Звезда

ТАЗИ СТАТИЯ НЕ Е МОЯ

Звезда е небесно тяло, представляващо голямо кълбо газ (плазма в хидростатично равновесие), произвеждащо енергия чрез термоядрен синтез, основно превръщане на водород в хелий. Тази енергия се разпространява в пространството под формата на електромагнитно излъчване. Звездите в нощното небе блещукат (трептят) поради многобройните отражения и пречупвания на светлината при преминаването ѝ през земната атмосфера.

Според астрономите, познатата вселена съдържа поне 70 секстилиона (7 x 1022) звезди. Най-близката до Земята звезда е Слънцето. Светлината от него достига до нас за 8 минути. Ако изключим Слънцето, най-близката звезда е Проксима Центавър, която е отдалечена на 40 трилиона километра. Нейната светлина стига до Земята за 4,3 години.

Много звезди са гравитационно свързани с други звезди, оформяйки кратна звезда (двойни звезди или звезди с повече компоненти). Съществуват също и по-големи групи (с повече и по-раздалечени компоненти), наречени звездни купове. Звездите не са разпределени равномерно във вселената, а са групирани в галактики. Една типична галактика съдържа стотици милиарди звезди. Звездите от нашата галактика (Млечният път) са разположени във всички посоки спрямо наблюдател от Земята. Те се групират в области от небесната сфера, наречени съзвездия.

Почти всички характеристики на звездите се определят от тяхната начална маса, включително основни свойства, като светимост и размер, както и тяхната еволюция, продължителност на живота и крайно състояние.

Много звезди са на възраст между 1 и 10 милиарда години. Някои дори се доближават до 13,7 милиарда години, което е приблизителната възраст на Вселената. Размерът им също варира: от малките неутронни звезди (които всъщност са мъртви звезди), не по-големи от град, до свръхгигантите като Полярната звезда и Бетелгейзе в съзвездието Орион, с диаметър около 1000 пъти по-голям от този на нашето Слънце (1,6 милиарда километра). Температурата във вътрешността на звездите достига милиони градуса Келвин, а на повърхността е по порядъка на няколко хиляди градуса.

Материал	Температура  в милиони градуса Келвин	Плътност (кг/см3)	Време на горене в години
H	40	0,006	10 милиона
He	190	1,1	1 милион
C	740	240	12.000
Ne	1.600	7.400	12
O	2.100	16.000	4
S/Si	3.400	50.000	1 седмица
Fe	10.000	10.000.000	-

Единиците, които се използват за измерване на разстоянието до звездите са светлинна година и парсек.

Образуване

Голяма част от звездите са възникнали в ранния стадий на развитие на вселената преди 10 милиарда години. Днес също се създават звезди. Типичното образуване на една звезда протича по следния начин:

1. Отговорен за създаването на звездата е газовият облак, съставен предимно от водород, и заради собствената си гравитация колабира. Това се случва, когато гравитацията на газа доминира и така се изпълнява законът за неустойчивостта на Джим. Повод за това може да бъде ударната вълна от свръхнова или радиационният натиск на създаваща се нова звезда.
2. След сгъстяване на облака газ се създават единични глобули (тъмни облаци от сгъстен прах и газ), от които впоследствие възникват звездите. За това звездите рядко възникват по единично, а в групи. Периодът на свиване продължава близо 10 до 15 милиона години.
3. При продължаващото свиване на глобулите се увеличава плътността и температурата също се повишава (температурата се увеличава правопропорционално на кинетичната енергия на частиците). Освободилият се колапс достига до затишие, когато облаците достигнат така нарчената Хайши линия, която обкръжава областта, в която изобщо могат да се създават стабилни звезди. Като следствие на Момента на импулс на глобулата се образува един кръг, заобикалящ младата звезда, от който тя привлича още маса (процесът се нарича Акреция). От този Акреционен диск може да се създаде както една планетна система с Екзопланети, така и една система на двойна звезда. Тази фаза от развитието на звездата все още не е достатъчно изследвана. От равнината на този диск се образува Еклиптиката.

