Iako je teoretski model neutronske zvijezde pretpostavljen još u prvoj polovici 20. stoljeća, za njih nije postojalo veliko zanimanje sve do 1960. -ih. 1967. godine je pomoću velikog radio - teleskopa otkriveno da neke točke na nebu vrlo pravilno i brzo pulsiraju. Ti su izvori nazvani pulsarima, a imali su periode između 0.25 i 1.5 sekunde. Danas su poznati i pulsari sa periodima od jedne tisućinke sekunde i oni sa periodima do 5 sekundi. Otkriće pulsara bilo je veliko otkriće jer je bilo jasno da je astronomija naišla na do tada neviđene objekte. U kratkom su se vremenu razvile mnoge teorije, no niti jedna nije potpuno zadovoljavala sve kriterije. Stoga su znanstvenici krenuli metodom eliminacjie i na kraju su preostali samo bijeli patuljci. Bijeli patuljci su zapravo malene, ali masivne i vruće jezgre umrlih zvijezda, no čak i njihova velika gustoća ne bi mogla podnijeti da se zvijezda vrti nekoliko puta u sekundi. Što bi moglo biti još gušće od degeneriranih elektrona koji sačinjavaju bijele patuljke? Odgovor je pronađen u neutronskim zvijezdama. Njihov teoretski model napravili su još davno dva američka astronoma: Fritz Zwicky i Walter Baade. Oni su pretpostavili da se u jeku eksplozije kao što je supernova, u jezgri zvijezde može stvoriti toliki tlak da se protoni i elektroni spoje tvoreći neutrone. Nakon supernove ostaje samo mala supergusta jezgra koju u najvećoj mjeri čine samo neutroni, a takav objekt nazvali su neutronska zvijezda. Kada su astronomi pretpostavili da su pulsari zapravo neutronske zvijezde koje brzo rotiraju, sve se posložilo na mjesto. Neutronske zvijezde mogu vrlo brzo rotirati jer u njihovoj unutrašnjosti ne postoji nikakvo trenje, a velika brzina vrtnje dolazi od zakona o očuvanju kutnog gibanja. Analogija tome je klizač koji se brzo zavrti kada skupi ruke uz tijelo. Tako i zvijezda, koja je prije ekspolzije imala ogroman radijus, brzo zavrti kada se naglo smanji. Zasada najbrži pulsari koje poznajemo imaju period rotacije samo jednu tisućinku sekunde i zato ih zovemo milisekundnim pulsarima. Pulsari većinom imaju veće periode što su stariji, iako postoje i iznimke. Razlog njihovom usporavanju je gubitak energije koju zrače u okolinu (zato npr. maglica Rakovica u Biku svijetli i 900 godina nakon supernove u kojoj je nastala). To zračanje potječe od elektrona koji se kreću zakrivljenim magnetskim poljem pulsara i pritom emeitiraju energiju. Kao što se smanjenjem volumena zvijezde ubrzava njena rotacija, na isti se način poveća i magnetno polje. Prije eksplozije magnetno polje je slabije, ali prostrano jer obuhvaća cjielu površinu zvijezde. No, polje ostaje iste jakosti, ali je sada raspoređeno po znatno manjoj površini. Snagu takvog magnetnog polja ne možemo ni zamisliti. Samo za usporedbu, Sunčevo magnetno polje iznosi 1 G (Gauss), a tipični pulsar ima polje od 1012 G. Polje čine nabijene čestice poput protona i elektrona koje se pri eksploziji nisu uspjele međusobno spojiti. Pomoću takvog magnetskog polja jednostavno je objasniti zašto neutronske zvijezde pulsiraju. Nemojte misliti da se površina zvijezde pomiče gore i dolje, pulsevi koje mi registriramo su rezultat radijacije usmjerene prema Zemlji. Kako je magnetsko polje nagnuto u odnosu na os rotacije, ta usmjerena radijacija, koja izlazi iz magnetskih polova, periodički prelazi preko Zemlje i zato je možemo detektirati (pulsar možemo zamisliti kao svjetionik koji se okreće). Zašto točno radijacija izlazi iz polova, još je neriješeno pitanje, no vodeća je ova teorija: Jako magnetno polje u kombinaciji sa brzom rotacijom djeluje kao električni generator, stvarajući na površini jako električno polje. Ono proizvodi elektrone i pozitrone (antičestice elektrona) iz energije tog gibanja. Jako magnetsko polje te čestice usmjerava prema polovima istodobno ih jako ubrzavajući. Rezultat toga su dva uska mlaza usmjerena na suprotne strane. |
