Početna

Početna
Gornja
Zemlja i nebo
Pomagala
Sunčeva obitelj
Zvijezde
Daleki svemir


Sugestije i komentari

4. Zvijezde

4.1. Uvod

Osnovni oblik zviježđa Orion (snimka)
Osnovni oblik zviježđa Orion (snimka)
Svaki put kad za vedre noći pogled podignemo prema nebu, gotovo sve, manje ili više svijetle točkice koje vidimo, jesu zvijezde. Od davnih vremena one su privlačile pogled ljudi, fascinirale ih i navodile na razmišljanje. Plijenile su pažnju svojom postojanošću te stoga smatrane nedostižnom i neshvatljivom božanskom sferom.

Razvojem znanosti, pa tako i astronomije, ljudi su sustavnim promatranjem naučili mnogo o prividnom kretanju nebeskog svoda sa zvijezdama. Primjećujući njihov stalni, nepromjenjivi raspored, svrstali su ih u zviježđa. Time su olakšali snalaženje u tom zvjezdanom gradu, tijekom čitave godine. Uglavnom su zviježđa dobila nazive životinjskih likova ili likova iz priča i mitova, a zadržala su se sve do današnjih vremena.

Među mnogobrojnim, prividno nepomičnim zvijezdama, odavno su vrijedni astronomi primijetili nekoliko njih koje se naoko nasumično kreću, nekad brže, a katkad sporije. Sustavnim promatranjem i bilježenjem njihovog putovanja tijekom godine, zaključili su da je takvih «zvijezda» pet. Nazvali su ih planetima, a što znači «lutalice». Danas znamo da planeta u Sunčevom sustavu ima devet, ali golim ih je okom moguće vidjeti upravo onih pet odavno poznatih. Stoga njih ne smijemo brkati sa zvijezdama, iako golim okom gledani izgledaju upravo kao zvijezde.

Ukupan broj zvijezda koje za vrlo vedrih noći i podalje od gradskih svjetala možemo golim okom vidjeti iznosi nekoliko tisuća. Korištenjem nekog optičkog pomagala, odnosno teleskopa, broj je vidljivih zvijezda neusporedivo veći. No one su toliko udaljene da ih čak i velikim teleskopima možemo vidjeti samo kao manje ili više sjajne točkaste izvore svjetla. Već i letimičnim, nasumičnim pregledom noćnog neba zamijetit ćemo da se osim svojim sjajem, zvijezde razlikuju i po boji. Ako promatramo golim okom, boje ćemo razabrati samo kod sjajnijih zvijezda, ali kad uporabimo teleskop ili promotrimo fotografije načinjene dugim ekspozicijama, vidjet ćemo da je veliki broj zvijezda raznovrsnih boja. Ovo nas dovodi do sustava klasificiranja svih poznatih zvijezda.

4.2. Tipovi zvijezda

Znamo da su sve zvijezde vrlo masivne plinovite kugle, koje zrače vlastitom svjetlošću. Svima je zajedničko da im je izvor energije u nuklearnim reakcijama koje se odvijaju uglavnom u njihovom središtu. No iza ovako šture definicije krije se raznoliko društvo pojedinih tipova zvijezda. Općenito možemo reći da je osnovna klasifikacija zvijezda načinjena prema temperaturi njihove površine. Pri tom je njihova vidljiva boja direktno vezana upravo uz temperaturu, što nam omogućuje da razabravši boju neke zvijezde brzo možemo zaključiti o njezinoj površinskoj temperaturi. Da bismo to pobliže objasnili, pomoći će nam analogija sa zagrijavanjem nekog metala. Kad nekom takvom tijelu dovodimo toplinu, ono će se prvotno zagrijavati bez vidljive promjene boje jer tada emitira u okolinu elektromagnetsko zračenje većih valnih duljina. Daljnjim zagrijavanjem prvo će se na površini javiti crvena boja, koja od svih boja iz vidljivog spektra ima najveću valnu duljinu te dakle i najmanju energiju. Nakon ovog početnog crvenog usijanja, boje će se nastavljanjem dovođenja topline mijenjati redom preko žute i plave sve do tzv. bijelog usijanja. Slično dakle vrijedi i pri utvrđivanju veze između boje i površinske temperature neke zvijezde. Tako kad vidimo da je neka zvijezda crvena, odmah možemo zaključiti da se ubraja u one hladnije. S druge pak strane, bijele ili plave zvijezde su one s visokom površinskom temperaturom, odnosno takve zvijezde zrače najveće količine energije po jedinici površine.

