Osnove stelarne astronomije

Astronomija je proučavanje fizičkog svemira izvan Zemljine atmosfere. Ovo uključuje objekte poput planeta, maglina, galaksija, mjeseca, asteroida, kometa, crnih rupa i, naravno, zvijezda. Stelarna astronomija je grana koja se posebno bavi zvijezdama – njihovim udaljenostima, kretanjima, kompozicijama itd. Moderna tehnologija nam je omogućila da otkrijemo toliko toga o zvijezdama i da te informacije brzo podijelimo sa svijetom. Možete potražiti skoro svaku zvijezdu na internetu i pronaći sve vrste fascinantnih informacija zasnovanih na dobroj nauci: njenu veličinu, sastav, sjaj, udaljenost, koordinate itd. Ali ćete takođe pročitati informacije koje nisu tačne jer su zasnovane na antibiblijskim pretpostavkama, kao što su procijenjena starost zvijezde i stupanj evolucije. Stoga je vrlo korisno znati nešto o istoriji zvjezdane astronomije da bismo vidjeli kako znamo ono što znamo i da bismo razlučili šta stvarno znamo iz onoga što se samo tvrdi.

 

UDALJENOST I SVJETLINA

Zvijezde su udaljena sunca

Nevjerovatno je pomisliti da su te male tačke svjetlosti koje vidimo na noćnom nebu ista vrsta objekata kao i naše sunce, mnoge jednako svjetle, a neke su stotine hiljada puta svjetlije.[1] Izgledaju sićušne i mnogo bleđe od sunca jer su mnogo dalje. Sunce je udaljeno samo 149.600.000 km od Zemlje.[2] Sledeća najbliža zvijezda, Proksima Kentauri, je 269.000 puta udaljenija od Zemlje od Sunca. Stoga ne čudi da zvijezde izgledaju mnogo bleđe.

Ideja da su zvijezde sunce je zapravo prilično moderna. Većina drevnih kultura nije vjerovala u to. Na kraju krajeva, nije intuitivno pomisliti da bi slaba zvijezda zapravo mogla biti velika i sjajna kao sunce, ali milione puta udaljenija. Dakle, kako smo otkrili da su zvijezde sunca?

Prvi istorijski zapis o nekome ko sugeriše da su zvijezde kao sunce dolazi od Anaksagore iz Atine oko 450. godine prije nove ere. On je pogrešno vjerovao da je sunce vrela stijena. Ali on je ispravno vjerovao da je mjesec stijena koja sija reflektujući sunčevu svjetlost. I ispravno je vjerovao da su zvijezde ista vrsta objekta kao i sunce. Međutim, Grci su njegove ideje smatrali jeretičkim koji su vjerovali da je sunce bog. Stoga njegove tvrdnje nisu bile široko prihvaćene.

Aristarh sa Samosa (310-230 p.n.e.) oživio je ideju da su zvijezde sunca kao razuman zaključak iz njegovih drugih otkrića. On je ispravno izračunao udaljenost do Mjeseca koristeći geometriju i posmatranja pomračenja Mjeseca, što mu je omogućilo da zaključi veličinu Mjeseca u odnosu na Zemlju. Takođe je koristio geometriju za izračunavanje udaljenosti do Sunca. Iako njegova procjena udaljenosti Sunca nije bila baš tačna zbog ograničenja tadašnjih zapažanja, bila je dovoljna da pokaže da je Sunce mnogo dalje od mjeseca, a samim tim i veće od Zemlje. Ovo je navelo Aristarha da zaključi da Zemlja mora kružiti oko Sunca (heliocentrizam), jer je smatrao da bi bilo smiješno da ogromno Sunce kruži oko mnogo manje Zemlje (geocentrizam). To je prilično pronicljivo!

