Zvezda je samogravitirajuće telo u čijem jezgru se odvija proces nuklearne fuzije. Samogravitirajući znači da ga sopstvena gravitacija održava da se ne raspadne. Zemlja se takođe sopstvenom gravitacijom održava u neraspadnutom stanju. Genelarno govoreći, sferni oblik tela je odlika svih objekata koje na okupu drži sila gravitacije. Manja tela, kao što su asteroidi, kod kojih gravitaciona sila nije tako jaka, na okupu drži zatezna čvrstoća stenja koje ih čine.
Kod velikih, masivnih tela, kao što je Sunce, gravitacija je tako jaka da sabija masu u loptast oblik – najkompaktniju konfiguraciju. Ipak, ako se jedno veliko samogravitirajuće telo brzo okreće, ono neće biti loptasto, jer će se usled obrtanja spljoštiti. Isak Njutn je ovo shvatio. Jupiter se okreće prilično brzo i zbog toga je pomalo eliptičan: ekvatorijani poluprečnik mu je oko 7% veći od polarnog. Najdrastičniji primer tela spljoštenih usled obrtanja pružaju nam spiralne galaksije. Ako gas koji čini jednu zvezdu na okupu održava gravitacija, šta zadržava taj gas da ne propadne ka središtu zvezde? Unutrašni pritisak gasa. Sila teže privlači svaki deo ukupne mase gasa ka unutra, ali ga pritisak gura upolje, i te dve sile se nalaze u ravnoteži.
Pritisak gasa unutar zvezde povećava se kako se krećemo ka centru, a smanjuje kako idemo ka površini, odnosno ka većem poluprečniku. Opadanje pritiska gasa sa povećanjem poluprečnika poznato nam je i ovde na Zemlji. Na nivou mora atmosferski pritisak je oko jedan kilogram po kvadratnom centimetru – ovo je težina ukupnog vazdušnog stuba iznad svakog kvadratnog centimetra Zemljine površine, koji se pruža sve do gornje granice atmosfere. Kako se penjemo kroz atmosferu sve veći deo ostaje ispod nas a težina stuba koja se nalazi iznad je sve manja. Vazdušni pritisak se dakle smanjuje s povećanjem nadmorske visine. Pritisak gasa unutar zvezde odražava njenu temperaturu i gustinu, a obe se drastično povećavaju kako se krećemo ka centru.
Jezgro zvezde ne može da se posmatra neposredno, ali možemo da izvedemo njegova svojstva iz jednačina zvezdane strukture koje obuhvataju i delovanje sila gravitacije i pritiska. Ove jednačine podrazumevaju i zapažanje da je Sunce u ravnoteži usled toga što su sila teže i pritiska uravnotežene u čitavoj zvezdi. Ova izračunavanja pokazuju nam da je u samom središtu Sunca temperatura petnaest miliona kelvina, a gustina oko 160 grama po kubnom centimetru što je šezdeset puta veća gustina od gustine vode. Poređenja radi, gustina osmijuma, najgušćeg elementa na Zemlji iznosi 22.6 grama po kubnom centimetru. Na ogromnoj temperaturi koja u središtu vlada gas se jonizuje, što znači da elektroni bivaju istrgnuti iz atoma, a jezgra i oslobođeni elektroni jure ogromnom brzinom. Ovo stanje materije naziva se plazma. Pritisak ovih čestica koje se kreću strahovito brzo odupire se gravitaciji, drži Sunce da se ne uruši samo u sebe i održava ga u ravnoteži.
Jedna od osnovnih osobina materije je da na određenoj temperaturi emituje fotone. Ovo važi i za Sunce pri temperaturi od 15 miliona stepeni kelvina. Vrhunac zračenja apsolutno crnog tela na ovoj temperaturi nalazi se na talasnim dužinama rendgenskih zraka. Ali Sunce ne blešti tom vrstom zračenja. Razlog je prost, rendgenski zraci ne mogu daleko da se probiju zbog svoje talasne dužine koja je izuzetno mala pa za nju sve predstavlja prepreku. Tačnije rečeno pređu svega delić centimetra pre nego što budu apsorbovani.
