b'\n_START_ARTICLE_\nPopulacija zvijezda\n_START_PARAGRAPH_\nPopulacija zvijezda je zvjezdana skupina odre\xc4\x91ena sukladno udjelu metala u kemijskom sastavu zvijezde i prostornom polo\xc5\xbeaju u galaktici. Populaciju I \xc4\x8dine mlade zvijezde s udjelom metala od 2 do 4%, smje\xc5\xa1tene u spiralnim krakovima galaktike, koje se oko sredi\xc5\xa1ta galaktike gibaju pravilnim elipti\xc4\x8dnim putanjama. Sunce se ubraja u starije zvijezde te populacije. Populaciju II \xc4\x8dine starije zvijezde s malim udjelom metala (0.1%), smje\xc5\xa1tene u galakti\xc4\x8dkom halou, koje se oko galakti\xc4\x8dkoga sredi\xc5\xa1ta gibaju elipti\xc4\x8dnim stazama u svim ravninama. Njima pripadaju zvijezde\xc2\xa0kuglastih zvjezdanih skupova,\xc2\xa0RR-liride, W\xc2\xa0Virginis i dugoperiodi\xc4\x8dne promjenljive zvijezde. Nastale su u prvoj milijardi godina postojanja svemira, kada jo\xc5\xa1 nije bio oblikovan galakti\xc4\x8dki disk. Populacijom III smatraju se velike i\xc5\xa1\xc4\x8dezle zvijezde koje su nastale u doba kada u svemiru nije bilo metala. Metali su u njima stvoreni nuklearnim reakcijama i raspr\xc5\xa1eni u svemir eksplozijama. Populacija III danas mo\xc5\xbee sadr\xc5\xbeavati samo\xc2\xa0neutronske zvijezde i\xc2\xa0crne rupe.\n_START_SECTION_\nKuglasti zvjezdani skupovi\n_START_PARAGRAPH_\nKuglasti zvjezdani skup ili kuglasti skup je kuglasta nakupina od desetak tisu\xc4\x87a do vi\xc5\xa1e milijuna zvijezda, prosje\xc4\x8dnoga promjera 60 do 300 svjetlosnih godina, koja se giba u galakti\xc4\x8dkom halou oko galakti\xc4\x8dke jezgre kao satelit. Razmaci me\xc4\x91u zvijezdama kuglastoga zvjezdanoga skupa razmjerno su maleni, u sredi\xc5\xa1tu kuglastoga zvjezdanoga skupa se, u prostoru od jedne kubi\xc4\x8dne svjetlosne godine, nalaze stotine zvijezda. Zvijezde kuglastih skupova uglavnom su crvenkaste, male mase, velike starosti (nastale prije 10 do 12\xc2\xa0milijardi godina), s udjelom od 0.1% metala (populacija II). Dr\xc5\xbei se da je poneka mlada zvijezda unutar kuglastoga skupa nastala nakon sudara starijih zvijezda, a sudari zvijezda zbog velike gusto\xc4\x87e unutar nakupine nisu rijetkost. U\xc2\xa0Mlije\xc4\x8dnoj stazi otkrivena su 152 kuglasta skupa,\xc2\xa0Andromeda (Messier 31) ih ima oko 500, a galaktika M87 (Messier 87) \xc4\x8dak 13\xc2\xa0000. Najpoznatiji su:\xc2\xa0Omega Centaura (NGC 5139), M2, M4, M5, M13, M15, M22, M71, NGC 2808, NGC 7006 i druge.\n_START_SECTION_\nRR-liride\n_START_PARAGRAPH_\nRR-liride (prema RR\xc2\xa0Lire, prvoj otkrivenoj zvijezdi te vrste; eng. RR Lyrae variable), kratkoperiodi\xc4\x8dno pulsiraju\xc4\x87e promjenljive zvijezde (period promjene sjaja 0.05 do 1.2 dana). Masa im je pribli\xc5\xbeno pola Sun\xc4\x8deve mase, a oko 50 puta su sjajnije. Gra\xc4\x91ene su od tvari siroma\xc5\xa1ne metalima (pripadaju zvjezdanoj populaciji II). Uglavnom se nalaze u\xc2\xa0kuglastim zvjezdanim skupovima i u podru\xc4\x8dju galakti\xc4\x8dkoga haloa. Neovisno o periodu promjene sjaja, podjednako su sjajne, svima je apsolutna magnituda izme\xc4\x91u 0.6 i 0.7 pa se koriste za odre\xc4\x91ivanje udaljenosti kuglastih zvjezdanih skupova. Smatra se da ih u Mlije\xc4\x8dnoj stazi ima oko 58\xc2\xa0000.