b'\n_START_ARTICLE_\nZvezda\n_START_SECTION_\nTvorba in razvoj zvezd: splo\xc5\xa1ni pregled\n_START_PARAGRAPH_\nZvezde se rodijo v molekularnih oblakih, velikih podro\xc4\x8djih v galaksijah z veliko ve\xc4\x8djo gostoto snovi (\xc4\x8deprav so \xc5\xa1e vedno redkej\xc5\xa1e od vakuumskih celic, ki smo jih ljudje najprej umetno sestavili) in se oblikujejo zaradi gravitacijske nestabilnosti znotraj tak\xc5\xa1nih oblakov, ki jih povzro\xc4\x8dajo udarni valovi supernov. (Zelo masivne zvezde mo\xc4\x8dno osvetlijo oblake medzvezdne molekularne snovi, iz katerih se kasneje izoblikujejo zvezde. Primer tak\xc5\xa1nih reflekcijskih (odbojnih) meglic je Orionova meglica.)_NEWLINE_Zvezde pre\xc5\xbeivijo pribli\xc5\xbeno 90\xc2\xa0% svojega \xc5\xbeivljenjskega obdobja (ko svetijo svetlobo), na glavnem nizu, kar pomeni da se v jedrih teh zvezd zlivajo vodikova atomska jedra v helijeva v reakcijah pod velikanskim tlakom v samem sredi\xc5\xa1\xc4\x8du teh zvezd._NEWLINE_Majhne zvezde (imenovane tudi rde\xc4\x8de pritlikavke) porabijo svoje gorivo zelo po\xc4\x8dasi, v 10 do 100 milijardah let, kar je ve\xc4\x8d kot starost na\xc5\xa1ega Vesolja. Na koncu svojih \xc5\xbeivljenj po\xc4\x8dasi ope\xc5\xa1ajo, se sesedejo in postanejo \xc4\x8drne pritlikavke._NEWLINE_Ko povpre\xc4\x8dna zvezda porabi svojo zalogo vodika, se njene zunanje plasti mo\xc4\x8dno raz\xc5\xa1irijo in ohladijo in tako oblikujejo rde\xc4\x8do orjakinjo. (\xc4\x8cez pribli\xc5\xbeno 5 milijard let, ko bo Sonce postalo rde\xc4\x8da orjakinja, bo obseglo Merkur in Venero, zaradi oslabitve gravitacijskega polja pa se zna zgoditi, da se bodo tirnice nekaterih, \xc4\x8de \xc5\xbee ne vseh planetov mo\xc4\x8dno pove\xc4\x8dale, in tako jih Sonce ne bo zaobjelo.) Ko samo jedro take orjakinje postane dovolj vro\xc4\x8de, da se za\xc4\x8dne zlivanje helijevih jeder v \xc5\xa1e te\xc5\xbeja atomska jedra, se zvezda segreje in skr\xc4\x8di. (Ve\xc4\x8dje zvezde torej zlivajo te\xc5\xbeje elemente, vse do \xc5\xbeeleza.)_NEWLINE_Zvezde, ki so po velikosti povpre\xc4\x8dne, potem postanejo nove. V medzvezdni prostor odvr\xc5\xbeejo velikanske oblake te\xc5\xbejih elementov in plinov in tako nastanejo planetarne meglice. Naslednje generacije zvezd imajo zato ve\xc4\x8djo koncentracijo te\xc5\xbejih elementov. Samo jedro, ki bo preostalo, bo majhna krogla degenerirane snovi in ne bo dovolj masivna, da bi steklo \xc5\xa1e nadaljnje zlivanje s pomo\xc4\x8djo le degeneracijskega tlaka. Tak\xc5\xa1ne zvezde imenujemo bele pritlikavke. Te se kasneje, po neznansko dolgih \xc4\x8dasovnih obdobjih, sesedejo v \xc4\x8drne pritlikavke._NEWLINE_V ve\xc4\x8djih zvezdah se zlivanje jeder nadaljuje, ko samo gravitacijsko sesedanje zvezde (zvezdinega jedra) kon\xc4\x8da \xc5\xbeivljenje zvezde in ta zato eksplodira kot supernova. To je edini kozmi\xc4\x8dni potek, ki se zgodi v obdobju \xc5\xbeivljenja enega samega \xc4\x8dloveka, in jih torej astronomi lahko v \xc5\xbeivo preu\xc4\x8dujejo, raziskujejo in opazujejo. Ta opazovanja so lahko v pomo\xc4\x8d pri ugotavljanju dosedanjega in nadaljnjega razvoju Vesolja. Pred razvojem moderne astronomije so supernove imeli za \xc2\xbbnove zvezde\xc2\xab, saj pred eksplozijo zvezda ni bila opazna. Ve\xc4\x8dino snovi v zvezdi odpihne stran od njenega preostanka v eksploziji (tvorijo se meglice, kot je npr. Rakovica). Kar preostane, se sesede v nevtronsko zvezdo (v pulzar ali izbruh \xc5\xbearkov gama), oziroma v primeru \xc5\xa1e ve\xc4\x8djih in bolj masivnih zvezd v \xc4\x8drne luknje, katerih trenutni zakoni fizike ne znajo v celoti pojasniti._NEWLINE_Zunanje zvezdine plasti, ki jih zvezda izvr\xc5\xbee, vsebujejo tudi te\xc5\xbeje elemente, ki se pogosto pretvorijo v nove zvezde in planete. Udarni valovi eksplozij supernov in mo\xc4\x8dan zvezdni veter velikanskih zvezd igrajo pomembno vlogo v izoblikovanju medzvezdnega prostora. Razvoj zvezd nam v vseh podrobnostih pove, kako so zvezde nastale in kako kon\xc4\x8dajo obdobje, ko prenehajo svetiti, ter da se vsa snov in z njo povezana energija pretvarja iz ene oblike v drugo.\n_START_SECTION_\nRazvoj zvezd: podrobnej\xc5\xa1i pregled\n_START_PARAGRAPH_\nV astronomiji je razvoj zvezd niz sprememb, ki jih zvezda med svojo \xc2\xbb\xc5\xbeivljenjsko potjo\xc2\xab\xc2\xa0pre\xc5\xbeivi, med milijoni ali milijardami leti, ko oddaja v medzvezdni prostor elektromagnetno valovanje. Med tem \xc4\x8dasom se zvezda korenito spremeni. Razvoja zvezd ne moremo prou\xc4\x8devati z opazovanjem cikla ene same zvezde, temve\xc4\x8d z opazovanjem \xc5\xa1tevilnih zvezd na razli\xc4\x8dnih to\xc4\x8dkah svojega \xc2\xbb\xc5\xbeivljenjskega cikla\xc2\xab, in z uporabo ra\xc4\x8dunalni\xc5\xa1kih simulacij, ki simulirajo zgradbo zvezde.\n_START_SECTION_\nGlavni niz\n_START_PARAGRAPH_\nNadaljnji potek razvoja zvezde v najve\xc4\x8djem delu dolo\xc4\x8da masa, ki jo je zvezda imela na za\xc4\x8detku. Ve\xc4\x8dja kot je masa ene zvezde, tem kraj\xc5\xa1e je obdobje, ko potekajo jedrske reakcije. Najbolj masivne zvezde porabijo vse svoje razpolo\xc5\xbeljivo gorivo v nekaj 100.000 letih. Njihov izsev pri tem presega Son\xc4\x8dev izsev za nekaj 10 krat do vsega nekaj milijonov izsevov Sonca. Sonce je v 5 milijardah letih porabilo pribli\xc5\xbeno polovico svojega goriva. Manj masivne rde\xc4\x8de pritlikavke se razvijajo \xc5\xa1e ob\xc4\x8dutno po\xc4\x8dasneje. Ker je celotno Vesolje staro pribli\xc5\xbeno 14 milijard let, \xc5\xa1e ni nobena manj masivna zvezda zapustila glavnega niza (oziroma se napihnila in postala podorjakinja). Poleg same mase zvezde ima velik pomen tudi dele\xc5\xbe te\xc5\xbejih elementov. Poleg vpliva na trajanje fuzije dolo\xc4\x8da tudi ali se npr. lahko tvori magnetno polje ali kako mo\xc4\x8dan bo zvezdni veter, ki lahko vodi do ob\xc4\x8dutne izgube mase med razvojem zvezde. Naslednji razvojni scenariji se nana\xc5\xa1ajo na zvezde z vsebnostjo