Звезди с по-малка маса се образуват по-често от такива с голяма маса. Това се обяснява с функцията за маса. Според масата се появяват различни сценарии за създаване на звезда.

• Звезди с голяма маса над 8 слънчеви маси и изключително висока температура се свиват сравнително бързо. След започване на термоядрената реакция силното ултравиолетово лъчение бързо изважда от действие околните глобули и те вече не акреират маса. Точно за това те бързо достигат до върха на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Най-тежката открита досега звезда, 114 слънчеви маси, с наименование А1, е разположена в разсеяния звезден куп NGC 3603.

• Звезди с тегло между 3 и 8 слънчеви маси преминават през фаза, когато все още определено време акреират енергия.

• Звезди с малка маса между 0,07 и 3 слънчеви маси след приключване на термоядрения синтез остават още определено време в глобулата и акретират маса. По това време те са видими само в инфрачервения спектър.

• Обекти с тегло под 0,07 слънчеви маси, или под 75 планети Юпитер не достигат нужната температура, за да предизвикат Термоядрен синтез. Само кафявите джуджета, които са поместени между големите газови планети и звезди, могат за кратко време да присвоят малко количество енергия от термоядрената реакция на Деутерия преди да се охладят.

От глобулата може да възникне една, две или няколко звезди в система. Когато звезди се образуват в групи, независими една от друга звезди чрез взаимно привличане по между си могат да създадат двойна или система с повече звезди. Изчислено е, че близо две трети от всички звезди са съставна част на двойна звезда или на система от такива.

При създаването на вселената за възникването на звезди били на лице само водород и хелий. Тези звезди са числени към така наречената популация III, имали огромна маса и затова — с кратък живот, така че днес вече не съществуват. Следващата генерация, наречена звездна популация II, съществува и днес. Среща се най-вече в халото на млечния път, но е доказана и в близост до Слънцето. Звезди, възникнали по-късно, съдържат едно голямо количество тежки елементи, произведено от миналите звездни популации при термоядрена реакция. Например при експлозия на супернова междузвездната материя се обогатява с тежки елементи. Повечето звезди в млечния път са точно такива. Определяни са като звезди от популация I.

Пример за регион с активно създаване на звезди е NGC 3603 в съзвездие Кил, отдалечен на 20 000 светлинни години от Земята. Процесът на създаване на звезди се наблюдава в инфрачервения и рентгеновия спектър, тъй като тези области на спектъра не са възпрепятствани от облаците прах. С цел наблюдение в космоса се изпращат сателити като например рентгеновата обсерватория Чандра.

В зависимост от масата, количеството и вида на излъчваната от тях енергия, звездите се разделят на звездни класове. Относителната яркост на звездите се нарича звездна величина.

Във всекидневния език звезда не винаги се употребява в астрономически смисъл — често се използва за видимите планети или дори метеори („падащи звезди“).

Най-известните звезди

№	Обозначение	Название	Съзвездие	Видима звездна величина	Разстояние до Земята (светлинни години)	Описание
1	α Кентавър	Проксима Центавър	Центавър	+11,09	4,225	Най-близката до Слънцето звезда
2	α Голямо куче	Сириус	Голямо куче	-1,43	8,58	Най-ярката звезда на небосклона
3	α Малка мечка	Полярна звезда	Малка Мечка	+1,97	431,4	Важна навигационна звезда, показваща посоката север
4	Канопус	—	Корабът на аргонавтите	+6,21	7000–8000	Супергигант, втората по яркост звезда на небосклона
5	α Скорпион	Антарес	Скорпион	+1,06	604	Една от най-ярките звезди, с големите телескопи се вижда като диск.
6	HIP 87937	Звезда на Барнард	Змиеносец	+9,53	5,963	Звездата с най-висока скорост на собствено движение
7	PSR B1919+21	—	Малка лисица	?	2283,12	Първият откритпулсар (1967година)