Mliječna Staza samo je jedna od mnogobrojnih galaktika u svemiru. Dvadesetih godina prošlog stoljeća započela su sustavna istraživanja galaktika. Veliki teleskopi omogućili su opažanja unutarnje strukture nama bližih galaktika. Godine 1926. Hubble je predložio prvu klasifikaciju galaktika. Hubbleova klasifikacija obuhvaća osnovne morfološke tipove galaktika: eliptične, spiralne i nepravilne galaktike (sl. 3). Eliptične galaktike ne pokazuju spiralnu strukturu. Kao što i sam naziv kaže, ove su galaktike eliptičnog, "jajastog" oblika. Podijeljene su u podtipove E0, E1, E2..., E7 i to u ovisnosti o spljoštenosti njihova izgleda (galaktike tipa E0 pokazuju sferni oblik). Najviše ih je patuljastih (mase od oko 106 masa Sunca i dijametra oko 2 kpc). Velike (divovske i naddivovske) eliptične galaktike imaju masu i do 1013 masa Sunca i dijametra su oko 106 pc. Eliptične galaktike uglavnom ne sadrže međuzvjezdani plin i prašinu. Sačinjene su od starih zvijezda (poput onih u kuglastim jatima), pa općenito imaju slab luminozitet. S obzirom na način pružanja spiralnih krakova iz središnjeg dijela galaktike, spiralne se galaktike dijele u dva tipa: obične i prečkaste. Označavaju se simbolima S, odnosno SB. Svaki od tipova spiralnih galaktika (S i SB) dijeli se (s obzirom na uvijenost krakova i relativnu veličinu središnjeg dijela galaktike) u tri podtipa koji se označavaju dodatnim simbolima a, b ili c. Kod nekih galaktika opaža se disk, ali bez spiralnih krakova (tzv. S0 tip). Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 109 do 1011 Sunčevih masa, dok im je dijametar pretežno od 10 kpc do 30 kpc. Mliječna Staza pripada prečkastim spiralnim galaktikama. Treću skupinu galaktika u Hubbleovoj klasifikaciji čine nepravilne galaktike. One nemaju pravu jezgru ili spiralne krakove. Istodobno, nisu niti simetričnog oblika. Poznati primjeri su Veliki i Mali Magellanov oblak |
Hoće li bliještanje lasera otkriti postojanje izvanzemaljskih civilizacija? Postoje li, izvanzemaljci vjerojatno bljeskaju, a ne emitiraju radiovalove. Zato je dizajniran novi teleskop koji će presretati laserske zrake, a ne radiosignale koje astronomi već godinama uzaludno slušaju. Istraživači se nadaju da će se novi "optički SETI" teleskop, koji je predstavljen na harvardskom Opservatoriju Oak Ridge, iskazati u novoj eri potrage za izvanzemaljskim civilizacijama u Mliječnoj stazi. Od kada je radioastronom Frank Drake proveo prvu usmjerenu potragu za izvanzemaljskom inteligencijom (SETI) 1960. godine, sve veći i veći radioteleskopi, opremljeni sve boljim detektorima i sve bržim računalima, pretraživali su nebo u nadi da će primiti signal od civilizacije slične našoj. Iako se sada nije javio nijedan izvanzemaljac, istraživači iz SETI-ja naglašavaju da "nepostojanje dokaza nije dokaz nepostojanja". Kažu da možda nisu tražili na pravom mjestu ili su možda imali krivi pristup. Zato su i napravili optički SETI. Financiran privatnim sredstvima Planetary Societyja iz Pasadene, novi 1,8-metarski teleskop opremljen je prilagođenim detektorima kako bi mogao "loviti" umjetne bljeskove laserskog svjetla. Iako zbog međuzvjezdane apsorpcije ne može putovati tako daleko kao radiovalovi, takvo visokofrekventno bljeskanje može sadržavati puno više informacija i stoga može biti komunikacijska metoda koju bi koristila izvanzemaljska civilizacija. Do sada je provedeno samo nekoliko optičkih SETI potraga, sva uglavnom financirana sredstvima Planetary Societyja, ali nijedna nije bila opsežna kao program koji će se odvijati oko novog teleskopa. The Planetary Society Novi SETI-jev teleskop Napravljen za 350.000 dolara, teleskop će u jednogodišnjem skeniranju sjevernog dijela Mliječne staze obrađivati 3,5 terabita podataka u sekundi. Drugi, identični teleskop, koji još čeka "sponzora", mogao bi se pridružiti prvome kako bi proveo neovisnu provjeru bilo kakve sumnje da je pronađeno bljeskanje izvanzemaljskih lasera. Seth Shostak iz Instituta SETI kaže da je novi teleskop, koji s Institutom nema veze, važni dio razvoja dugogodišnje potrage za izvanzemaljcima. No dodaje da će se "pravi preokret dogoditi kada ćete imati puno ljudi koji gledaju u nebo tražeći kratke bljeskove laserskog svijetla ... nešto što, u principu, mogu raditi astronomi amateri korištenjem pravilnih detektora i softvera". Skepticima koji misle da je SETI bacanje novaca u vjetar, Shostak jednostavno poručuje: "Šanse za uspjeh možda mogu biti male, ali to je tako važno pitanje da je vrijedno sveg truda." Astrofizičar Paul Horowitz s Harvarda, čiji je tim projektirao i napravio optički SETI teleskop i njegov jedinstveni sustav kamera, dijeli slični optimizam. "Ja vjerujem da Oni postoje", kaže on. "Kontakt će se jednog dana uspostaviti." Horowitz je novi teleskop opisao kao monstruma kukcolikih očiju, dok je dosadašnji način pretraživanja neba nazvao "gledanjem kroz slamku za sok". |
