�IVOT ZVEZDA

Na�e Sunce, koje svetli od kad znamo za sebe, jedno je od zvezda galaksije Mlečni put. Za nas Sunce oduvek izgleda isto i nepromenjivo, međutim, to ne znači da je uvek tako bilo i da će tako ostati. Kod �ivota Sunca, radi se o nezamislivo dugačkom vremenskom periodu, da je na� �ivot samo zrak svetlosti u Sunčevom sjaju, samo kapljica u moru, samo treptaj oka, prema �ivotu Sunca. Na� �ivot, premda mnogo bogatiji i raznovrsniji, u biti se na razlikuje mnogo od �ivota jedne prosečne zvezde kao �to je na�e Sunce. Zvezde se takođe rađaju, kreću i okreću, spavaju, hrane se, umiru. Neke čak i rađaju decu (nove zvezde, planete ili neke druge objekte). Sve to zavisi od uslova u kojima je zvezda rođena i o okolnostima u kojima �ivi, pa je to identično kao i sa svim �ivotnim oblicima na Zemlji.

I Bog reče neka bude svetlost i bi svetlost. Ne mo�emo to opovrgnuti, ali oni koji ne �ele dalje misliti i sla�u se s tim ne moraju dalje čitati. Mesto gde se rađaju zvezde nalazi se u dubinama golemih oblaka gasa i pra�ine. Takvi oblaci ispunjavaju veći deo ravni na�e galaksije, a jedan od najpoznatijih je Orionova Maglina. Sam međuzvezdani oblak sam za sebe prilično je stabilan jer je pritisak gasa koji �eli ra�iriti oblak uravnote�en vlastitom silom gravitacije koja čestice gasa dr�i na okupu. Međutim, ta se ravnote�a mo�e lako poremetiti bilo da oblak zađe među gasovite oblake u jednom od spiralnih krakova Galaksije, bilo zahvatanjem materije iz neke obli�nje eksplozije supernove. Uglavnom, gasoviti oblak se spljo�ti i gravitacija počinje delovati, pa se oblak gasa podeli na gomile gasa koje se delovanjem gravitacije smanjuju pa se sve br�e vrte, �to je u skladu s očuvanjem momenta količine kretanja. Tako se unutar ostataka početnog oblaka gasa počinje stvarati celi skup protozvezda. 

Kako se protozvezde ste�u, kao posledica, u njihovom sredi�tu raste temperatura. Kada temperatura jezgra poraste na desetak miliona stepeni, počnu nuklearne reakcije fuzije. Četiri vodonikova jezgra stope se i nastaje jezgro helijuma. Da bi se to ostvarilo jezgra moraju raspolagati sa dovoljno energije da se savlada odbijanje koje nastaje zbog pozitivnih naelektrisanja jezgara (istoimena naelektrisanja se odbijaju), a kako je temperatura mera za brzinu čestica gasa, dovoljno visoka temperatura će to osigurati. Fuzijom vodonika u helijum oslobađa se velika količina energije u obliku novih čestica i gama zraka. Zahvaljujući Einsteinovoj jednačini E = mc² znamo da je masa samo oblik energije, pa se emitovanjem energije koju mi uglavnom vidimo kao svetlost, zvezde gube masu. Tako na�e Sunce gubi četiri miliona tona svoje mase svake sekunde. Ipak, ne moramo se bojati da će ostati bez goriva barem jo� toliko koliko već sija i sada je u najboljim godinama svog dugog �ivotnog veka od preko 10 milijardi godina. Ali, jednog dana jezgro helijuma će se zagrejati dovoljno da započne fuziju u ugljenik. Taj novi proces podići će temperaturu i spoljni slojevi Sunca počeće se drastično �iriti. Sunce će narasti u tzv. crvenog diva i prečnik će mu se povećati vi�e od stotinu puta. Progutaće Merkur i Veneru, a mo�da i Zemlju. Vremenom, i taj proces se zavr�ava, ostavljajući jezgro od ugljenika. S nedovoljnom gravitacijom da fuzionira ugljenik, Sunce umire, a spoljni slojevi se raspr�uju u obliku planetarne magline, a jezgro postaje jako komprimovani beli patuljak, koji će se vremenom ohladiti i ugasiti. 