Međutim, većina drugih grčkih naučnika nije prihvatila ideju heliocentrizma i dala je ono što se činilo uvjerljivim dokazima suprotno. Na primjer, ako Zemlja kruži oko Sunca, zašto onda ne osjetimo ogroman vjetar? Takođe su istakli da ako Zemlja kruži oko Sunca, tada bi se činilo da se obližnje zvijezde pomijeraju u odnosu na udaljenije zvijezde kako se Zemlja kreće. Ovaj efekat se naziva paralaksa. Paralaksa se definiše kao pomak ugla zvijezde gledano sa zemlje na dvije lokacije na slici ispod. Jedna lokacija je kada je Zemlja pod pravim uglom u odnosu na zvijezdu i Sunce. Druga lokacija je kada je Zemlja između zvijezde i Sunca. U praksi je lakše uporediti položaj zvijezde kada je Zemlja na suprotnim stranama Sunca (okomito na položaj zvijezde) i podijeliti ugao sa dva da bi se dobila paralaksa. Ovo je ista metoda koju vaš mozak koristi za izračunavanje približne udaljenosti do objekta na osnovu malo drugačije perspektive između vašeg lijevog i desnog oka.

Ipak, sazvježđa ne mijenjaju oblik tokom godine; ne vidimo dokaze paralakse. Geocentristi su tvrdili da to pokazuje da se Zemlja ne kreće. Aristarh je ispravno odgovorio na ovaj prigovor pretpostavivši da su čak i najbliže zvijezde toliko udaljene da bi paralaksa bila premala da bi se mogla vidjeti golim okom. Na takvoj udaljenosti, zvijezde bi morale biti sjajne kao sunce da bismo mogli vidjeti njihovu svjetlost. Dakle, zvijezde su sunca. Aristarh je bio briljantan čovjek i daleko ispred svog vremena. Ali u to vrijeme nije bilo teleskopa, a samim tim ni načina da se provjere njegove pretpostavke. Dakle, njegove ispravne ideje o Sunčevom sistemu nisu bile prihvaćene, a Grci i drugi nastavili su da vjeruju u geocentrični solarni sistem skoro dva milenijuma.

Kopernik (1473-1543) oživio je ideju o heliocentričnom Sunčevom sistemu. On je istakao da bi se retrogradno kretanje planeta (činjenica da se spoljašnje planete ponekad kreću unazad) prirodno objasnilo u heliocentričnom Sunčevom sistemu kako Zemlja brže prolazi pored njih. Njegove ideje su objavljene neposredno prije njegove smrti. Bile su kontroverzne jer je geocentrični solarni sistem Grka bio dobro prihvaćen u to vrijeme.

Pronalazak teleskopa 1608. godine revolucionirao je polje astronomije. Galilejeva zapažanja počevši od 1610. snažno su podržavala heliocentrizam. Otkrio je četiri mjeseca koji kruže oko Jupitera – dokazujući van svake sumnje da ne kruži sve oko Zemlje. A njegova zapažanja faza Venere pokazala su da ona mora kružiti oko Sunca, a ne oko Zemlje. Johanes Kepler bio je Galilejev savremenik i dao je dodatne dokaze o heliocentričnom Sunčevom sistemu koristeći podatke koje je prikupio Tiho Brahe. Heliocentrični solarni sistem je postepeno prihvaćen tokom sledećeg vijeka.

Ali ipak, nije bilo vidljive paralakse. Čak i uz pomoć teleskopa, niko nije mogao da otkrije pomjeranje obližnjih zvijezda u odnosu na udaljenije dok Zemlja kruži oko Sunca. Ako je heliocentrizam zaista bio istinit, onda su zvijezde sigurno dalje nego što je iko pretpostavljao.

Konačno, 1838. godine, matematičar i astronom Fridrih Vilhelm Besel postao je prva osoba koja je izmjerila i objavila paralaksu zvijezde. Otkrio je da zvijezda 61 Labud ima paralaksu od otprilike 1/3 lučne sekunde (jedna lučna sekunda je 1/3600 stepena). Ovo odgovara udaljenosti od oko 10 svjetlosnih godina, ili 59 triliona milja. Astronomi često koriste parsek za opisivanje kosmičkih udaljenosti. Parsek se definiše kao udaljenost zvijezde čija je paralaksa 1 lučna sekunda. (Paralaksa jedne sekunde luka = ​​parsek). Jedan parsek je jednak 3,26 svjetlosnih godina, što je oko 19 triliona milja. Najbliža zvijezda Suncu (Proksima Kentauri) udaljena je 1,3 parseka. Udaljenost do zvijezde u parsekima (D) je jednostavno recipročna vrijednost njene paralakse u lučnim sekundama (θ). D = 1/θ. Na primjer, sjajna zvijezda Sirius ima paralaksu od 0,37921 lučne sekunde, tako da je njena udaljenost od Sunca 2,637 parseka.