Kada kažemo za neku zvijezdu da je dvojna, to znači da ono što golim okom vidimo nije jedna, već dvije ili čak više zvijezda. Manjim teleskopima se kao dvije mogu vidjeti dvojne zvijezde koje su jako razmaknute, a s povećanjem teleskopa, odnosno njegove rezolucije, mogu se vidjeti i one manje razmaknute. Postoje i dvojne zvijezde koje su tako blizu jedna drugoj (ili su izrazito daleko od Zemlje) koje ni najveći teleskopi ne mogu razlučiti, nego se o postojanju sustava indirektno zaključuje iz pomaka spektralnih linija. Kako se komponente gibaju prema nama i od nas, tako se pomiču i njihove spektralne linije zbog Dopplerovog efekta. Takve dvojne (ili višestruke) zvijezde nazivaju se spektroskopske dvojne. Postoji više vrsta dvojnih sustava zvijezda. Neke zanimljivije opisat ću posebno kasnije. No, svima im je zajedničko da se dvije zvijezde gibaju tako da se vrte oko zamišljene točke koju zovemo centar mase. On je bliži masivnijoj zvijezdi. I planeti u Sunčevom sustavu se gibaju oko centra mase, no Sunce je toliko puta masivnije od planeta da se centar mase ne nalazi daleko od središta Sunca. Obično se kaže da zvijezda manje mase orbitira oko zvijezde veće mase, pa zato masivniju zvijezdu nazivamo primarnom ili glavnom komponentom. Preko tzv. orbitalnih elemenata (perioda i udaljenosti) koji se mogu izmjeriti možemo izračunati koliku masu sadrži sustav. Koliku masu ima pojedina komponenta može se dobiti iz omjera udaljenosti od centra mase. Još jedno važno obilježje bliskog dvojnog sustava (postoje i sustavi čije su zvijezde predaleko da bi imale utjecaja jedna na drugu) je Rocheova ploha. To je volumen unutar kojeg dominira gravitacija jedne komponente. Ima oblik kapi koja je vrhom spojena na Rocheovu plohu druge komponente. Točka u kojoj se spajaju zove se unutrašnja Lagrangeova točka i u njoj se poništavaju sile kružnog gibanja, gravitacije i plimnih sila. Veličina Rocheove plohe ovisi o masi zvijezde. kontaktni sustavi Kao što postoje sustavi u kojima zvijezde međusobno nemaju nikakvog utjecaja, postoje i oni u kojima je prisutnost sustava jedan od ključnih čimbenika u evoluciji obje zvijezde. Sustave u kojima su zvijezde toliko blizu da gravitacijski utječu jedna na drugu, no ne dolazi do prelaska materijala, zovemo polukontaktnim sustavima. U takvom sustavu jedna ili obje zvijezde se gravitacijski deformiraju (izdužuju) u smjeru centra mase. Do kontaktnog sustava dolazi onda kada jedna od zvijezda dosegne fazu crvenog diva i napuhne se toliko da popuni cijelu Rocheovu plohu. Tada materijal može prijeći preko unutrašnje Lagrangeove točke na drugu zvijezdu. Na primjer, sustav Beta Lyrae je jedan od takvih sustava. Jedna od zvijezda predaje svoj materijal drugoj zvijezdi oko koje se stvorio tzv. akrecijski disk. Pošto disk svakih 12.5 dana prelazi ispred glavne zvijezde, pomračuje ju i promatraču na Zemlji se čini da je zvijezda promjenjivog sjaja. Zbog toga za takav oblik promjenjivih zvijezda (iako nisu promjenjive stvarno, nego samo prividno) kažemo da su tipa Beta Lyrae. Transfer materijala može dovesti i do interesantnih pojava kao što su nove i supernove tipa Ia. Kada obje zvijezde popune svoje Rocheove plohe, dolazi do interakcije njihovih vanjskih slojeva i one međusobno dijele svoje plinove. Prema prototipnoj zvijezdi, takva vrsta dvojnog sustava u kojoj jedna komponenta također pomračuje drugu, nazivamo W Ursae Majoris. sustav zvijezde i pulsara (Crna udovica) Sustav Crne udovice (engl. Black Widow Pulsar) je sustav u kojem brzi pulsar orbitira oko zvijezde i postupno je razara. Naime, pulsar (neutronska zvijezda) se okreće 662 puta u sekundi, a obilazi glavnu komponentu sustava svakih 9 sati. Ovaj sustav vidimo tako da se komponente međusobno pomračuju, tako da pulsar nestane na 45 minuta svaki put kada se nađe se suprotne strane zvijezde. Ono što je specifično za ovakav sustav je da radio signal koji odašilje pulsar malo kasni svaki put kada pulsar ulazi ili izlazi iza zvijezde. Pretpostavlja se da prolazi kroz vanjske slojeve atmosfere glavne zvijezde koja se polako raspada zbog brzih čestica što ih izbacuje pulsar. Također se pretpostavlja da će glavna komponenta sustava biti potpuno dezintegrirana za nekoliko stotina milijuna godina. sustav zvijezde i pulsara (pulsirajući izvor X - zraka) Pulsirajući