Razmotrimo sada podjelu zvijezda koja uzima u obzir upravo njihovu površinsku temperaturu. Pojedini tipovi označavaju se tako zbog tradicionalnih razloga velikim slovom abecede. U početku klasifikacije, zvijezde su razvrstane u samo nekoliko skupina pa je korišteno i nekoliko slova. Tada se to činilo prikladnim. Kako se proširivalo znanje o zvijezdama i njihovim razlikama, uvođene su dodatne skupine pa tako i nova slova za njihovo označavanje. Tako se došlo do slijedećih osnovnih skupina odnosno tipova zvijezda:

Tip površinska temperatura °C zvijezda tipičan primjer
W > 80 000  
O 40 000 - 35 000 ζ Puppis
B 25 000 - 12 000 Spica (Spika)
A 10 000 - 8 000 Sirius
F 7 500 - 6 000 Polaris (Sjevernjača)
G divovi: 5 500 - 4 200
patuljci: 6 000 - 5 000
Capella (Kapela)
Sunce
K divovi: 4 000 - 3 000
patuljci: 5 000 - 4 000
Arcturus (Arktur)
τ Ceti (tau Ceti, tau Kita)
M divovi: 3 400
patuljci: 3 000
Betelgeuse (Betelgez)
Proxima Centauri
R 2 600  
N 2 500  
S 2 600  

Danas se već i svaka od ovih osnovnih skupina dijeli na podskupine tako da im se uz slovnu oznaku pridodaje i znamenka od 0 do 9.

Iz tablice je vidljivo kako je naše Sunce sasvim obična, prosječna zvijezda patuljak. Općenito se može reći da je upravo takvih zvijezda najviše u našoj galaksiji.