Moderni zemaljski teleskopi mogu mjeriti paralaksu od samo 0,01 lučne sekunde. Ispod te granice, paralaksa je premala da bi se mogla precizno izmjeriti zbog efekta zamućenja Zemljine atmosfere. Ova granica odgovara udaljenosti od oko 100 parseka. Svemirska sonda Hiparkos (1989-1993) mogla je izmjeriti mnogo manje uglove paralakse jer se nalazila iznad Zemljine atmosfere. Mogla je izmjeriti zvjezdane udaljenosti do nekoliko stotina parseka. Svemirska sonda Gaja lansirana je 2013. godine i još uvijek je u funkciji. Može mjeriti čak i manje uglove paralakse i stoga je u stanju mjeriti udaljenosti zvijezda do 10.000 parseka. Iznad ovih granica, astronomi moraju koristiti druge metode za mjerenje udaljenosti do zvijezde.

 

Udaljenosti i svjetline

Kada se izmjeri udaljenost do zvijezde, unutrašnji luminozitet zvijezde može se izračunati iz njenog uočenog sjaja. Ako držite upaljenu svijeću jednu stopu dalje od lica, izgledaće prilično svijetlo. Ali ista svijeća udaljena milju jedva bi bila vidljiva čak i noću. Ovo je prividna svjetlina – koliko svijetlo nešto izgleda na daljinu. Ali sjaj svijeće se nije promijenio; emituje isto toliko svjetla bez obzira na udaljenost od posmatrača. Količina svjetlosti koju naše oči primaju od svijeće smanjuje se s udaljenosti.

Prividni sjaj objekta obrnuto je proporcionalan kvadratu njegove udaljenosti od posmatrača. To jest, ako udvostručite udaljenost do svijeće, ona će se činiti za jednu četvrtinu svijetle. Ovaj geometrijski princip omogućava astronomima da izračunaju pravi sjaj bilo koje zvijezde ako znamo udaljenost do zvijezde. Mjerimo prividnu svjetlinu pomoću fotometra, a zatim množimo s kvadratom udaljenosti da bismo odredili pravu, intrinzičnu svjetlost – njenu svjetlost. Astronomi su izvršili takve proračune za mnoge zvijezde. Ovi proračuni potvrđuju da zvijezde imaju svjetlinu uporedivu sa Suncem.

 

Sistem magnitude

Stari Grci su već razvili sistem za kategorizaciju prividnog sjaja zvijezde – koliko sjajna zvijezda izgleda na našem noćnom nebu. Podijelili su zvijezde u šest klasa veličine. Za najsjajnije zvijezde noćnog neba se govorilo da su prve magnitude. Najslabije zvijezde bile su šeste magnitude. Ovo je bio grub sistem jer su procjene rađene odoka i bile su donekle subjektivne.

Savremeni astronomi su modifikovali i usavršili ovaj sistem kako bi ga učinili objektivno mjerljivim. U našem modernom sistemu, razlika magnitude od 5 je definisana kao prividni omjer sjaja od 100. To jest, zvijezda prve magnitude izgleda tačno 100 puta sjajnija od zvijezde šeste magnitude. Za razliku od jedne veličine, omjer prividnog sjaja je peti korijen od 100, što je otprilike 2,512. U ovom modernom sistemu, najslabije zvijezde vidljive golim okom su još uvijek oko magnitude 6, ali najsjajnije zvijezde zapravo imaju negativnu magnitudu. Sirijus (najsjajnija zvijezda na našem noćnom nebu) je magnitude -1,46. Sunce ima magnitudu od -26,74.