izvori rengenskih zraka također su dvojni sustavi sa običnom zvijezdom i pulsarom. Otkriveni su 1971. svemirskim teleskopom Uhuru koji je dao prve slike neba u rengenskom zračenju. Jedan od prvih takvih izvora, nazvan Centaurus X - 3, zainteresirao je znanstvenike svojim pravilnim pulsacijama s periodom od 4.48 sekundi. Osim toga, izvor je periodički nestajao, kao što u sustavu Crne udovice (gore), pulsar nestaje iza zvijezde. Dopplerovim pomakom spektralnih linija ustanovljeno je da se radi o dvojnom sustavu s periodom od 2.087 dana. U tom je dvojnom sustavu događaju se specifični procesi zbog kojih dolazi do emitiranja rengenskog zračenja. Glavna komponenta gubi svoje plinove na račun neutronske zvijezde, on se skuplja u akrecijski disk i spiralno pada prema pulsaru. Zbog jakog magnetskog polja, neutronska zvijezda usmjerava ionizirane plinove prema polovima i usput ih ubrzava. Kada čestice dospiju do površine, imaju brzinu od skoro pola brzine svijetlosti i stvaraju na polovima pulsara "vruće točke" iz kojih pulsar zrači visokoenergetsko rengensko zračenje. Kao i kod običnih pulsara, pulseve u rengenskom dijelu spektra vidimo zato što se pol okrene direktno prema Zemlji. Više o samim pulsarima saznajte u članku pulsari. sustav dva pulara (Taylor - Hulse) Na temelju istraživanja ovih specifičnih dvojnih sustava (kojih je do sada otkriveno 6) želi se potvrditi Einsteinova teorija relativnosti i dokazati postojanje tzv. gravitacijskih valova. Prvi sustav, kojeg su 1974. pronašli Joseph Taylor i Russell Hulse, najbolje je istražen i kako sada stvari stoje, izvrsno se slaže sa Einsteinovom teorijom relativnosti. Osim što je izražen efekt precesije periastrona (kao Merkurova precesija perihela), ona predviđa da će se u takvom sustavu dvije komponente sve više i više približavati. Iz orbitalnog perioda od 2.4 sata i masi od 2.58 masa Sunca, dobiva se brzina približavanja od 3 metra godišnje. Gravitacijska energija koja se pritom gubi odlazi iz sustava u obliku gravitacijskih valova. Te valove još ne možemo detektirati, no za 320 milijuna godina, kada se pulsari sudare (spoje) trebali bi emitirati vrlo jake gravitacijske valove koje bi naši detektori mogli prepoznati. Ako vam se da čekati... sustav sa bijelim patuljkom (nove i supernove) Bijeli patuljak je mala, ali masivna i, kao što ćete vidjeti, vrlo opasna jezgra već umrle zvijezde. Zašto bi mrtva zvijezda bila opasna? Kao i neutronska zvijezda, bijeli patuljak nije građen od obične tvari, nego od degenerirane. Takva se tvar ne ponaša kao obična, pa nastaju komplikacije u bliskim dvojnim sustavima u kojima dolazi do prijelaza materijala. Problem je u tome što bijeli patuljak ne može podnijeti masu veću od 1.4 Sunčeve. Kada masa plinova sa druge komponente sustava prijeđe granicu od 1.4 mase Sunca (Chandrasekharovu granicu), bijeli patuljak se jako zagrije. No, zbog degeneriranog stanja u kojem se zvijezda nalazi, plinovi se ne počinju širiti, već započinje novi niz nuklearnih reakcija koje izmaknu kontroli i zvijezda eksplodira u velikoj nuklearnoj eksploziji. To je supernova tipa Ia. No, ne mora uvijek biti tako tragično. Eksplozija ne mora nužno raznijeti zvijezdu. Postoje i manje eksplozije, tzv. nove, u kojima se zbog manjeg pritoka materije nuklearne reakcije počinju odvijati u akrecijskom disku ili u tankom sloju na površini patuljka. Te su reakcije manje energetske, no zvijezda može na neko vrijeme pojačati svoj sjaj čak 10 milijuna puta. Nakon toga, zvijezda se vraća na svoj prijašnji sjaj, a novu može i ponoviti. sustav sa crnom rupom (X - 1 Cygni) Kao primjer sustava sa crnom rupom uzeo sam tzv. X - 1 Cygni. Važno je znati da je prisutnost crne rupe u tom sustavu (kao i u ostalima) samo nagađanje. Umjesto crne rupe mogla bi biti neutronska zvijezda, ali niti jedna neutronska zvijezda nema masu veću od 3 Sunčeve mase. Sustav X - 1 Cygni je dvojni sustav: jedna komponenta je plavi superdiv od oko 30 Sunčevih masa, a druga se ne može diraktno promatrati, ali je jak izvor rengenskog zračenja. Druga komponenta bi trebala imati masu oko 7 Sunčevih masa. Teoretski model je ovakav: plinovi bježe sa glavne komponente (inače imenovane HD 226868) i tvore akrecijski disk oko druge komponente (crne rupe) čija ih velika gravitacija grije na vrlo visoku temperaturu na kojoj zrače X - zrake. Ovo je dokazano tako što je mjeren Dopplerov