4.3. Vrste zvijezda

Razmotrimo sada što znači kad kažemo da je Sunce zvijezda patuljak. Da bismo to objasnili krenimo prvo s općenitim upoznavanjem stvarne prirode zvijezda. Prva i najvažnija karakteristika im je da su sve one plinovite kugle koje sjaje vlastitim sjajem. Izvor energije su im nuklearne reakcije koje se odvijaju u njihovim dubljim slojevima, bliže središtu. Tamo vladaju tlakovi od više milijuna bara, odnosno tlakovi koji su milijunima puta veći od atmosferskog tlaka na površini Zemlje. Pri tom i temperature dosižu i po nekoliko desetaka milijuna °C. U tako drastičnim uvjetima idealna je prilika za odvijanje nuklearnih reakcija fuzije. Najkraće rečeno fuzija je međusobno spajanje atoma nekog elementa, odnosno njihovih jezgara, pri čemu nastaju atomi novog elementa. Kod toga se oslobađa velika količina energije, jer se dio mase atoma koji ulaze u interakciju direktno pretvara u energiju. Najjednostavnija, ali i najčešća fuzija kod zvijezda, jest ona u kojoj spajanjem jezgara vodika nastaje jezgra atoma helija. U toj nuklearnoj reakciji približno oko 0.7% ulazne mase pretvori se u energiju. Upravo se to stalno, već nekoliko milijardi godina, događa na našem Suncu. U ovom trenutku procijenjeni je sastav Sunca takav da čak oko 71% predstavlja vodik, gotovo 27% helij, a samo oko 2% svi ostali prisutni elementi. Svake pak sekunde negdje u unutrašnjosti Sunca u nuklearne fuzijske reakcije ulazi oko 600 milijuna tona vodika, od kojih se u energiju pretvori oko 4 milijuna tona. Koliko god nam se ove brojke činile velikima, ipak nema opasnosti da bi Suncu uskoro moglo ponestati goriva. Može se proračunati da će jednako postojano sjajiti još nekih 5 milijardi godina, trošeći svoje velike zalihe vodika. No i kad vodik u dalekoj budućnosti konačno bude gotovo sasvim potrošen, Sunce se neće ugasiti. Fuzija će se nastaviti, a gorivo će postati helij. Nakon njega, fuzija će se nastaviti sa sve težim elementima i tako sve do željeza, ali sa sve manje oslobođene energije. Nakon toga fuzija će se zaustaviti, jer za daljnje nuklearne reakcije u kojima bi se spajale jezgre atoma željeza bilo bi potrebno dovoditi energiju. Kako se budu izmjenjivale faze u kojima će nuklearno gorivo biti sve teži i teži elementi, tako će Sunce pulsirati u sve kraćim razdobljima, kao zvijezda crveni div. Pri tom bi se njegov obujam mogao toliko povećati da se Merkur, Venera i Zemlja, a možda čak i Mars, nađu unutar njega. Na kraju svojeg aktivnog života Sunce će u Svemir odbaciti veliki dio svoje mase, a preostala će masa formirati tijelo relativno malog volumena no velike mase, odnosno gustoće. Bit će to tzv. zvijezda bijeli patuljak, koja će se polako hladiti. Sjaj će joj pri tom polako postajati sve slabiji te će vjerojatno završiti kao hladna i teško zamjetljiva zvijezda smeđi patuljak. Pretpostavlja se da u galaksiji postoji veliki broj ovakvih smeđih patuljaka, a neki od njih otkriveni su pomoću velikih teleskopa.

Naše Sunce u usporedbi sa crvenim patuljkom
Naše Sunce u usporedbi sa crvenim patuljkom
Usporedba Sunca i plavog diva
Usporedba Sunca i plavog diva
Sunce je jedna obična i prosječna zvijezda u našoj galaksiji - Mliječnoj stazi. Svrstano je u skupinu tzv. žutih patuljaka i ničim se posebno ne razlikuje od velikog mnoštva sličnih zvijezda u galaksiji. Karakteristika im je upravo da su to tzv. zvijezde glavnog niza, koje relativno mirno i postojano sjaje više milijardi godina. Pored ovih postoji još nekoliko tipova zvijezda, koje su ponekad vrlo specifične. Tako su tu već spomenuti bijeli i smeđi patuljci, a njima možemo pridodati i crvene patuljke. Sve su ovo male i ne odviše atraktivne zvijezde, koje uglavnom život završavaju tako da se postupno mirno ugase i ohlade.

