Ѕвезда
Од Википедија, слободна енциклопедија
Ѕвезда е масивно тело од јонизиран гас (главно водород) во надворешната вселена, што произведува или произведувала енергија преку нуклеарна фузија. Најпозната и најблиска ѕвезда до Земјата е Сонцето. За разлика од планетите, една ѕвезда поради интензивната топлина зрачи светлина. Научно, ѕвездите се дефинираат како самогравитирачки сфери од плазма, што создаваат нивна сопствена енергија преку процесот на нуклеарна фузија. Ѕвездената асторномија е наука за ѕвездите.
Ѕвездите можат да се видат на небесниот свод како точки што треперат, заради ефектот на земјината атмосфера и нивното растојание од нас (кое што обично се мери во светлосни години). Сонцето е исклучок - тоа е единствената ѕвезда доволно блиску до Земјата за да биде видливо како небесно тело составено од различни сфери. Најблиската ѕвезда до Сонцето, Проксима Кентаури, се наоѓа на приближно четири светлосни години од Сончевиот систем, односно 250 000 пати подалеку од Сонцето.
Една типична ѕвезда наликува на Сонцето. Нејзината маса е околу 1030 килограми, и нејзиниот дијаметар е неколку милиони километри. Моќта на зрачењето на една ѕвезда како Сонцето е околу 1026 вати.
Формирањето на ѕвездите е проследено со собирање и со загревање на облак од гас поради дејствувањето на гравитацијата. Доколку загревањето е доволно, тоа може да започне нуклеарни реакции во срцето на облакот. Енергијата ослободена со овие реакции е доволна за да се спречи собирањето. Тоа значи дека стабилноста на ѕвездата завис од две меѓусебно спротиставени сили:
- термонукларните реакции кои ослободуваат огромна енергија доведуваат до фантастичен притисок во јадрото на ѕвездата и така настојуваат да го распрсната материјалот на ѕвездата во околниот простор
- силата на гравитација, која се спротиставува на тоа, настојува да ја одржи масата на ѕвездата на едно место
Ако преовладее силата на гравитацијата, материјалот на ѕвездата се собира, па се создаваат ѕвезди во кои материјата е збиена до многу големи густини (неутронска ѕвезди, бели џуџиња), а ако масата на ѕвездата е поголема до определена критична граница која се нарекува Чандрасекарова граница, доаѓа до бесконечно собирање во физички сингуларитет од кое веќе не може да побегне нити светлоста, односно настанува црна дупка. Ако преовладее првата тенденција, ѕвездата може да експлодира во силна експлозија и така настанува нова или супернова. Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја покажува врската меѓу сјајот на ѕвездата (апсолутната ѕвездена големина) и температурата (спектралната класа).
Просечната галаксија содржи околу 100 милијарди ѕвезди. Бројот на ѕвезди во универзумот е проценет помеѓу 1022 и 1023, што е приближно еднакво на бројот на молекули во кубен центиметар воздух.