pomak linija glavne komponente koja se periodički primiče nama i bježi od nas kroz 5.6 dana, koliko očito iznosi ophodno vrijeme sustava. Zvijezda HD 226868 je devete magnitude i može se promatrati, iako vam treba puno mašte da uz nju zamislite crnu rupu. Više o tome pročitajte u članku “promatranje nevidljivog”. sustav sa smeđim patuljkom (Giliesse 229) Iako ovakvi sustavi nemaju nikakvih impresivnih svojstava, naveo sam ovaj primjer zbog zanimljivosti njegove sekundarne komponente. Naime, smeđi patuljci nisu prave zvijezde, a nisu ni planeti. Posjeduju svojstva oboje, a mase im se kreću od 0.08 masa Sunca, pa do nešto većih od Jovijanskih planeta. Smeđi patuljci su bogati vodikom, ali zbog male mase im središte nije dovoljno zagrijano da bi započele nuklearne reakcije. Ti su objekti relativno hladni (oko 2000 K) i zato vrlo tamni. Većinu svoje energije zrače u infracrvenom dijelu spektra. Giliesse 229 je prvi sustav u kojem je otkriven smeđi patuljak (1994.), a danas se ti zanimljivi objekti intenzivno istražuju jer bi možda mogli riješiti problem nevidljive mase u svemiru. sustav dva smeđa patuljka (Epsilon Indi) Nedavno je nađen i sustav dva smeđa patuljka i to u višestrukom sustavu zvijezde Epsilon Indi. Dva smeđa patuljka orbitiraju jedan oko drugoga s periodom od oko 20 godina i na udaljenosti od 2.65 a.u. (a.j.), a zajedno se okreću oko zvijezde Epsilon Indi A udaljene 1500 a.u. Patuljci (nazvani Epsilon Indi Ba i Bb) su spektralnih tipova T1 i T6, a mase su im između 35 i 52, te između 21 i 33 mase Jupitera. Temperature površine su 970 i 580 stupnjeva Celziusa, a luminoziteti 1/60000 i 1/200000 luminoziteta Sunca. Zanimljivost ovog sustava je, osim u samom njegovom postojanju, i u tome što teorija predviđa da bi smeđi patuljci trebali biti veći u dijametru što im je luminozitet manji. Tako bi tamniji od ova dva patuljka zapravo trebao biti oko 5 % veći. Da li je to stvarno tako, pokazat će buduća istraživanja ovog sustava. |
Gejziri vodene pare na sićišnom Saturnovom mjesecu najvjerojatnije dolaze iz velikih zaliha tekuće vode, što znači da se ne može odbaciti mogućnost postojanja života u njoj. Enceladus je pun tekuće vode i ne može se odbaciti mogućnost da je udaljena luka puna života, kažu znanstvenici iz misije Cassini, nakon što su proučili gejzire ledenih čestica i vodene pare koje su 2005. pronašli na mjesečevoj južnoj polutki. Njihova analiza je samo odbacila mogućnost da se izboji vodenog leda sublimiraju direktno iz svemira. Umjesto toga, u vjerojatnijem scenariju, uključene su značajne količine tekuće vode koja vrije iz spreminka blizu površine Enceladusa. Taj zaključak ostavlja otvorenim škakljivo pitanje o energetskom izvoru koji vodu održava u tekućem stanju. Raspad radioaktivnih elemenata u mjesečevoj kamenoj jezgri, sam po sebi ne može stvoriti dovoljno topline za to. Otopljena jezgra klatratnih hidrata – oblika vodenog leda u kojem su zarobljene molekule plina – mogla bi pomoći Enceladusu u održavanju tempreture. Dodatno zagrijavanje moglo bi doći iz gravitacijske privlačnosti između Enceladusa i Dione, susjednog mjeseca. Prilike za naučiti nešto više bit će u sljedećem Cassinijevom preletu pored Enceladusa, koji je predviđen za 2008. A istraživanje predstavlja li Enceladus ili ne bona fide zonu za život, bit će posao budućih misija. "Prisutnost tekuće vode nadilazi i najluđu maštu", kaže Carolyn Porco, šefica Cassinijevog tima za snimanje. "Ako ne napravimo ništa više, to otkriće je dovoljno da kažemo kako je vrijedilo financirati i provesti misiju Cassini". : ) |
Dokuciti kako se zvijezde razvijaju nije bilo nimalo lako. Stavite se u poziciju znanstvenika. On promatra zvijezde kroz jedan peiod koji je u kozmickim razmjerima toliko malen da se promjene jednostavno ne stignu dogoditi. Dobra analogija tome je vanzemaljac koji šecuci gradom pokušava shvatiti kako se ljudi razvijaju iz djece u odrasle. Teorija koja je danas prihvacena dobro se slaže sa dokazima koje imamo, ali možda nije potpuno tocna. Vjerojatno vam nije poznato da je evolucija zvijezda vec pretrpjela jednu pogrešnu teoriju. Mislilo se, naime, da su zvijezde u svojim mladim danima crveni divovi, pozicionirani u gornjem desnom dijelu HR dijagrama. Zatim bi se zvijezda postepeno zagrijavala dok ne bi došla na glavni niz, a niz glavni niz do donjeg desnog dijela gdje se nalaze crveni