No što reći o zvijezdama divovima koje mogu biti uistinu spektakularne. Takvi su divovi najčešće bijele ili plave boje. Masom nadmašuju naše Sunce od nekoliko puta pa čak i do više desetaka puta. U njihovom središtu vladaju nezamislivo veliki tlakovi i temperature. Zanimljivo je pri tom da je upravo to razlogom što takve zvijezde svoje zalihe nuklearnog goriva troše neusporedivo brže od prosječnih zvijezda te im sjaj može biti i do nekoliko stotina tisuća puta veći od sjaja našeg Sunca. Posljedica je međutim da je njihov životni vijek vrlo kratak u usporedbi s običnim zvijezdama, tako da najmasivnije zvijezde potraju samo nekoliko milijuna godina. No završetak njihovog aktivnog postojanja često je vrlo atraktivan pa i spektakularan, u eksplozijama nezamislivo velikih energija. Tako će zvijezde čija je masa do nekoliko puta veća od Sunčeve, završiti u eksploziji koja će ih učiniti neusporedivo sjajnijima za kratko vrijeme, a nazivamo ih nove (novae) zvijezde. Ovakvo su ime dobile zato što se astronomima u prošlosti činilo kao da je na nebu zasjala nova zvijezda na mjestu gdje je prije nije bilo. Tek je u novije vrijeme razjašnjeno da se radi o eksploziji zvijezda koje su često toliko udaljene da ih se ne zamjećuje za njihovog normalnog sjaja. No svakako je još dojmljivija sudbina onih najmasivnijih zvijezda. Nakon njihovog vrlo kratkog i burnog života, tlakovi koji nastaju završnim gravitacijskim kolapsom izazovu gigantsku eksploziju pri kojoj takva jedna zvijezda može kratkotrajno zasjati sjajem usporedivim sa sjajem čitavih galaksija. Stoga su one dobile sasvim opravdano ime - supernove. U eksploziji one u svemir odbacuju veliki dio svoje mase, no ono što od njih ostane često završava na neobičan način. Završno gravitacijsko sažimanje proizvodi tlakove dovoljne da elektrone utisne u jezgre atoma pa tako nastane tzv. neutronska zvijezda. Ona je vrlo malog volumena, npr. svega desetak kilometara u promjeru. No zbog i dalje velike mase, gustoća materijala od kojeg se sastoji je toliko velika da bi omanja šalica ispunjena njime težila i do nekoliko milijardi tona. Zbog velike brzine rotacije neutronska zvijezda često je izvor vrlo brzih bljeskova radio valova. Frekvencija im može biti više tisuća puta u sekundi, što znači da se toliko puta okrenu oko svoje osi. Ovakvi svojevrsni svemirski svjetionici nazivaju se pulsari.

Eksplozija supernove može sjajem nadjačati čitavu galaktiku
Eksplozija supernove može sjajem nadjačati čitavu galaktiku
Umjetnička vizija crne jame
Umjetnička vizija crne jame
U nekim slučajevima masa zvijezde preostale nakon eksplozije supernove toliko je velika da se gravitacijsko sažimanje nastavlja tako snažno da dolazi i do urušavanja strukture jezgre atoma, odnosno neutrona. Gravitacijsko djelovanje takvog masivnog objekta, sažetog u izuzetno mali volumen, tako je snažno da čak ni svjetlo više ne može s njega pobjeći. Zato on praktično postane nevidljiv za vanjskog promatrača pa je dobio naziv crna jama ili crna rupa. Ovi su zagonetni objekti vrlo zanimljivi piscima znanstvene fantastike, pogotovo zato što još nismo sigurni kakvi fizikalni zakoni vladaju unutar prostora djelovanja neke crne jame. Znanstvenici njihovo postojanje pokušavaju otkriti posredno, jer su crne jame snažni izvor visokoenergetskog zračenja. Radi se o X- i Roentgenskom zračenju koje ustvari odašilje snažno ubrzana i ionizirana materija koja upada u crnu jamu. Stoga se smatra da se u središtu galaksija kriju crne jame, a pretpostavlja se da je jedna smještena i u središtu naše galaksije, Mliječne staze. Procjenjuje se da bi ona mogla imati masu od nekoliko desetaka milijuna Sunčevih masa.
Odnos veličine Sunca i crvenog diva
Odnos veličine Sunca i crvenog diva
Pored plavih i bijelih divova, postoje i zvijezde crveni divovi. To su često divovi u pravom smislu te riječi. Neki od njih u promjeru su stotinama puta veći od Sunca, a najčešće su ustvari faza koja prethodi njihovom eksplozivnom završetku postojanja, npr. kao supernova. Takva njihova veličina razlog je što su toliko sjajne, unatoč relativno niskoj površinskoj temperaturi. Na našem noćnom nebu moguće je vidjeti nekoliko takvih crvenih divova, koji očito prolaze kroz posljednje faze svojeg života. Predstoji im eksplozivni završetak, a kad bi neka od relativno bliskih takvih zvijezda sada doživjela takvu sudbinu, njezin bi sjaj kao supernove bio tolik da bi bila vidljiva i usred dana.

