b'\n_START_ARTICLE_\nMasa zvezd\n_START_PARAGRAPH_\nMasa zvezd predstavlja enega od problemov in te\xc5\xbeav dana\xc5\xa1nje astronomije. Obstaja veliko metod in pristopov. Med prvimi so lahko dokaj zanesljivo dolo\xc4\x8dili mase zvezd, njihove polmere in potem vse druge parametre pri dvozvezdjih. Druga zamisel je pristop s pomo\xc4\x8djo zveze masa-izsev, vendar pa ta obstaja v \xc5\xa1tevilnih oblikah. Od tega kak\xc5\xa1no izhodi\xc5\xa1\xc4\x8de uporabimo, kolik\xc5\xa1na je vrednost a, oziroma celo b, dobimo tudi razli\xc4\x8dne okvire mase._NEWLINE_Masa je najpomembnej\xc5\xa1i parameter razvoja zvezd in njihovega\xc2\xa0\xc2\xbb\xc5\xbeivljenja\xc2\xab. V prvi vrsti dolo\xc4\x8da, kako hitro zvezda v sredici porablja gorivo, to je vodik, ko se zvezda nahaja na glavni veji, in helij, ko se zvezda nahaja na stopnji orjakinj ali celo nadorjakinj. Ko govorimo o glavni veji moram poudariti, da se pogosto pojavlja izraz\xc2\xa0\xc2\xbbpritlikavka\xc2\xab. Gre za zvezde, ki so \xc5\xa1e relativno mlade in se \xc5\xa1e bohotijo s svojo ble\xc5\xa1\xc4\x8davostjo. Ko enkrat zvezdi za\xc4\x8dne primanjkovati goriva, se zunanje plasti zvezde napihnejo, sredica sama pa se za\xc4\x8dne kr\xc4\x8diti in segrevati. Bolj masivne zvezde, z maso nad 9 mas Sonca, se razvijajo bliskovito hitro. Ker so zelo masivne imajo zelo velik dele\xc5\xbe ustvarjanja jedrskih reakcij. To pomeni da se gorivo porabi v zelo kratkem \xc4\x8dasu; zvezda z maso 9 mas Sonc porabi vodik v samo 123 milijonih let. Zvezda z maso 50 Sonc, kjer zvezda postane popolnoma konvektivna \xc5\xbee na stopnji\xc2\xa0\xc2\xbbglavne veje\xc2\xab, pa v samo 125 tiso\xc4\x8d letih. Zvezda z maso 155 Sonc pa \xc5\xbee v samo 420 letih. Zanimivo je \xc5\xa1e pripomniti, da po enakem sistemu prera\xc4\x8dunavanja zvezda s spodnjo maso, ko jo \xc5\xa1e imenujemo zvezda, to je z maso 0,075 Sonc zgoreva vodik rekordnih 1777,3 milijard let, kar je 130 krat ve\xc4\x8dja vrednost, ki je najmanj\xc5\xa1a ocenjena starost vesolja, \xc4\x8de se v obzir vzame najstarej\xc5\xa1a znana zvezda, HE 1327-2326, ki je stara 13,6 milijard let. Od mase zvezde je tudi odvisno, koliko mase bo med svojim razvijanjem izgubila, in na kak\xc5\xa1no kon\xc4\x8dno stopnjo bo pre\xc5\xa1la potem, ko se bodo reakcije v njenem sredi\xc5\xa1\xc4\x8du prenehale, torej, \xc4\x8de bo postala bela pritlikavka, nevtronska zvezda ali celo eksoti\xc4\x8dna \xc4\x8drna luknja.\n_START_SECTION_\nZveza masa-izsev\n_START_PARAGRAPH_\nVredno je pripomniti, da velja zveza masa-izsev le za zvezde srednjih parametrov. Ne velja za majhne gostote zvezd (orjakinje in nadorjakinje, ki so izjemno redke) in za tiste z manj\xc5\xa1o maso (predvsem za bele pritlikavke, nevtronske zvezde in seveda zvezdne \xc4\x8drne luknje, ki predstavlja povsem svojo kategorijo)._NEWLINE_Znanstveno dokazano je, da v primeru, ko govorimo o zvezdah \xc2\xbbglavne veje\xc2\xab, ko gre torej za pritlikavke, obi\xc4\x8dajne zvezde, velja zveza, da je izsev zvezde pribli\xc5\xbeno sorazmeren s kubom (tretjo potenco, natan\xc4\x8dneje 3,9) mase. Zvezda, ki bi imela torej maso 3. Sonc, bi imela izsev pribli\xc5\xbeno 27 Sonc (kar je pribli\xc5\xbena vrednost Sirija -\xc2\xa0\xc2\xbb\xc5\xbego\xc4\x8de zvezde\xc2\xab). V tak\xc5\xa1nem primeru, \xc4\x8de uporabimo podatke o zvezdah vidnega neba, dobimo vrednosti mase od najni\xc5\xbeje mo\xc5\xbene mase za zvezdo v kateri \xc5\xa1e poteka zlivanje vodika, 0,08 mase Sonca (gre za rde\xc4\x8de pritlikavke) in za maso na drugem skrajnem koncu pri vrednosti pribli\xc5\xbeno 63 Son\xc4\x8devih mas (pri Denebu, \xce\xb1 Laboda, ki ima izsev 265.000 Sonc).'