patuljci. Danas znamo da je ta interpretacija kriva i da su crveni divovi kao Betelgeux (Betelgez) vec stare zvijezde. Današnja teorija evolucije zvijezda razlikuje dva glavna smjera u koje zvijezda može otici, a on ovisi o masi zvijezde. Kao prvo, treba reci da zvijezde nastaju iz velikih oblaka koje zovemo nebulama ili maglicama. Pod utjecajem gravitacije neki se dijelovi maglice pocinju sažimati stvarajuci tlak u središtu. To dovodi do zagrijavanja i rodena je protozvijezda. Ako je nakupljena masa manja od desetine Sunceve mase, od nje nikad nece nastati zvijezda. Ona ce još jedno vrijeme svjetliti zbog nastale topline, ali to nece biti dovoljno da zapocnu nuklearne reakcije. Ako masa protozvijezde iznosi izmedu 0.1 i 1.4 mase Sunca, sažimanje ce se nastaviti sve dok se unutrašnjost toliko ne zagrije da zapocnu nuklearne reakcije. Kada zvijezda pocine izgarati vodik u helij, pridružuje se glavnom nizu i tamo ostaje dugo vremena. Medutim, kada skoro sav vodik izgori u helij, zvijezda je primorana promjeniti svoju strukturu. Središte tada ima dovoljnu temperaturu da helij pocne izgarati u ugljik, dok vodik gori u vanjskim slojevima. Zbog toga se zvijezda širi i hladi - postaje crveni div. Zvijezda koja ima masu manju od 1.4 Sunceve mase, nece više imati priliku prijeci na nove izvore energije, jer tlak i temperatura u središtu za to nisu dovoljni. Zbog toga nestabilna zvijezda pocinje odbacivati vanjske slojeve i tako nastaju prelijepe planetarne maglice. U njihovom središtu nalazi se vruca jezgra zvijezde koju nazivamo bijeli patuljak. Takva zvijezda ima vrlo veliku gustocu i visoku temperaturu. No, kako vrijeme prolazi, a u njoj se više ne dogadaju nikakve nuklearne reakcije, zvijezda se polako hladi. Interesantno je da još nigdje u svemiru nije zapažen patuljak kojemu je temperatura niža od 3000 K, što znaci da svemir još nije dovoljno star da bi se to dogodilo. Kad se patuljak potpuno ohladi, od njega ostaje mrtva crna zvijezda (ne crna rupa). Vec sam spomenuo da postoje dva smjera kojima zvjezdana evolucija može otici. Drugi je put onaj kojim idu zvijezde sa masom vecom od 1.4 Sunceve. Takve zvijezde puno brže sagorijevaju svoje nuklearno gorivo i žive krace, ali burnije. Razlika je u tome što one nakon helija mogu sagorijevati i ugljik, u tzv. CNO ciklusu. Tim su se procesom u svemiru stvorili teži elementi od kojih je graden naš svijet. Nakon što reakcije stvore željezo, koje je najteži element koji se na taj nacin da stvoriti, zvijezda se pocne urušavati i eksplodira u ogromnoj eksploziji koju zovemo supernova. Nakon nje na mjestu zvijezde ostaje pulsar ili neutronska zvijezda. Ta zvijezda koja u promjeru može biti manja od planeta ima ogromnu masu, dakle i nezamislivu gustocu. Jedna žlicica te tvari na Zemlji bi težila oko milijardu tona. Ako je masa zvijezde mnogostruko veca od 1.4 mase Sunca, zvijezda ce se sve više i više sažimati sve dok njena gravitacija ne bude tolika da joj ni svijetlost ne može pobjeci. Tada je nastala crna rupa. O tim netipičnim zvijezdama možete pročitati nešto u posebnim člancima. Mislav Balokovic |
Ako želite riječnik za sve profesionalne izraze iz astronomije samo nam pošaljite E-mail, adresa je wulux@net.hr odgovor dobivate u rok od 3 dana |
Udaljenosti galaksija obicno se mjere na tri nacina: standardnim svijecama (engl. standard candles), Tully - Fisherovim zakonom ili Hubbleovim zakonom. Pošto o Hubbleovom zakonu postoji poseban clanak, ovdje cu vam opisati preostale dvije metode. Iako postoji više nacina, sve metode standardnih svijeca objedinjuje cinjenica da se neki objekt kojem znamo luminozitet usporeduje sa mnogo bližim objektom u našoj Galaksiji. Mjerenjem sjaja tog objekta, za koji se smatra da pripada galaksiji kojoj želimo izmjeriti udaljenost, može se preko nekih jednadžbi dobiti udaljenost. No, teško je naci objekte koji su tako sjajni da bi se vidjeli preko tako velikih udaljenosti kao što su razmaci izmedu galaksija. Za bliže galaksije koriste se cefeide. One se kroz najjace teleskopa mogu vidjeti na udaljenostima do 60 Mpc (200 milijuna svijetlosnih godina). Njihov luminozitet lako je izracunati iz perioda putem zakona period - luminozitet. Više o cefeidama možete procitati u clanku o promjenjivim zvijezdama. Na udaljenostima izmedu 60 i 250 Mpc koriste se najsjajnije zvijezde koje poznajemo - crveni i plavi