Sistem magnitude je pomalo kontraintuitivan za neupućene jer ide „unazad“ i logaritamski. Pod „unazad“ mislimo da sjajne zvijezde imaju manju magnitudu od slabijih zvijezda. I to je logaritamsko po tome što razlika u veličini između dvije zvijezde odgovara njihovom omjeru sjaja, a ne razlici sjaja. Ovo nam omogućava da izrazimo ogroman raspon svjetlina koristeći relativno male brojeve. Sunce magnitude -26,74 je sjajnije od zvijezde šeste magnitude za faktor od 12,5 triliona![3]

Magnituda zvijezde se odnosi na to koliko je sjajna na noćnom nebu. Da bismo to naglasili, ovo nazivamo i prividnom veličinom zvijezde. Prividna veličina je simbolizirana malim slovom m. Ali ponekad želimo da ispitamo sjaj zvijezde – koliko je ona zaista sjajna bez obzira na to koliko sjajna može izgledati zbog svoje udaljenosti. I može biti zgodno koristiti isti „unazad“, logaritamski sistem kao prividne veličine. Dakle, astronomi takođe koriste sistem koji se naziva apsolutna magnituda, simbolizovana velikim M. Po definiciji, apsolutna magnituda zvijezde je prividna veličina koju bi imala da je udaljena tačno 10 parseka od nas. Većina zvijezda je dalje od ove, tako da je njihova prividna magnituda veća (slabija) od njihove apsolutne magnitude. Sunce ima apsolutnu magnitudu od 4,83. Pošto je njegova prividna magnituda mnogo manja (-26,74), to pokazuje da je Sunce mnogo, mnogo bliže od 10 parseka. (Kada se riječ magnituda koristi bez prefiksa, podrazumijeva se prividna veličina.)

Odnos između prividne veličine (m), apsolutne magnitude (M) i udaljenosti u parsekima (D) je jednostavan: m – M = 5 log 10 (D/10). Pošto ova jednačina ima samo tri varijable, uvijek možete odrediti treću ako poznajete druge dvije.[4] Za obližnje zvijezde možemo koristiti izmjerenu paralaksu za određivanje udaljenosti, a prividnu magnitudu možemo izmjeriti direktno fotometrom. Zatim izračunavamo apsolutnu magnitudu. Međutim, postoje određene vrste zvijezda čija se apsolutna magnituda može odrediti na drugi način. Mjerenjem prividne veličine ovih zvijezda možemo izračunati udaljenost. Ovo je jedna od metoda koja radi daleko izvan granica metode paralakse.

Sada kada znamo udaljenosti do mnogih zvijezda metodom paralakse i mjereći njihovu prividnu magnitudu detektorima, možemo izračunati apsolutnu magnitudu koja odgovara njihovoj pravoj svjetlosti. Otkrivamo da zvijezde imaju širok raspon luminoziteta. Ali oni su uporedivi sa suncem jer su zaista sunca. Najslabije zvijezde imaju sjaj deset hiljada puta slabiji od sunca, ali najsjajnije zvijezde imaju sjaj od milion sunaca. Anaksagor i Aristarh su bili u pravu: zvijezde su sjajne kao Sunce, ali su na mnogo većoj udaljenosti. Međutim, činjenica da su zvijezde sjajne kao sunce ne znači da su one iste vrste. Kako znamo od čega su napravljene zvijezde i da li imaju isti sastav kao Sunce?

 

SASTAV ZVIJEZDA

Spektroskopija

Vjekovima su naučnici znali da će se sunčeva svjetlost usmjerena kroz prizmu podijeliti u više boja. Sada shvatamo da svaka boja odgovara talasnoj dužini svjetlosti. Ljubičasta svjetlost ima najkraću talasnu dužinu od oko 400 nanometara, dok crvena svjetlost ima najduže talasne dužine od oko 700 nanometara. Kada se više talasnih dužina kombinuje u približno istim omjerima, percipiramo bijelu boju.

