supernove, gostotni valovi v medzvezdni snovi ali sevalni tlak pravkar nastale mlade zvezde. Zaradi še nadaljnjega krčenja oblaka medzvezdne snovi nastanejo posamezne globule, iz katerih se kasneje razvije zvezda: pri tem zvezde le redkokdaj nastanejo posamezno, temveč po navadi v skupinah. Pri nadaljnjem krčenju globul narašča gostota in zaradi sproščene gravitacijske energije tudi temperatura. Prvotno sesedanje se zaustavi in zvezda doseže dinamično ravnovesje, ko oblak snovi v barvno-svetlostnem diagramu doseže t. i. Hajašijevo črto, ki omejuje področje, znotraj katere lahko obstajajo stabilne zvezde. Potem se zvezda v barvno-svetlostnem diagramu premika naprej, vzdolž Hajašijeve črte, preden se premakne do glavnega niza, kjer se začne zlivanje vodika v helij, preko Bethe-Weizsäckerjevega cikla ali reakcije proton-proton. Kot posledica vrtilne količine globul se tvori disk snovi, ki obkroža mlado zvezdo, in iz katerega še naprej zbira maso (akrecija). Iz tega akrecijskega diska se lahko razvije ali planetni sistem s planeti zunaj Osončja ali še druga komponenta dvozvezdja. Te stopnje razvoja do sedaj še ne razumemo dovolj dobro in ne znamo pojasniti. Iz nivoja diska nastane ekliptika (navidezna črta, po kateri se navidezno pomika Sonce na našem nebu). Pri akreciji se iz diska tvorita v obe polarni smeri zvezde curka snovi, ki lahko dosežeta tudi dolžino 10 svetlobnih let.

Odvisno od mase se tukaj odcepijo tri poti možnega razvoja: Zvezde z več kot 60 Sončevimi masami zaradi akrecijskega procesa sploh ne morejo nastati, ker že v akrecijski stopnji proizvajajo tako zelo močne zvezdne vetrove, da bi izguba mase presegla delež akrecijskega diska. Zvezde te velikosti, kot npr. modri potepuhi (angleško blue stragglers), nastanejo predvidoma zaradi zvezdnih trkov. Masivne in s tem vroče zvezde z več kot 8 Sončevimi masami se krčijo sorazmerno hitro. Po zagonu jedrske fuzije žene sevanje, bogato z ultravijolično svetlobo, obdajajoče 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 približno 3 do 8 Sončevimi masami preidejo stopnjo, v kateri so zvezde imenovane Herbig–Ae/Be zvezde. Na tej stopnji razvoja se zvezda že nahaja na glavnemu nizu, a naprej še nekaj časa akrecira snov. Manj masivne zvezde (npr. Sonce) ostanejo po steku fuzije še nekaj časa vpete v globule in še naprej akrecirajo maso. V tem času jih prepoznamo samo v infrardečem predelu spektra. Medtem, ko se približujejo glavnemu nizu, preidejo stopnjo razvoja zvezd T Bika. Telesa pod 0,08 Sončeve mase, s približno 80 Jupitrovimi masami, ne dosežejo zadostne temperature, da bi stekla fuzija. To so rjave pritlikavke, ki glede na lastno maso spadajo med plinaste planete in zvezde, kratkoročno pa lahko pridobivajo majhne količine energije iz fuzije devterija, preden se ohladijo. Kljub temu jih ne prištevamo k zvezdam.

Iz ene globule lahko nastane tako dvozvezdje ali večplanetarni sistem posamezne zvezde. Ko se zvezde tvorijo v skupinah, lahko tudi zvezde, ki niso nastale ob istem času, tvorijo dvozvezdje ali večzvezdje. Ocenjujejo, da je približno 2/3 vseh zvezd del dvozvezdja ali večzvezdja.

V zgodnji stopnji Vesolja sta bila na razpolago kot jedrsko gorivo le vodik in helij. Te zvezde štejemo kot zvezde populacije I. Najdemo jih predvsem v haloju naše Galaksije. Zvezde, ki so nastale kasneje, imajo že na začetku večji delež težjih elementov, ki so nastali v prejšnjih generacijah zvezd preko jedrske fuzije, in so preko eksplozij supernov spet prešli v medzvezdno snov. Sem spada večina zvezd v galaktičnem pasu. Označujemo jih kot zvezde populacije II.

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