Energija apsorbovanog fotona mora negde da ode. Ona zagreva materijal koji je apsorbovao foton, a on zatim isijava zračenje apsolutno crnog tela – nove rendgenske zrake, koji će takođe biti reemitovani. Naš foton dakle biva apsorbovan pa ponovo odaslan i tako stalno iznova. Kada obavimo sva izračunavanja, dolazimo do toga da je energiji koja nastaje u središtu Sunca potrebno oko sto sedamdeset hiljada godina da bi dospela na površinu. Udaljenost od središta do površine iznosi svega 2.3 svetlosne sekunde, dakle kad bi foton mogao da putuje neometan, potrebne bi mu bile svega 2.3 sekunde da stigne do površine.
Prvobitno je ovaj foton rođen u središtu Sunca kao rendgenski foton, a emitovao ga je gas zagrejan na 15 miliona kelvina. Međutim, kada stigne do površine njegova talasna dužina će biti drugačija pošto se svaki put kada se reemituje njegova energija odgovara temperaturi putanje s koje je reemitovan. Pošto temperatura ka površini opada fotoni gube svoj identitet. Energija se raspodeljuje među fotonima niže energije koja odgovara nižoj temperaturi. Zato, iako u središtu nastaju rendgenski zraci, mi ih na površini ne vidimo – oni su lagano razgrađeni u proste fotone vidljive svetlosti, koje i vidimo odaslane sa Sunčeve površine.
Da u središtu Sunca nema nuklearnog reaktora koji održava temperaturu i pritisak, Sunce bi se, kako gubi energiju odaslanu s površine, lagano skupljalo pod dejstvom sopstvene teže. Ovo gravitaciono skupljanje, dok omotač zvezde pada privlačen ka središtu, stvaralo bi energiju tačno isto onako kao što ispušteno parčence krede padajući ka podu stiče ubrzanje i pritom razvija kinetičku energiju. Ta gravitaciona energija skupljanja bila bi sama po sebi dovoljna da Sunce nastavi da sija istom luminoznošću kao i sada još dvadesetak miliona godina. Pre Ajnštajna Herman fon Hermholc postavio je 1856. godine hipotezu da je ovo sporo gravitacijsko skupljanje u stvari izvor Sunčeve energije. U ovo vreme ta hipoteza je bila vrlo verovatna pošto se nije znalo za nuklearnu fuziju niti će se znati još 82 godine. Ova hipoteza je podrazumevala da Sunce sija najviše dvadeset miliona godina, ali mi danas znamo na osnovu datiranja radioaktivnim izotopima da je Zemlja stara nekoliko milijardi godina. Osim toga, fosili nam pokazuju da se, jedan značajan deo tog vremena, temperatura na Zemljinoj površini nije menjala. Otida se da izvesti zaključak da je Sunce sijalo približno isto kao i danas mnogo duže od dvadeset miliona godina, što znači da je hipoteza o gravitacionom skupljanju kao izvoru Sunčeve energije pogrešna.
Kada je shvaćeno koliko je značajna relacije E=mc2, dobijen je odgovor na ovo pitanje. Sunce sagoreva nuklearno gorivo u svom središtu i tako se snabdeva energijom. Ova nuklearna energija održava unutrašnji pritisak i uravnoteženu Sunčevu luminoznost. Zahvaljujući njoj Sunce je stabilno i ne skuplja se. Fuzija je tako delotvoran snabdevač energijom da je Sunce postojano sijalo prethodnih 4.6 milijardi godina pružajući Zemlji dugo razdoblje stabilnih uslova koje je omogućilo evoluciju života. U ovom trenutku Sunce je otprilike na polovini svog životnog veka u glavnom nizu.
Kakva je priroda drugih zvezda?