Ono što je zanimljivo jest da će u dalekoj budućnosti, tj. za nekoliko milijardi godina, donekle sličnu sudbinu doživjeti i Sunce, premda znatno manje spektakularnu. Naime kad zvijezda prosječne mase potroši glavninu svojeg nuklearnog goriva, tada ulazi u posljednju fazu svojeg života. Volumen joj se višestruko poveća, tako da će promjer Sunca u toj fazi vjerojatno biti toliki da obuhvati Zemljinu, a možda čak i Marsovu orbitu. Zemlja će se tada praktično nalaziti unutar vrlo razrjeđene plinovite mase Sunca. Površinska temperatura takve zvijezde znatno je niža u usporedbi s onom kod normalne zvijezde, no ukupna joj je površina sada toliko velika da zrači enormne količine energije. Pri tom ciklički pulsira u svojem promjeru, u sve kraćim razdobljima. U završnoj erupciji energije oslobođene u središtu, ona odbacuje veliki dio svoje mase u okolni prostor. Primjer za to su neke od tzv. planetnih maglica, koje su ustvari upravo takav jedan plinovit oblak odbačen od umiruće zvijezde. Ono što je od nje preostalo nastavit će mirno postojati kao bijeli, crveni ili na kraju smeđi patuljak.

4.4. Nastanak zvijezda

Jedna od stotina milijardi galaksija u Svemiru
Jedna od stotina milijardi galaksija u Svemiru
M 80, primjer kuglastog zvjezdanog skupa
M 80, primjer kuglastog zvjezdanog skupa
Znamo da su zvijezde smještene u svojevrsnim svemirskim gradovima - galaksijama ili galaktikama. U vidljivom dijelu svemira njihov se broj mjeri u milijardama, kao i broj zvijezda unutar svake od njih. Tako i u našoj galaksiji Mliječnoj stazi ima vjerojatno između 100 i 200 milijardi zvijezda. Velika većina njih smještena je u središtu te u spiralnim krakovima galaksije u obliku diska, koji se stalno okreće oko svoje osi. Oko ovog osnovnog diska razbacani su brojni tzv. kuglasti skupovi zvijezda. Dio ukupne mase galaksije predstavlja tzv. nevidljiva masa, odnosno ona koju ne možemo zapaziti promatranjem u vidljivom i bliskim dijelovima spektra zračenja. U međuzvjezdanom prostoru još uvijek je mnogo oblaka plinova i prašine, nejednoliko raspoređenih.

Upravo iz takvih oblaka plinova i prašine nastaju zvijezde, dakle i naše Sunce. U takvom velikom oblaku plina najčešće znatno prevladava vodik, ima nešto helija i vrlo malo težih elemenata. Kad u njegovoj relativnoj blizini prođe neka masivna zvijezda ili se npr. dogodi eksplozija supernove, ovaj plinoviti oblak navede se na okretanje i postupno sažimanje. Kako se sve više mase nakuplja u manjem volumenu, tako raste gravitacijsko privlačenje pa dolazi do sve bržeg sažimanja materije. Pri tom naravno rastu temperatura i tlakovi, sve do razine kada započnu nuklearne reakcije između jezgara vodika, odnosno započinje fuzija. Kažemo da je zvijezda rođena! Vidjeli smo već da će njezin životni vijek ovisiti direktno o ukupnoj raspoloživoj količini nuklearnog goriva, a koja pak ovisi o početnoj masi plinovitog oblaka iz kojeg je nastala. Kad zvijezda prosvijetli, velika je mogućnost da će oko nje preostati dovoljno materijala za nastanak većeg ili manjeg broja planeta. Barem je tako bilo u slučaju našeg Sunca, a sva je prilika da je to uobičajeno i kod drugih zvijezda. Ako za promatranje uporabimo već i mali astronomski teleskop možemo vidjeti upravo neka od mjesta na kojima u oblaku plina i prašine nastaju mlade zvijezde, kao što je to npr. Orionova maglica.