superdivovi. Njihov luminozitet doseže 10e5 luminoziteta Sunca. Na udaljenostima gdje se pojedinacne zvijezde više ne mogu razluciti, astronomi koriste cijele skupove i maglice. Najsjajniji kuglasti skupovi imaju luminozitet 10e6 puta veci od Suncevog i mogu se vidjeti na udaljenostima do 400 Mpc (1.3 milijarde svijetlosnih godina). Nakon toga ostaju samo H II regije iz cijeg se luminoziteta mogu procijeniti udaljenosti galaksija do 900 Mpc (3 milijarde svijetlosnih godina). Da bi se izmjerile udaljenosti galaksija vece od 900 Mpc, treba cekati supernovu tipa Ia. Supernove tipa Ia prilicno su pouzdane, jer sve na vrhuncu sjaja dosežu oko 3 x 10e9 luminoziteta Sunca. One su u teoriji vidljive i na udaljenostima vecim od 1000 Mpc. Više o samoj supernovi procitajte u clanku o supernovama. Cefeide, superdivovi, kuglasti skupovi, H II regije i supernove tipa Ia su dobre standardne svijece iz 4 razloga. Prvo, vrlo su sjajni, tako da ih možemo vidjeti na velikim udaljenostima. Drugo, astronomi su prilicno sigurni u njihove luminozitete, pa mogu biti isto toliko sigurni u tocnost izmjerenih udaljenosti. Trece, lako ih je identificirati prema boji ili prema krivulji sjaja. I cetvrto, prilicno su ceste pojave, tako da se preko njih može dobiti udljenost mnogih galaksija. No, ipak postoji i jedan minus. Što je udaljenoja galksija koju promatramo, manje ima standarnih svijeca, pa su mjerenja nesigurnija. Na primjer, udaljenost neke bliže galaksije možemo provjeriti tako da izmjerimo udaljenost služeci se sa više standardnih svijeca. Tako cemo dobiti prosjek koji ce vjerojatno biti najbliži pravoj vrijednosti. Tully - Fisherov zakon otkrili su u sedamdesetima astronomi Brent Tully i Richard Fisher. Oni su primjetili da je debljina spektralne linije vodika u spektru galaksije ovisna o ukupnom luminozitetu. Što je linije deblje, veci je luminozitet. Evo zašto se to dogada: radijacija koja dolazi sa jedne strane galaksije koja rotira je pomaknuta prema crvenom dijelu spektra jer se taj dio od nas udaljava, dok je u isto vrijeme drugi dio pomaknut prema plavom jer nam se približava. Ti su pomaci direktno povezani sa brzinom rotacije galaksije, a ona pak ovisi o masi. Što je galaksija masivnija, sadrži više zvijezda, a više zvijezda znaci veci luminozitet. Ova je tehnika upotrebljiva za galaksije na udaljenostima vecim od 100 Mpc. Kako danas stvari stoje, metoda Tully - Fisherovog zakona daje nešto manje vrijednosti nego metoda standardnih svijeca, no astronomi se nadaju da ce kalibracijama na bližim galaksijama moci uskladiti te dvije metode. Tako ce mjerenja na udaljenijim galaksijama biti mnogo pouzdanija. Mislav Balokovic |
NASA je uspješno lansirala sondu New Horizons. Čeka ju desetogodišnje putovanje, dugačko pet milijardi kilometara, prema jedinom planetu kojeg ljudske letjelice dosad nisu posjetile. Nakon dva dana odgađanja zbog lošeg vremena i tehničkih poteškoća, sedamsto milijuna dolara vrijedna sonda otisnula se na međuplanetarno putovanje na raketi tipa Atlas 5. Znanstvenicima i osoblju iz kontrolne sobe u Cape Canaveralu sigurno je laknuno - da lansiranje nije uspješno obavljeno prije 3. veljače, sonda ne bi mogla iskoristiti gravitaciju Jupitera za brže putovanje do Jupitera. Ovako će New Horizons putovati brzinom od gotovo četiri kilometra u sekundi, što znači da bi do devetog planeta trebala stići u srpnju 2015. godine. Da je lansirana nakon 3. veljače, morala bi putovati izravno do Jupitera i tamo stići najranije 2018. godine. New Horizons prikupljat će podatke o Plutonu i njegovim mjesecima prije no što, pođe li sve kako treba, nastavi istraživati vanjske dijelove Sunčevog sustva. Ima znanstvenika koji tvrde da Pluton uopće nije planet, već da pripada u istu kategoriju kao i mali, ledeni objekti iz Kuiperovog pojasa, dijela svemira koji se nalazi iza Neptuna. Drugi, pak, smatraju da Pluton, zajedno sa svojim pratiteljem Charonom, čini "dvostruki planet". New Horizons proći će pored Plutona i Charona tijekom istog dana. Njenih sedam instrumenata obavit će detaljan pregled Plutonove površine, sastava tla i atmosfere. Nakon toga, NASA će procijeniti hoće li joj produljiti misiju. Dođe li do toga, zaputit će se u Kuiperov pojas i posjetiti dva objekta promjera većeg od 50 kilometara. Znanstvenici vjeruju da će tako puno naučiti o razvoju Sunčevog sustava, pošto se u Kuiperovu pojasu nalaze ostaci materije od koje je naš sustav sačinjen. |