Fizičar i proizvođač sočiva Jozef fon Fraunhofer izumio je spektroskop 1814. Ovaj uređaj dijeli svjetlost na više talasnih dužina, poput prizme, ali sa mnogo širom disperzijom koja se zove spektar. Kada se sunčeva svjetlost prođe kroz spektroskop, pojavljuje se prekrasan spektar. Međutim, postoji niz uskih crnih linija u ovom spektru, što ukazuje da nedostaju određene vrlo specifične boje.[5] Pošto svaka boja u spektru odgovara određenoj talasnoj dužini svjetlosti, to ukazuje na to da Sunce ne emituje sve talasne dužine podjednako – nekoliko nedostaje. Jozef fon Fraunhofer je pažljivo izmjerio položaj i snagu ovih uskih linija u sunčevom spektru.[6] Do danas glavne linije u sunčevom spektru nazivamo Fraunhoferovim linijama. Ali šta ih je uzrokovalo?

Godine 1859., fizičar Gustav Robert Kirkhof i hemičar Robert Vilhelm Eberhard fon Bunsen koristili su spektroskop za ispitivanje svjetlosti koju emituje zagrijani plin. Otkrili su da određeni element proizvodi samo određene specifične talasne dužine svjetlosti, i nikakve druge. One su se pojavile kao svijetle, uske linije u inače praznom spektru. Budući da svaki element proizvodi jedinstvenu kombinaciju linija, oni djeluju kao atomski otisak prsta. Samo ispitivanjem položaja linija možemo otkriti sastav tvari koja je emitovala svjetlost!

Na primjer, vrući vodonik uvijek proizvodi četiri dominantne spektralne linije na određenim talasnim dužinama: crvenu (656 nm), plavo-zelenu (486 nm) i dvije ljubičaste linije (434 nm, 410 nm). Udaljenost između ovih linija kako se vidi u vodikovom spektru slijedi vrlo specifičan matematički obrazac koji je otkrio Džon Balmer 1885. Fizičari ovaj spektralni obrazac nazivaju Balmerovom serijom. Kako je spektar drugih elemenata otkriven zagrijavanjem njihovog plina u laboratoriji, naučnici su se prisjetili tamnih Fraunhoferovih linija u sunčevom spektru. Možemo li odrediti sastav Sunca ispitivanjem lokacija linija u njegovom spektru?

Naravno, četiri Fraunhoferove linije u potpunosti odgovaraju Balmerovoj seriji – iste linije koje proizvodi vrući vodonik! Doduše, uske linije u sunčevom spektru su tamne na svijetloj kontinuiranoj pozadini, dok su linije koje proizvodi vrući, razrijeđeni vodonik svijetle na crnoj pozadini. Ali pozicije su identične. Sunce nosi nepogrešiv spektralni otisak vodonika. U stvari, vodonik je glavna komponenta sunčevog sastava. Tokom vremena, drugi elementi su identifikovani na suncu (u mnogo manjim djelovima) usklađivanjem njihovih spektralnih linija sa elementima testiranim na Zemlji.[7]

Godine 1868. Pjer Jansen i Džozef Norman Lokjer su nezavisno otkrili spektralne linije na Suncu koje se ne mogu uporediti ni sa jednim poznatim elementom na Zemlji. Otkrili su novi element u potpunosti po njegovom spektru! Ovaj novi „element sunca“ nazvan je „helijum“ – po Heliosu, grčkom terminu za sunce. Neki ljudi su vjerovali da ovaj element može postojati samo na suncu. Međutim, 1882. godine, fizičar Luiđi Palmieri otkrio je helijum u toku lave sa planine Vezuv. Godine 1895., hemičar Vilijam Ramzi analizirao je spektar gasa zaključanog u komadu rude uranijuma i otkrio da se poklapa sa sunčevim elementom. Dakle, helijum ipak nije jedinstven za sunce. Ali zaista je otkriven na Suncu pomoću spektralnog otiska prsta prije nego što je otkriven na Zemlji.

 

Vrste spektra

Postoje tri primarne vrste spektra. Kada se čvrsti ili visoko kondenzovani gas zagriju, on emituje kontinualni spektar (koji se naziva i spektar crnog tijela). Ovo je u suštini savršeno glatka duga bez boja koje nedostaju. Spektar kontinuuma nema spektralne linije, pa stoga ne posjeduje „atomski otisak prsta“ supstance koja ga je proizvela.[8] Međutim, ima vrhunac na karakterističnoj talasnoj dužini povezanoj s njegovom temperaturom.