Ako zvezda ima masu veu od 10 sunčevih masa, vrlo je verovatno da će �ivotni vek zavr�iti spektakularnom eksplozijom za vreme koje mo�e dostići sjaj kao milijarde zvezda zajedno. Takva eksplozija poznata je kao supernova i jedan je od najveličanstvenijih događaja u Svemiru. Jedna takva zvezda prolazi kroz veći broj procesa nego na�e Sunce. U početku, nakon formiranja, zvezda počinje fuzionirati vodonik u helijum pa ulazi u glavni niz, gde zvezde postojano sjaje. S obzirom na njenu veliku masu, zvezda brzo tro�i vodonik i za razliku od na�eg Sunca koje će biti u glavnom nizu oko 10 milijardi godina, ovako masivna zvezda izlazi iz niza ve� za nekoliko stotina miliona godina.

Glavni niz zvezda je linija u Hertzsprung - Russellovom dijagramu gde se nalazi većina zvezda. U dijagramu se vidi odnos između spektralne klase i vidljive magnitude zvezda. Spektralna klasa (OBAFGKM) je definisana po povr�inskoj temperaturi zvezde, a od nje zavsi boja kojom mi vidimo zvezdu. Najhladnije zvezde su ujedno i zvezde s najmanjom masom klase M koje mi vidimo crveno. Zvezde klase G su kao na�e Sunce i sjaje �utom bojom dok su plave najmasivnije klase B i O. Jo� pre nego se znalo za evoluciju zvezda, zvezda su klasirane po nekim specifičnostima i iako su nekada dobijale slova po redu, kasnije su neke klase izbačene, a i redosled se promenio. Uglavnom, zvezde koje su u glavnom nizu, fuzioniraju vodonik, a zato �to većinu svog aktivnog �ivota zvezde tro�e vodonik, većina zvezda su u glavnom nizu. 

Nakon nekoliko stotina miliona godina, zvezda pretvori većinu vodonika u sredi�tu u helijum. Reakcije u sredi�tu prestaju, jer je za fuziju helijuma u ugljenik potrebna veća temperatura nego za vodonik. To ne traje dugo, jer gravitacija opet počinje pritiskati i povećavati temperaturu u sredi�tu pa počinje fuzija helijuma, a oko jezgra jo� traje fuzija vodonika. Novostvoreno jezgro helijuma dalje se fuzionira u ugljenik, ugljenik u kiseonik, kiseonik u silicijum, a silicijum u gvo�đe. Svaka sledeća stepenica fuzije traje mnogo kraće od prethodne, tako da kada započne fuzija u gvo�đe, ostalo je svega nekoliko dana do eksplozije. U tom trenutku, zvezda je građena kao luk, sastoji se od niza slojeva, gde se u svakom, spolja prema sredi�tu formiraju te�i elementi. Sve te fuzione reakcije, do sada su oslobađale energiju i ona je sprečavala materiju od daljeg zgu�njavanja. Međutim gvo�đe je takve atomske strukture, da se njegovom fuzijom neće osloboditi energija, već je energiju potrebno ulo�iti. Sada se u sredi�tu formira jezgro gvo�đa tj. razbijenih atoma gvo�đa bez elektronskih omotača. Takva materija se naziva degenerisanom. Jedino �to sada sprečava jezgro od daljeg uru�avanja je elektronski fluid tj. elektroni oduzeti od atomskih jezgara, koji se sada kreću sve bli�e samim jezgrima, a time su i međusobno bli�e, pa je i jače njihovo odbijanje. Ipak, iako je gravitacija daleko najslabija sila u prirodi (za koju znamo), ona je samo privlačna sila i deluje na velike udaljenosti, tako da daljim povećavanjem jezgra gvo�đa nadvladava i elektromagnetnu silu koja je 10 na 39-tu puta jača od nje. Zvezda se počinje naglo uru�avati prema sredi�tu i u milisekundi, povratni udar potpuno razara spoljne delove zvezde, odnoseći cele komade u svim smerovima, uz veliko zračenje u kompletnom elektromagnetnom spektru. Time dolazi do novih zgu�njavanja gasa koji omogućavaju rađanje novih zvezda. Čak 99,5% energije odlazi u obliku neutrina, tih misterioznih čestica, za koje se jo� ne zna da li imaju ili nemaju masu i verovatno su oni ti koji razaraju zvezdu. U sredi�tu, mo�e preostati samo neutronska zvezda ili crna rupa. 