\n_START_SECTION_\nNeutronske zvijezde\n_START_PARAGRAPH_\nNeutronske zvijezde su zvijezde promjera pribli\xc5\xbeno 12\xc2\xa0kilometara, gusto\xc4\x87e usporedive s gusto\xc4\x87om atomskih jezgara, razvojna faza zvijezda velike mase nakon \xc5\xa1to su potro\xc5\xa1ile svoje nuklearno gorivo i eksplodirale kao\xc2\xa0supernove. Iako zvijezde u eksploziji velik dio svoje mase odbace u svemir, preostale jezgre jo\xc5\xa1 su uvijek masivnije od Sunca (naj\xc4\x8de\xc5\xa1\xc4\x87e izme\xc4\x91u 1.38 i 2.1 Sun\xc4\x8deve mase; pri ve\xc4\x87oj masi uru\xc5\xa1avanjem preostale jezgre nastale bi\xc2\xa0crne rupe, a pri manjoj masi\xc2\xa0bijeli patuljci). Kada se jezgre zvijezda sa\xc5\xbemu do promjera od pribli\xc5\xbeno 12\xc2\xa0km nastaju neutronske zvijezde. Gravitacijsko se uru\xc5\xa1avanje zaustavlja tek kada odbojne sile me\xc4\x91u \xc4\x8desticama tvari postanu dovoljno sna\xc5\xbene da se odupru daljnjemu sa\xc5\xbeimanju, tj. kada se protoni i elektroni stope u neutrone. U sredi\xc5\xa1tu neutronskih zvijezda tlak je toliko velik da je tvar promijenjena, a jezgre su atoma ogoljene. Pretpostavlja se da najve\xc4\x87i dio unutra\xc5\xa1njosti neutronskih zvijezda ispunjava suprafluidna (suprafluidnost) neutronska tvar. Neutronske se zvijezde \xc4\x8desto u po\xc4\x8detku vrte velikom brzinom, ali se s vremenom, kako gube energiju, usporavaju. Prve neutronske zvijezde otkrivene su kao\xc2\xa0pulsari._NEWLINE_Teorijski model neutronske zvijezde osmislili su\xc2\xa0Walter Baade i\xc2\xa0Fritz Zwicky 1934., britanska astrofizi\xc4\x8darka Jocelyn Bell Burnell i\xc2\xa0Antony Hewish otkrili su 1967. prvi pulsar, ameri\xc4\x8dki astrofizi\xc4\x8dar Joseph Hooton Taylor, Jr. i ameri\xc4\x8dki fizi\xc4\x8dar Russell Alan Hulse otkrili su dvojni sustav neutronskih zvijezda (PSR B1913+16), od kojih je samo jedna bila pulsar, a talijanska astronomkinja Marta Burgay prva je 2004. otkrila zvjezdani sustav dvaju pulsara.\n_START_SECTION_\nCrne rupe\n_START_PARAGRAPH_\nCrna rupa je nebesko tijelo kojemu je gravitacija tako velika da brzina osloba\xc4\x91anja nadma\xc5\xa1uje\xc2\xa0brzinu svjetlosti, zbog \xc4\x8dega ga ni svjetlost ne mo\xc5\xbee napustiti. Nastaje uru\xc5\xa1avanjem zvijezde velike mase (bar 3 Sun\xc4\x8deve mase) pod djelovanjem vlastite gravitacije a nakon njezine eksplozije (supernove). Supermasivne crne rupe milijun ili milijardu su puta ve\xc4\x87e mase od Sun\xc4\x8deve, vjerojatno se nalaze u sredi\xc5\xa1tima galaktika. Povr\xc5\xa1ina podru\xc4\x8dja iz kojega svjetlost ne izlazi naziva se horizontom doga\xc4\x91aja, a njegov je polumjer (Schwarzschildov polumjer) razmjeran sadr\xc5\xbeanoj masi. Unutar horizonta doga\xc4\x91aja prostor i vrijeme jako su poreme\xc4\x87eni, a sva je masa u to\xc4\x8dki singulariteta stegnuta do beskona\xc4\x8dne gusto\xc4\x87e. Fizi\xc4\x8dka svojstva crne rupe svode se na ukupnu\xc2\xa0masu,\xc2\xa0kutnu koli\xc4\x8dinu gibanja i koli\xc4\x8dinu elektri\xc4\x8dnoga naboja. Pri rubu crne rupe nastaju kvantni u\xc4\x8dinci s emisijom elementarnih \xc4\x8destica i anti\xc4\x8destica, koje djelomice napu\xc5\xa1taju crnu rupu, pa se ona isparava, tj. gubi masu (Hawkingovo zra\xc4\x8denje). Crna rupa ne mo\xc5\xbee se izravno opa\xc5\xbeati, ve\xc4\x87 jedino po njezinu gravitacijskom utjecaju na okolinu. Smatra se da tvar koja na nju pada stvara\xc2\xa0akrecijski disk vrlo visoke temperature, koji zra\xc4\x8di rendgenska i gama zra\xc4\x8denja nestalne jakosti.'