Kada se plin male gustine zagrije, on proizvodi emisioni spektar. Ovaj spektar je prazan osim svijetlih uskih linija koje nam omogućavaju da identifikujemo supstancu koja proizvodi svjetlost.

Konačno, kada se svjetlost iz vrućeg kontinualnog spektra prođe kroz gas niske gustine niže temperature, pojavljuje se apsorpcijski spektar. Ovo je kao kontinualni spektar osim što su određene uske trake boja potisnute. Ove apsorpcijske linije nalaze se na potpuno istoj lokaciji kao i emisione linije koje bi isti gas proizveo ako bi se zagrijao na višu temperaturu.

Sunce, naravno, proizvodi apsorpcijski spektar. Iz ovoga zaključujemo da je vanjski, vidljivi sloj sunca hladniji od slojeva ispod njega.[9] Nadalje, unutrašnji slojevi sunca moraju biti vrlo kondenzovani kako bi se proizveo kontinualni spektar koji onda postaje apsorpcijski spektar nakon prolaska kroz vanjske, hladnije slojeve vodonika. Dakle, spektroskopska analiza ne samo da nam govori o sastavu Sunca, već nam govori i o njegovoj strukturi.

Zanimljivo je da naučnici iz 1800-ih nisu znali zašto su se ove spektralne linije pojavile. Zašto vrući vodonik proizvodi samo određene talasne dužine svjetlosti, dok vrući helijum proizvodi različite talasne dužine? I zašto ovi gasovi apsorbuju te iste talasne dužine kada svjetlost iz kontinualnog spektra prolazi kroz njih? Odgovor na ova pitanja će doći tek u dvadesetom vijeku. Međutim, poznavanje uzroka spektralnih linija nije neophodno da bi se identifikovao element odgovoran za njih.[10] Do kraja devetnaestog vijeka, naučnici su identifikovali spektralne karakteristike mnogih elemenata direktnim posmatranjem. A to bi omogućilo astronomima da identifikuju te elemente (ako bi se trebali pojaviti) u bilo kojoj zvijezdi analizom spektra zvijezde.

 

Spektroskopija zvijezda

Godine 1872. Džon Vilijam Draper postao je prva osoba koja je snimila apsorpcione linije u zvijezdi koja nije Sunce, odnosno sjajnoj zvijezdi Vega. Otkrio je da Vega ima iste karakteristične apsorpcione linije povezane s vodonikom – Balmerovu seriju. Danas smo snimili spektre nebrojenih hiljada zvijezda. I otkrili smo da su svi napravljeni od vodonika i helijuma – baš kao i Sunce. Iz analize spektralnih linija znamo da je oko 92% atoma na Suncu vodonik, a 8% helijum.[11] Ostali teži elementi su takođe identifikovani u količinama manjim od 1%. Po masi, Sunce ima oko 74% vodonika i 26% helijuma. To je zato što je atom helijuma četiri puta teži od vodonika i dobija četiri „glasa“ po masi, dok vodonik dobija samo jedan. Slično, druge zvijezde imaju oko 74% vodonika po masi i 26% helijuma s manjim količinama elemenata u tragovima. Dakle, zvijezde su zaista sunca. Svi imaju skoro identične kompozicije.

Spektar zvijezde ne otkriva samo njen sastav, već i temperaturu površine. To je zato što su spektralne linije povezane sa datim elementom najjače na datoj temperaturi. Na primjer, vodonikove linije su najistaknutije u zvijezdama s površinskom temperaturom od oko 9600 Kelvina. Dakle, spektroskopija omogućava astronomima da naprave vrlo precizne procjene površinske temperature zvijezde. Tako znamo da su neke zvijezde hladnije od sunca, a druge toplije. Ali nije vam potreban spektar da biste grubo procijenili površinsku temperaturu zvijezde; samo trebate znati njenu boju. Crvene zvijezde su najhladnije sa temperaturom površine od oko 3000 Kelvina. Žute/bijele zvijezde poput Sunca imaju površinsku temperaturu od oko 6000 Kelvina. Najtoplije zvijezde su plave i imaju temperaturu površine do 30.000 Kelvina.