Jo� davne 1930. tada jo� nepoznati indijski astrofizičar Subrahmanyan Chandrasekhar izračunao je da elektromagnetna sila u belom patuljku neće izdr�ati spolje slojeve od uru�avanja ako mu je masa veća od 1,44 sunčeve mase (danas poznato kao Chandrasekharova granica). Danas su pronađeni mnogi nevidljivi objekti, mase veće od te granice i najče�će su to neutronske zvezde ili crne rupe. Neutronske zvezde predstavljaju sledeći stepen odbrane od daljeg uru�avanja. Kod njih je do�lo do spajanja elektrona i protona, pa su se naelektrisanja poni�tila i ostali su samo neutroni sabijeni toliko da su doslovno u dodiru. Sada je na delu sama nuklearna sila, hiljadu puta jača od elektromagnetne i ona se suprotstavlja gravitaciji. Kada su 1967. otkriveni pulsari, bili su velika nepoznanica. Neki su čak smatrali da su to signali neke vanzemaljske civilizacije koja druge obave�tava o svom postojanju, ali kako je otkrivano sve vi�e takvih objekata, videlo se da bi bilo čudno da sve civilizacije poku�avaju komunicirati na isti način, samo signalom u kojem nema nikakvih informacija. Postalo je jasno da su ti objekti neutronske zvezde, koje rotiraju i stotinu puta u sekundi oko svoje ose. U njima je materija neverovatno zgusnuta i neutronska zvezda mase na�eg Sunca imala bi svega 14 km u prečniku. Prilikom rotiranja, zvezda emituje elektrone, ali njih zarobljava magnetno polje i oni se mogu otisnuti samo na magnetnim polovima. Zbog tolike gustine, neutronska zvezda ima neobično sna�no magnetno polje, a kako se magnetski polovi ne moraju poklapati sa rotacionim (tako je i kod Zemlje), prilikom rotiranja na polovima izleću elektroni. Zbog jakog gravitacionog i magnetnog polja, mnogi se ne uspevaju otisnuti, ali gube energiju u obliku mikrotalasa. Tako svaka neutronska zvezda emituje dva mlaza mikrotalasa sa suprotnih strana svog malog globusa i ako se slučajno Zemlja nalazi na putu jednog od tih mlazova, registrovali bismo kratke impulse mikrotalasa koji se javljaju pri svakoj rotaciji. Pulsar je otkriven i u poznatoj Rakovoj maglini (Craba-nebula - M1) i znamo da je ona ostatak eksplozije supernove koja je sa Zemlje viđena 1054. godine i zabele�ena od strane Kineskih astronoma.

Iako neutroni u neutronskoj zvezdi mogu izdr�ati masu iznad Chandrasekharove granice, ni nuklearna sila nije beskonačna. Masa veća od 3,2 sunčeve mase, dovoljna je da probije najjači otpor koji mo�e pru�iti materija od daljeg kolapsiranja i ne postoji vi�e ni�ta �to ga mo�e zaustaviti. Tako nastaju objekti poznati kao crne rupe.

VRH