Zvezde najmanje mase u glavnom nizu (M zvezde) imaju masu otprilike jednaku dvanaestini mase Sunca. Zvezde još manjih masa nemaju dovoljno snažnu gravitaciju da bi u njihovom jezgru započeo proces nuklearne fuzije. Takve zvezde zovemo smeđi patuljci, mada tako ne izgledaju pošto zrače u infracrvenom delu spektra. Smeđi patuljci postoje ali ih je teško pronaći na nebu. Sjaje slabašno, vrelinom preostalom posle gravitacionog kolapsa, a pošto nemaju nikakav pomena vredan unutrašnji nuklearni reaktor, luminoznost im je mala a površinska temperatura se kreće između 600 i 2000K. Poređenja radi, rerna u pećnici se može zagrejati do 500 K. Za zvezde klasa O, A, B, F, G, K i M znali smo stotinak godina, ali od 1999, kada smo pronašli smeđe patuljke, dodali smo još dve klase: L i T. Još skorije infracrveni satelit nazvan Širokougaoni infracrveni pretraživač otkrio je zvezde hladnije i od smeđih patuljaka, klasifikovana kao Y, čija je površinska temperatura svega oko 400 K, jedva nešto iznad temperature ključanja vode. Smeđi patuljci čija je masa između jedne osamdesetine i jedne dvanaestine Sunčeve mase, ili između trinaest i osamdeset puta veće od Jupiterove, sagorevaju deuterijum, koji se u tragovima nalazi u njihovom jezgru. Otuda ih, pošto su izvesni nuklearni procesi odigravaju i u njima, ipak svrstavamo među zvezde. U jezgrima tela još manje mase, manje od trinaestostruke mase Jupitera ne odvija se nikakva fuzija. Takva tela nazivamo planete.
Da razmotrimo sada smrt zvezda. Čak i u poznoj fazi Sunčevog životnog veka u glavnom nizu njegova luminoznost će se postepeno pojačavati i za otprilike milijardu godina od sada okeani na Zemlji će proključati. Biće to kraj ovakvog života na Zemlji kakav je nama poznat. Za približno pet milijardi godina, kada u Sunčevom jezgru ne ostane više vodonika, pošto će biti pretvoren u helijum, Sunčev nuklearni reaktor prestaće da radi i pritisak koji je držao zvezdu da se ne uruši pod delovanjem gravitacije konačno će pasti. Gravitacija će odneti pobedu, zvezda će počti da kolabira. Ne zaboravite, ipak je energiji koja nastaje u jezgru potrebno nekoliko stotina hiljada godina da bi dospela na površinu. Unutrašnji delovi zvezde počeće da se urušavaju, ali energija će još proticati kroz one spoljašnje štiteći ih neko vreme od kolapsa. Spoljnim delovima zvezde ostaće još nekoliko stotina hiljada godina pre nego što i do njih stignu loše vesti da je izvor energije u zvezdanom jezgru ugašen.
Da pogledamo pobliže sloj vodonika koji neposredno obavija jezgro sad već sazdano od čistog helijuma. Izvan jezgra vodonika još ima u izobilju, ali ta oblast do sada nije učestvovala u nuklearnoj fuziji jer su temperatura i pritisak u njoj naprosto preniski. Dok ovaj sloj vodonika kolabira, međutim, on postaje sve zgusnutiji i vreliji i vrlo brzo gustina i temperatura dostižu dovoljnu visinu da započne fuzija vodonika u helijum. Dobili smo sada novi izvor goriva za nuklearni reaktor: vodonik koji sagoreva u omotaču najbližem jezgru.
Zvezda je odjednom dobila novo pravo na život. Sagorevanje vodonika u jezgru stvara energiju ogromnih razmera, mnogo većih od energije koja je nastala u jezgru za vreme životnog veka zvezde u glavnom nizu. Osim toga, i zapremina omotača u kom sagoreva vodonik znatno je veća od zapremine jezgra. Jedno kratko vreme zvezda zrači ogromnom luminoznošću, ali tom zračenju je potrebno mnogo vremena da izađe iz zvezde i sve veći pritisak ponovo pobeđuje u večitom nadvlačenju s težom. Kao ishod toga spoljašnji slojevi se šire, i donekle hlade, mada unutrašnji slojevi nastavljaju da se skupljaju. Sunce se pretvara u crvenog džina. Izvan sloja u kom sagoreva vodonik spoljašnji delovi omotača raširili su se do ogromnog poluprečnika ok oko 1 AJ. Za osam milijardi godina od sada plimska međudejstva sa Suncem u njegovoj fazi crvenog džina verovatno će privući Zemlju da padne u Sunčev omotač i sagori.