U gustim oblacima međuzvjezdane tvari zvijezde nastaju i danas.
U gustim oblacima međuzvjezdane tvari zvijezde nastaju i danas.
Ako pri svojem nastanku zvijezda utroši veliku većinu plina i prašine koji je bio na raspolaganju, od preostalog materijala mogu se formirati samo neki manji ili veći planeti. Oni veći, kao što je to u Sunčevom sustavu Jupiter, mogli bi se ustvari smatrati neuspjelom zvijezdom. Da je bilo dovoljno materijala na raspolaganju, moguće je da bi i Jupiter zasjao vlastitom svjetlošću i postao zvijezdom. Da to nije samo zanimljiva mogućnost, dokazuje veliki broj dvostrukih zvijezda u našoj galaksiji, a nisu rijetkost niti trostruki i višestruki sustavi zvijezda. U njima su zvijezde zarobljene međusobnim gravitacijskim utjecajem te se okreću oko nekog zajedničkog centra gravitacije. Dvostruke zvijezde često su vrlo atraktivne za promatranje astronomskim teleskopom, posebice kad se radi o onima većeg sjaja i kada su vrlo različitih boja. Spomenimo neke od poznatijih dvostrukih zvijezda: Sirius u zviježđu Veliki pas, Mizar u Velikom medvjedu, Castor u Blizancima, Albireo u Labudu, Izar u zviježđu Volar, Rigel u Orionu.

4.5. Promatranje zvijezda

Za početak, zvijezde se naravno mogu promatrati golim okom. Uostalom na taj način su ljudi promatrali tijekom najvećeg dijela povijesti. U idealnim uvjetima, dakle za potpuno bistre i vedre noći te daleko od ikakvog izvora svjetlosti, golim je okom moguće vidjeti otprilike tri tisuće zvijezda. No međutim, u naše moderno doba, gradska svjetla uvelike osvjetljavaju noćno nebo, tako da je u tim uvjetima vidljivo samo nekoliko stotina najsjajnijih zvijezda.

Izgled sjevernog neba 15. srpnja krajem sumraka
Izgled sjevernog neba 15. srpnja krajem sumraka (oko 23 sata po ljetnom vremenu). Dno karte odgovara horizontu a vrh području zenita. Točkicama je označena sredina Kumove Slame (tzv. galaktički ekvator).
Promatranje noćnog neba golim okom najbolji je način za učenje položaja pojedinih sjajnijih zvijezda, a također i zviježđa. Pri tom će od velike pomoći biti neka od zvjezdanih karata ili pak neki astronomski časopis ili priručnik. Tako uz malo dobro volje i vrlo malo napora, svatko može naučiti surfanje nebeskim svodom te prepoznati pojedina zviježđa, kao što su npr. svima dobro poznati Veliki i Mali medvjed ili pak zviježđa zodijaka.

Zvijezde koje sačinjavaju neko zviježđe, samo su prividno međusobno relativno blizu. Upravo zato su ih ljudi u prošlosti u mislima povezivali, te uz dosta mašte zamišljali razne likove po kojima su zviježđa dobila imena. No mi danas znamo da su zvijezde na vrlo različitim udaljenostima od nas, a uz to i znatno različitog sjaja. Kad za promatranje uporabimo neko optičko pomagalo, dakle teleskop, zamijetit ćemo veliko mnoštvo zvijezda koje golim okom nisu vidljive. Na taj način ustvari vidimo udaljenije i manje sjajne zvijezde. Osnovno pravilo pri tom je - što veći promjer teleskopa, to veći broj zvijezda u njegovom vidnom polju. No koliko god veliki teleskop bio i uz koje god povećanje promatrali, sve zvijezde će uvijek biti samo točkasti izvor svjetla. To nam zorno dokazuje koliko su one zaista udaljene pa čak i one koje su nam najbliži susjedi.