elementov, kot ga ima na\xc5\xa1e Sonce in ve\xc4\x8dina zvezd v disku na\xc5\xa1e Galaksije. Npr. v Magellanovih oblakih, dveh pritlikavih galaksijah v sose\xc5\xa1\xc4\x8dini na\xc5\xa1e galaksije, imajo zvezde ob\xc4\x8dutno manj\xc5\xa1e vsebnosti te\xc5\xbejih elementov. Zvezde prebijejo ve\xc4\x8dino svojega \xc4\x8dasa na stopnji glavnega niza, te\xc5\xbeje zvezde levo zgoraj v barvno-svetlostnemu diagramu, la\xc5\xbeje pa so desno spodaj. Med stopnjo glavnega niza postanejo zvezde ve\xc4\x8dje in se premaknejo v smeri proti rde\xc4\x8dim orjakinjam. Jedrska fuzija vodika v helij se pri tem dogaja v sami sredici zvezde, ki zavzema le nekaj odstotkov celotne prostornine zvezde, a kljub temu vsebuje polovico zvezdine mase. Temperatura tam zna\xc5\xa1a preko 10 milijonov K. Tam se kopi\xc4\x8dijo tudi produkti jedrskega zlivanja. Prenos energije na zvezdino povr\xc5\xa1je traja ve\xc4\x8d 100 000 let. Pri tem si pomaga s prenosom sevanja, toplotnimi tokovi ali preko konvekcije. Podro\xc4\x8dje, ki sevanje odda v vesoljski prostor, imenujemo zvezdina atmosfera. Njena temperatura zna\xc5\xa1a od 2.500 (pri rde\xc4\x8dih pritlikavkah) do 100.000 K (pri belih pritlkavkah)._NEWLINE_Nove zvezde so razli\xc4\x8dnih velikosti in barv. Imajo razpon od modrih (vro\xc4\x8dih) do rde\xc4\x8dih (hladnej\xc5\xa1ih). Velikost zvezd se razteza od manj\xc5\xa1ih, od polovice Son\xc4\x8devega premera (in maso nad 0,08 Son\xc4\x8deve mase) do zvezd, ki imajo tudi nad 1000-kratne premere Sonca (najve\xc4\x8dja do sedaj odkrita je velika 1742 premerov Sonca) in tistih najbolj masivnih, ki imajo maso tudi do 155 Son\xc4\x8devih mas (\xc4\x8deprav nekateri to mejo postavljajo tudi do 440 Son\xc4\x8devih mas). Svetlost in barva zvezde sta odvisna od njihove povr\xc5\xa1inske temperature (efektivne temperature povr\xc5\xa1ja), kar je odvisno tudi od njihovih mas (Zvezde T Bika, so npr. na za\xc4\x8detnih razvojnih stopnjah \xc5\xbeivljenja). Preostanek zvezdinega obstoja bo bitka med gravitacijo zvezde, ki ho\xc4\x8de splo\xc5\xa1\xc4\x8diti zvezdo, in zlivanjem atomskih jeder, kar poteka v zvezdnih jedrih, ki te\xc5\xbeijo k velikanski eksploziji. Novonastala zvezda pade na specifi\xc4\x8dno stopnjo razvoja na to\xc4\x8dki zvezde z glavnega niza v H-R diagramu. Manj\xc5\xa1e, hladnej\xc5\xa1e zvezde ostanejo na glavnem nizu tudi do 100 milijard let, medtem ko supermasivne, vro\xc4\x8de zvezde, ostanejo na tej stopnji razvoja samo milijon let ali nekaj milijonov. Zvezde srednjih velikosti, kot npr. Sonce, ostanejo na glavnem nizu nekaj milijard let. Ko zvezde porabijo ve\xc4\x8dino zaloge vodika v svojih jedrih, se pomaknejo stran od zvezd glavnega niza in postanejo orjakinje ali celo nadorjakinje.