Dok vodonik u omotaču i dalje sagoreva, helijumsko jezgro više nema unutrašnji izvor energije, ali ga gravitacija primorava da se skuplja i pritom zagreva. Kada temperatura dostigne oko sto miliona kelvina, započeće fuzija atmoskih jezgara helijuma u jezgra ugljenika i kiseonika. Ta Sunčeva faza sagorevanja helijuma potrajaće oko dve milijarde godina, ali na kraju će helijum u jezgru biti utrošen i jezgro će ponovo početi da kolabira.
Što se tiče Sunčeve mase na ovom mestu bližimo se kraju priče. Spoljašnji slojevi zvezde daleko su od jezgrai na njih deluje još samo slabo privlačenje teže. Potrebno je još malo energije da odbaci spoljašnje slojeve, koji se blago razvejavaju u široko gasoviti omotač ostavljajući ogoljeno gusto i vrelo jezgro od ugljenika i kiseonika. Ultraljubičasto zvezdino zračenje pobuđuje ovaj odbačeni gas, koji počinje da zrači fluorescentnim sjajem i postaje maglina kao što je maglina Mesje 27. Ovakva tela nazivamo pomalo zbunjujućim imenom – planetarne magline. Nazvane su tako zato što su astronomi koji su ih prvi otkrili mislili da se radi o planetama pa je ime ostalo. Ovaj razvučeni omotač od materijala koji je nekada pripadao zvezdi nastavlja blago da se širi. Zvezde ponekad oduvaju svoje spoljašnje slojeve vrlo zamršenim putevima, tako da iz njih nastaju planetarne nebule omotane brojnim naslagama gasa. Razni slojevi potekli su s raznih dubina iz unutrašnjosti zvezde, tako da su obogaćeni različitim elementima, a usled zvezdine rotacije mogu da budu razvejani prvenstveno oko ose obrtanja, kao što je to slučaj s maglinom M 27.
U samom srcu magline vidljivo je ogromno užareno jezgro zvezde na samrti. Malo je, otprilike veličine Zemlje, i toliko vrelo da sjaji belo, pa ga zato zovemo beli patuljak. Beli patuljak nema unutrašnji izvor energije i preostaje mu jedino da se hladi milijardama godina. Šta drži belog patuljka da ne podlegne gravitacionom kolapsu? Prema Paulijevom principu isključivosti, dva elektrona ne mogu istovremeno da se nalaze u istom kvantnom stanju. U ovome je ključ za razumevanje strukture atoma. Elektroni atoma s mnogo elektrona moraju, pošto popune niže energetske nivoe, da se ređaju dalje ka višim energetskim nivoima. Paulijev princip isključenja znači da elektroni ne vole da budu stisnuti suviše tesno i usled ovoga nastaje pritisak koji kod belih patuljaka drži ravnotežu sili gravitacije. Naše Sunce okončaće život kao beli patuljak.
Zvezde mase osam puta veće od Sunčeve prolaze kroz niz još dramatičnijih reakcija. Njihova jezgra dovoljno su masivna da se ugljenik i kiseonik, koji bi inače ostali inertni dok se zvezda tiho pretvara u belog patuljka, zagreju do temperature dovoljno visoke da nastupi fuzija iz koje nastaje neon, silicijum i ostali elementi sve do gvožđa. Spoljašnji slojevi masivnijih zvezda nadrastaju puke crvene džinove i postaju crveni superdžinovi poluprečnika od nekoliko astronomskih jedinica. Na noćnom nebu neke zvezde čak i golim okom jasno vidimo kao crvene. Zvezde koje su crvene a nalaze se u glavnom nizu imaju slabu luminoznost i nijedna od njih nije vidljiva golim okom. Crveni džinovi su veliki, imaju snažnu luminoznost i vidljivi su i na ogromnim udaljenostima. Sve sjajne crvene zvezde na nebu ili su crveni džinovi kao Arktur ili Aldeberan ili crveni superdžinovi kao Batlgez u Orionu.