Skup zvijezda Plejade ili Vlašići
Skup zvijezda Plejade ili Vlašići
A koje su to nama stvarno najbliže zvijezde? Koliko god se to pitanje činilo jednostavnim, nije bilo lako naći odgovor na njega. Sve zvijezde na nebeskom svodu promatraču sa Zemlje se čine nepomičnima, odnosno njihov međusobni raspored postojanim tijekom vrlo dugog razdoblja. Razlog za to je dakako njihova velika udaljenost od nas, ali kolika je ona stvarno i može li se nekako izmjeriti? Ovo je pitanje dugo vremena mučilo mnoge astronome u prošlosti. Rješenje je pronađeno kad su teleskopi postali dovoljno snažni da mogu izmjeriti paralaksu bližih zvijezda. Jednostavno rečeno, paralaksa je kut pod kojim vidimo neki objekt s dva, međusobno dovoljno udaljena mjesta promatranja. Znamo da se Zemlja okreće oko Sunca na prosječnoj udaljenosti od 150 milijuna kilometara. To znači da su nasuprotne točke Zemljine putanje međusobno udaljene oko 300 milijuna kilometara. Ovo je već dovoljna udaljenost da se kod nekih bliskih zvijezda može izmjeriti mali prividni pomak njihovog položaja u odnosu na ostale pozadinske zvijezde. Tako astronomi mogu zabilježiti točni položaj promatranih zvijezda npr. u proljeće, a zatim ponoviti promatranje 6 mjeseci kasnije. Ako među njima ima onih koje su dovoljno bliske, kut njihovog prividnog pomaka u odnosu na udaljenije pozadinske zvijezde bit će moguće izmjeriti. Pri tom su potrebni vrlo precizni instrumenti jer se radi o kutovima koji se izražavaju u kutnim ili lučnim sekundama - oznaka ", a jedna kutna sekunda je 3600 puta manja od jednog kutnog stupnja. Na osnovu ovako provedenih mjerenja lako je izračunati udaljenost zvijezde. Zna se da paralaksu od 1 kutne sekunde pokazuje zvijezda udaljena 1 parsek odnosno 3.26 godina svjetlosti. Tako je npr. za najbližu zvijezdu, Proxima Centauri, izmjerena paralaksa od 0.79". Iz tog podatka izračunamo njenu udaljenost na sljedeći način:

1 / 0.78 = 1.28 parsek, odnosno 1.28 · 3.26 = 4.2 godina svjetlosti

Neke od nama najbližih zvijezda su sljedeće:

Zvijezda Udaljenost
Proxima Centauri 4.2 godine svjetlosti
Alpha Centauri 4.3 gs
Barnardova zvijezda 5.8 gs
Wolf 359 7.6 gs
Lalande 21185 8.1 gs
Sirius 8.7 gs

Znamo da su sva tijela u svemiru u gibanju, ali zvijezde su toliko udaljene da nam se čini da ne mijenjaju svoj položaj niti kroz vrlo dugo vremensko razdoblje. No u novije vrijeme za neke bliske zvijezde preciznim mjerenjima određeno je i njihovo stvarno kretanje. Tako je npr. izmjereno da već spomenuta Barnardova zvijezda godišnje prividno prevali put od 10.3 kutne sekunde. Može se izračunati da ova, jedna od prividno najbržih zvijezda na našem nebu, za otprilike 180 godina prevali put koji je gledano sa Zemlje jednak prividnom promjeru Mjeseca. U međuvremenu otkrivene su još neke zvijezde brzanci, a redom su to one bliske nama. One udaljenije jednostavno su predaleko da bi se njihovo kretanje moglo zabilježiti.

4.6. Sjaj zvijezda

Iz prethodne male tablice vidljivo je da su među najbližim zvijezdama samo dvije poznate i znatnog sjaja, dok su ostale prilično neugledne. To nam pokazuje da blizina neke zvijezde ne određuje direktno njen prividni sjaj. Neke su bliske zvijezde slabog sjaja, dok su pak neke posebno sjajne, premda na vrlo velikim udaljenostima. Znamo otprije da to osim o udaljenosti, ovisi također o njihovoj veličini i stvarnom sjaju, odnosno površinskoj temperaturi.