\n_START_SECTION_\nKasnej\xc5\xa1e razvojne stopnje zvezd\n_START_PARAGRAPH_\nPo milijonu do nekaj milijard let, odvisno od njihove za\xc4\x8detne mase, zvezdi za\xc4\x8dne primanjkovati vodika, ki kot gorivo vzdr\xc5\xbeuje njene reakcije. Ve\xc4\x8dje in vro\xc4\x8de zvezde porabijo zalogo vodika veliko hitreje kot hladnej\xc5\xa1e in manj\xc5\xa1e zvezde, kar drasti\xc4\x8dno razporedi njihov razpon, ki ga prebijejo na stopnji razvoja zvezde z glavnega niza v nekaj milijard letih. Potem, ko v jedru zmanjka vodika, jedrski procesi v njem prenehajo. Brez sevalnega tlaka, ki ga ustvarjajo te reakcije (zlivanja atomskih jeder) za\xc4\x8dne prevladovati gravitacijska sila, zunanje plasti zvezde pa se za\xc4\x8dno sesedati in zgo\xc5\xa1\xc4\x8devati v samem zvezdinem jedru. Temperatura in tlak nara\xc5\xa1\xc4\x8data med nadaljnjim razvojem, do veliko ve\xc4\x8djih stopenj, dokler se helij ne za\xc4\x8dne zlivati v berilijeva jedra, potem ogljikova, du\xc5\xa1ikova in kisikova. Na novo ustvarjena vro\xc4\x8dina se za\xc4\x8dasno izena\xc4\x8di z gravitacijsko silo, zunanje plasti pa se mo\xc4\x8dno napihnejo; zvezda postane tudi do 100 -krat ve\xc4\x8dja, kot je bila do tedaj. Zdaj postane rde\xc4\x8da orjakinja. Masa zvezde se ne pove\xc4\x8da, kar pomeni, da se povpre\xc4\x8dna gostota zvezde mo\xc4\x8dno zmanj\xc5\xa1a (razen v notranji sredici, kjer je gostota ve\xc4\x8dja, kot je bila, dokler se je v njem zlival vodik). Kar se potem zgodi je odvisno od mase zvezde.\n_START_SECTION_\nBele pritlikavke\n_START_PARAGRAPH_\nBele pritlikavke so stabilne, ker je gravitacijska sila v ravnovesju z degeneracijskim tlakom zvezdinih elektronov. (To ni zmanj\xc5\xa1ano z odbijanjem elektronov, ampak je posledica Paulijevega izklju\xc4\x8ditvenega na\xc4\x8dela.) Ko zvezdi ne preostane ve\xc4\x8d goriva, zvezda seva preostanek energije v hladni medzvezdni prostor za nekaj milijonov let. Na koncu preostane hladna temna masa, ki ji v\xc4\x8dasih pravimo temna pritlikavka. Kakorkoli \xc5\xbee, Vesolje ni dovolj staro, da bi tak\xc5\xa1ne pritlikavke obstajale. \xc4\x8ce masa bele pritlikavke prestopi Chandrasekharjevo mejo, potem elektronski degeneracijski tlak upade in zvezda se sesede. To povzro\xc4\x8di, da bela pritlikavka zable\xc5\xa1\xc4\x8di kot supernova vrste I. Te supernove so v\xc4\x8dasih mo\xc4\x8dnej\xc5\xa1e kot smrt masivne zvezde (tip supernove tipa II). Torej bele pritlikavke, masivnej\xc5\xa1e od 1,44 Son\xc4\x8devih mas, ne obstajajo; elektronski degeneracijski tlak ni dovolj mo\xc4\x8dan in zvezda se sesede v \xc5\xa1e poznej\xc5\xa1o stopnjo zvezdinega razvoja: nevtronsko zvezdo (ki ima maso med 1,44 in 3,00 Son\xc4\x8devimi masami). \xc4\x8ce bela pritlikavka tvori dvozvezdje in sta si zvezdi zelo blizu, potem snov z ve\xc4\x8dje in manj gostej\xc5\xa1e zvezde orjakinje po\xc4\x8dasi pada v akrecijski disk, ki se nabira okrog bele pritlikavke, to\xc4\x8dka, kjer se ta padajo\xc4\x8da snov dotakne akrecijskega diska pa mo\xc4\x8dno sveti rentgensko svetlobo. \xc4\x8ce je tak\xc5\xa1ne snovi dovolj, pritlikavka lahko ponovno eksplodira. Ta eksplozija se imenuje nova ali celo ponavljajo\xc4\x8da (retro) nova.'