Za najčuvenijeg superdžina važi Batlgez. Poluprečnik mu je oko hiljadu puta veći od Sunčevog, a masa je najmanje desetostruka u odnosu na našu zvezdu. U njegovom jezgru helijum se sagoreva u ugljenik, kiseonik i još teže elemente. Jezgro je obavijeno tankom ljuskom u suštini čistog helijuma, koji još nije dovoljno gust i vreo za termonuklearnu reakciju, pa se nalazi manje više u stanju mirovanja. Oko tog sloja vodonika koji se fuzioniše u helijum, a oko ovog sloja je neuporedivo najveći deo zapremine zvezde koji čini rastegnuti omotač od vodonika i helijuma. Ova priča o razvojnom putu zvezda posle okončanja veka u glavnom nizu razrađena je do pojedinosti u petoj i šestoj deceniji prošlog veka, kada su ljudi rastumačili fizičke zakone nuklearnih procesa koji se odvijaju u jezgru zvezda i kada su mogli pomoću računara da reše jednačine zvezdanih struktura. U šestoj deceniji XX veka Martin Švarcšild i njegovi studenti razradili su sve detalje priče koje vam prenosim. Švarcšild je bio prvi jedan od prvih koji su u celini shvatili ceo evolucijski put zvezda. Martinov otac Karl Švarcšild odigrao je ključnu ulogu u proučavanju crnih rupa.
Pritisak koji stvaraju elektroni sprečava gravitacijski kolaps belog patuljka, ali ako je masa jezgra 1.4 puta veća od Sunčeve mase, ovaj pritisak neće biti dovoljan da se odupre gravitaciji. Sabijeni delovanjem gravitacije elektroni i protoni obrazovaće neutrone otpuštajući pri tome elektronske neutrine. Tako dobijamo neutronsku zvezdu – u suštini džinovsko atomsko jezgro uglavnom sačinjeno od čistih neutrona. Paulijev princip isključenja isto važi i za neutrone kao za elektrone i sada se pritisak koji stvaraju neutroni odupire gravitaciji sprečavajući gravitacioni kolaps zvezde. Neutroni su međutim, mnogo masivniji nego elektroni, pa su dimenzije neutronske zvezde u kojima je moguća ravnoteža – prečnik im je, po pravilu, oko dvadeset pet kilometara, mnogo manji nego prečnik belih patuljaka. Zamislimo masu materijala većeg od Sunca stisnutu u kuglu veličine Beograda. Materija neutronske zvezde najgušća je materija za koju znamo. Njeno središte može imati gustinu od skoro 1015 g/cm3. Ako jezgro zvezde velike mase ima masu veću od otprilike dvostruke Sunčeve mase, neutronska zvezda koja pokušava da nastane nestabilna je i lako podleže kolapsima; neutronski pritisak nije dovoljan da drži ravnotežu gravitaciji i obrazuje se crna rupa. Bez obzira na to da li će iz kolapsa jezgra nastati crna rupa ili neutronska zvezda, materijal koji se urušava sabija se velikom silinom podstičući nove nuklearne reakcije. Naglo oslobađanje energije može da odbaci čitavu spoljašnjost zvezde koja obavija jezgro, odnosno da uzrokuje ekspoloziju supernove. Zvezda čija je masa za vreme boravka na glavnom nizu bila osam puta veća od Sunčeve umiru eksplodirajući u supernove i rađajući pri toj eksploziji ili neutronsku zvezdu ili crnu rupu. Masivne zvezde koje eksplodiraju nazivaju se supernove tipa II, pošto postoji još jedna vrsta zvezdanih eksplozija. Zamislite tri zvezde koje kruže jedna oko druge, od kojih su dve beli patuljci. Uzajamno gravitaciono dejstvo među njima može da izazove sudar dva bela patuljka. Usled vreline nastale pri sudaru nuklearno gorivo obeju zvezda detonira i tako nastaje supernova. Moguće je i da crveni džin prenese svoju masu dvojnoj zvezdi belom patuljku, čime je gurne preko granice od 1.4 Sunčevih masa i uzrokuje kolaps iz kog proističe supernova. Ovakve supernove zovemo supernove tipa I da bismo ih razlikovali od eksplozija koje nastaju usled kolapsa masivnih zvezda.