Današnji astronomi pokušali su sistematizirati zvijezde koje su vidjeli golim okom, tako da su im pridružili brojčane vrijednosti kao opis njihovog sjaja. Ovaj sistem zadržao se do danas, tako da zvijezde prema njihovom prividnom sjaju označavamo kao zvijezde 0 (nulte) magnitude (sjaja) i dalje redom magnitude 1, 2, 3, 4, 5, 6 itd. Pri tom uvijek manji broj označava sjajniju zvijezdu, a magnituda se može izraziti i decimalnim brojem, npr. 1.5 ili 3.8 i sl. Nekoliko najsjajnijih zvijezda ima magnitudu koja je niža od nulte pa se one označavaju s negativnim predznakom, npr. -1.46 za Sirius, koji je upravo i najsjajnija zvijezda na našem nebu. Naravno, osim Sunca, koje ima magnitudu -26.8! Puni Mjesec npr. može doseći magnitudu od -12, a planet Venera -4.4. Na drugoj su strani jedva zamjetljive zvijezde, a najslabije od njih koje su zabilježene na fotografijama pomoću profesionalnih teleskopa, imaju magnitude od npr. čak 28. Pri tom treba imati na umu da je svaka slijedeća magnituda idući prema većim brojevima, za oko 2.5 puta slabijeg sjaja od prethodne. Tako je npr. zvijezda magnitude 1 oko 100 puta sjajnija od zvijezde magnitude 6. Nekadašnje subjektivne procjene prividnog sjaja zvijezda zamijenilo je egzaktno određivanje magnituda preciznim instrumentima. Tako su danas točno poznate magnitude velikog broja zvijezda, a ovdje ćemo navesti dvadesetak najsjajnijih.

Zvijezda Magnituda
(prividni sjaj)
Ukupni sjaj
(Sunce = 1)
Udaljenost
(u godinama svjetlosti)
Sirius -1.46 26 8.7
Canopus (Kanopus) -0.72 ~200000 ~1200
Alfa Centauri -0.27 1.5 4.3
Arcturus (Arktur) -0.04 115 36
Vega 0.03 52 26
Capella (Kapela) 0.08 70 42
Rigel 0.12 ~60000 ~900
Procyon 0.38 11 11.4
Achernar 0.46 780 85
Betelgeuze promjenljiva
(crveni div)
~15000 ~310
Agena 0.61 ~10500 ~460
Altair 0.77 10 16.6
Acrux 0.83 ~3200 ~360
Aldebaran 0.85 100 68
Antares 0.96 ~7500 ~330
Spica (Spika) 0.98 ~2100 ~260
Pollux (Poluks) 1.14 60 36
Fomalhaut 1.16 13 22
Deneb 1.25 ~70000 ~1800

Iz prethodne tablice lako je zapaziti da među najsjajnijim zvijezdama ima onih koje su prividno tako sjajne samo zbog njihove relativne blizine, a njihov stvarni ukupni sjaj nije znatno veći od prosječnog. Druge su pak prividno sličnog sjaja, premda na velikim udaljenostima, a ipak ih tako dobro vidimo jer im je stvarni ukupni sjaj neusporedivo veći od npr. Sunčevog.

Literatura

  1. Oton Kučera, Naše nebo, "Consilium", Zagreb 1995.
  2. Patrick Moore, A - Z of astronomy, Patrick Stevens Ltd., Wellingborough 1986.
  3. Nigel Henbest, Eksplozija Svemira, Globus, Zagreb 1983.
  4. Philippe Henarejos, Guide to the night sky, Könemann VGmbH, Köln, 2000.
  5. Sky & Telescope, Sky Publishing Corporation, Cambridge USA, 2000.-2002.
  6. Čovjek i Svemir, Časopis zagrebačke zvjezdarnice

sastavio: Dražen Kupec