Jedno od najvažnijih znanstvenih otkrica 20 st. bilo je otkrice galaksija. Covjecanstvo je oduvijek željelo prikazati sebe kao nešto posebno. U pocetku je to bilo kroz prikazivanje Zemlje kao središta Suncevog sustava. Nakon uvodenja heliocentricnog sustava (Sunca kao središta) željelo se vjerovati da je naš cjelokupan sustav privilegiran tj. da je on središte Svemira. Otkricem galaksija sve su naše iluzije važnosti uništene, a naša je Zemlja postala samo jedan neugledan planet koji kruži oko po nicemu posebne zvijezde koja je opet dio jedne od neizbrojivih galaksija. Dakle, pocetkom 20.st vjerovalo se da se svi nebeski objekti nalaze unutar jedne, po današnjim standardima vrlo male, nakupine (tj. galaksije) i da ona cini Svemir. Danas poznate galaksije smatrane su maglicama koje se nalaze blizu Zemlje. Promatrajuci cefeide (vrste promjenjivih zvijezda) u Andromedinoj galaksiji Edwin Hubble je 1924. god. ustanovio da se ona nalazi na enormnoj udaljenosti od 2,5 mil. svjetlosnih godina. Ovo je otkrice zauvijek promijenilo našu percepciju Svemira koji se odjednom dramaticno povecao. Galaksija je zapravo velika nakupina zvijezda (tipicno imaju nekoliko stotina milijardi zvijezda) koje sve gibaju oko centra gravitacije. Osim zvijezda svaka se galaksija sastoji i od maglica, zvjezdanih skupova i meduzvjezdanog plina. Danas znamo da je naša galaksija, Mlijecni Put, samo jedna od stotina milijardi drugih galaksija. Hubble je uocio da sve galaksije nisu jednake po svojem obliku ili velicini. Zato ih je podijelio na 4 opcenite kategorije koje danas nazivamo Hubbleovom klasifikacijom. To su spiralne, spiralne s preckom, elipticne i nepravilne galaksije. One se razlikuju ne samo po obliku vec i po procesima koji se unutar njih odvijaju. U središtu svake galaksije nalazi se nukleus - masivna, kuglasta nakupina zvijezda. Oko njega kruže zvijezde diska koji ovisno o tipu može biti vrlo razlicit. Oko same galaksije nalazi se rijetki, sferni halo u kojemu kruže kuglasti skupovi. Mislav Balokovic |
jeste li znali... da Mars, za razliku od Jupitera koji se može pohvaliti cijelom kolekcijom Trojanaca, ima samo jednog koji se zove Eureka? da je zbog eksplozije supernove 1987A u Velikom Magellanovom oblaku kroz svaki cm2 vašeg tijela prošlo oko 10 milijardi neutrina? da od 10 milijardi neutrina koji su prošli kroz svaki cm2 Zemlje nakon eksplozije supernove 1987A u Velikom Magellanovom oblaku, samo svaka tisućita osoba može biti ponosna da u svom tijelu ima jedan od tih neutrina? da se čovjek koji je prvi promatrao Sunčeve pjege zvao Abu al Fadl Ja`far ibn al-Muqtafi? da 11.10.2005. prvi put u šest godina na Suncu nije bila vidljiva niti jedna jedina pjega? da se Mjesec udaljava od Zemlje za 38 milimetara svake godine? da je zadnja raketa tipa Titan poletjela 20.10.2005.? Razlog umirovljenja ovog bivšeg hladnoratovskog oružja, nakon 46 godina službe i 368 lansiranja, je neisplativost. najovi... Najveći mjesec Sunčevog sustava je Ganimed, jedan od 4 najveća Jupiterova satelita koja je 1610. godine otkrio Galileo Galilei. Najveći asteroid zove se Ceres, a njegov promjer iznosi 933 km. Najveći amaterski teleskop na svijetu vlasništvo je Erharda Hannsgensa, a promjer primarnog zrcala teleskopa je 1.07m. Najbliža zvijezda našem Suncu je Proxima Centauri, najmanja članica trostrukog sustava zvijezda Alpha Centauri. Najsjajnija zvijzda u konstelaciji Gemini (Blizanci) je Pollux ( Beta) , a ne Castor (Alpha Geminorum). prvaci... Prvi japanski satelit, Oshumi, lansiran je 11.2.1970. Prva letjelica koja je službeno napustila Sunčev sustav (1986.) je Pioneer 10, lansiran 1972. Prvi umjetni planetoid (tijelo koje kruži oko Sunca) je ruska sonda Luna 1 koja je sasvim slučajno promašila Mjesec na koji se trebala srušiti. Prva ljudska letjelica koja je dosegla drugi planet (Veneru) je američki Mariner 2. Prva otkrivena dvojna zvijezda je Castor, Alpha Geminorum. Prvi otkriveni trostruki asteroid je Sylvia, a mjeseci joj se zovu Romul i Rem. Mislav Balokovic |
< | lipanj, 2006 | |||||
P | U | S | Č | P | S | N |
1 | 2 | 3 | 4 | |||
5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 |
12 | 13 | 14 | 15 | 16 | 17 | 18 |
19 | 20 | 21 | 22 | 23 | 24 | 25 |
26 | 27 | 28 | 29 | 30 |
Dnevnik.hr
Gol.hr
Zadovoljna.hr
OYO.hr
NovaTV.hr
DomaTV.hr
Mojamini.tv