U svakom slučaju, pri eksploziji supernova gas se razleće na sve strane, i to ne onako blago kao pri sporom razvejavanju spoljnih slojeva planetarne nebule, nego biva žestoko raspršen. Eksplozija razara najveći deo zvezde i materijal biva izbačen brzinom koja dostiže deset posto brzine svetlosti. Teži elementi stvoreni u zvezdanom jezgru vraćaju se u međuzvezdani medijum, gde čekaju spremni da učestvuju u rađanju novog pokolenja zvezda i planeta.
Kineski astronomi zapazili su 1054. godine novu zvezdu u sazvežđu koje mi nazivamo Bik. Stari Kinezi vrlo pažljivo su posmatrali nebo tragajući za predznacima budućih događaja, tako da je ova zvezda koja je bila vidljiva nedeljama, a povremeno je blistala tako snažno da se videla čak i danju, ostavila na njih jak utisak. Zanimljivo je da u evropskim spisima iz tog doba nema nigde nikakvog traga da je iko u Evropi zapazio tu zvezdu, uprkos tome što je nedeljama bila najsjajnije telo na nebu.
Fotografije magline Rak u sazvežđu Bika smimljene u razmaku od nekoliko decenija, jasno pokazuju da se ova maglina širi. Na osnovu zapažene stope širenja i sadašnje veličine magline, možemo da izračunamo kada je širenje moralo da počne – pre oko hiljadu godina, otprilike upravo u vreme kada su Kinezi opazili „zvezdu gošću“. Maglina Rak, koja se nalazi sasvim tačno na delu neba opisanom u kineskim zapisima, sasvim izvesno je nastala iz supernove koju su uočili Kinezi. Kada bude proteklo još nekoliko stotina hiljada godina, obogaćeni gasovi koji čine ovu maglinu toliko će se razvejati i izmešati sa međuzvezdanim medijumom da će maglina postati nevidljiva.
U središtu magline Rak otkrivena je nutronske zvezda koja se obrće velikom brzinom od trideset obrtaja u sekundi. Kada zvezda kolabira, ugaono ubrzanje joj ostaje i ona se obrće oko sebe sve brže kao klizačica na ledu kad privuče ruke uz telo. Pod silom sabijanja magnetna polja joj se takođe pojačavaju. Magnetno polje na površini neutronske zvezde u središtu magline Rak jače je otprilike 1012 puta nego magnetno polje na površini Zemlje. Dok se neutronska zvezda okreće, severni i južni pol stalno menjaju mesto i zvezda odašilje dva snopa radio talasa kao svetionik. Kad god taj svetionički snop pređe preko Zemlje, vidimo impuls radio-zračenja. Zbog toga se ovakve neutronske zvezde zovu pulsari. Prvi pulsar otkrila je za vreme svojih postdiplomskih studija Džoselin Bel 1967. godine. Period rotacije pulsara koji je otkrila iznosio je 1.33 s. Za ovo otkriće je mentoru Džoselin Bel, Entoniju Hjuišu, dodeljena Nobelova nagrada. Smatram da je sramno što Džoselin nije dodeljen nikakav udeo u nagradi.
Pulsar u maglini Rak odašilje elektromagnetno zračenje u čitavom rasponu spektra, od radiotalasnih dužina, pa sve do gama – zraka. Brzi treptaji pulsara vidljivi su i u vidljivom delu spektra šezdeset puta u sekundi pošto oba prelaze preko nas – ali astronomi ih nisu opazili pre nego što su otkrili radio-pulsiranje. Maglina Rak udaljena je od nas oko 6.5 svetlosnih godina, što znači da se eksplozija supernove dogodila oko 5445. godine pre nove ere ali je svetlost do nas stigla tek 1054. godine.
Supernove su retke. Poslednja za koju se zna u Mlečnom putu eksplodirala je pre četiristo godina. Zato su astronomi bili naročito uzbuđeni kada su 1987. godine uočili eksploziju supernove u Veliko Magelanovom oblaku. To je najbliža supernova koja je eksplodirala u novijoj istoriji. Bila je dovoljno sjajna da se vidi golim okom iako je udaljena sto pedeset hiljada svetlosnih godina.