 

Kvantna fizika

Astronomi kasnog devetnaestog vijeka nisu tačno znali zašto spektroskopija funkcioniše. Eksperimentisanjem su znali da određeni elementi proizvode vrlo specifične frekvencije svjetlosti. Ali zašto? Odgovor je došao s otkrićem kvantne fizike u dvadesetom vijeku.

Fizičari iz dvadesetog vijeka otkrili su da subatomske čestice imaju talasnu prirodu. Odnosno, ponekad se ponašaju kao da su prošireni u prostoru poput talasa koji nastaju kada se kamen baci u ribnjak. Ervin Šrodinger je 1925. otkrio jednačinu koja povezuje svojstva talasa sa masom i energijom čestice. Kada se ova jednačina primijeni na atom vodonika, pokazuje da elektroni mogu postojati samo na određenim energetskim nivoima, a ne između. Dakle, elektron može kružiti na nivou n=1,2,3,4,5, itd., ali ne na bilo kojem nivou koji nije cijeli broj. Šrodingerova jednačina nam takođe omogućava da izračunamo tačno koja energija odgovara svakom nivou. Kada se uporedi razlika u nivoima energije između nivoa dva i viših nivoa, pojavio se nevjerovatan rezultat: Balmer serija. To jest, talasne dužine svjetlosti pronađene u Balmerovoj seriji odgovaraju energetskim razlikama između nivoa dva i nivoa tri, četiri, pet i šest.

Dakle, crvena linija (na 656 nm) Balmerove serije nastaje kada elektron padne sa nivoa tri na nivo dva. Mora osloboditi foton (česticu svjetlosti) sa istom energijom kao razlika između ta dva nivoa. Slično, plava/zelena linija (na 486 nm) nastaje kada elektron padne sa nivoa četiri na nivo dva, i tako dalje. Iako se Šrodingerova jednačina može tačno riješiti samo za atome sa samo jednim elektronom, isti princip objašnjava spektralne linije drugih atoma. Nastaju kada elektron padne sa višeg nivoa na niži nivo. Budući da različiti atomi imaju različite nivoe energije, svaki proizvodi jedinstveni emisioni spektar.

S druge strane, kada svjetlost kontinualnog spektra prođe kroz hladniji vodonik, vodonik može apsorbovati samo one specifične talasne dužine koje odgovaraju energetskoj razlici između dva nivoa. Dakle, ako atom ima elektron na energetskom nivou dva, on može apsorbovati samo one talasne dužine svjetlosti koje odgovaraju Balmerovoj seriji, što će uzrokovati da elektron skoči na viši nivo. Zbog toga su spektralne linije tamne u spektru apsorpcije.

Sa ovim otkrićima, sada takođe razumijemo zašto su spektralne linije datog elementa najistaknutije na određenoj temperaturi. Na primjer, zašto je Balmerova serija najistaknutija kod zvijezda s površinskom temperaturom od oko 9600 Kelvina? Temperatura je povezana s atomskim kretanjima – više temperature podrazumijevaju više atomskih sudara koji mogu uzrokovati da elektroni skoče na više razine. Na nižim temperaturama, elektroni postoje uglavnom u osnovnom stanju (n=1). Na tako niskim temperaturama, vodonik ne može apsorbirati svjetlost na Balmerovim talasnim dužinama jer je elektron na n=1, a ne na n=2. Suprotno tome, ako je gas previše vruć, elektroni će biti uglavnom na gornjim nivoima, a ne n=2. Dakle, opet, gas ne može apsorbovati talasne dužine povezane s Balmerovom serijom. Stoga je Balmerova serija najistaknutija na temperaturi u kojoj najveći postotak atoma vodonika ima svoj elektron na drugom energetskom nivou. Pošto su energetski nivoi različiti za različite atome, poređenje relativne jačine apsorpcionih linija daje ne samo relativnu količinu već i temperaturu površine zvijezde.

 

Doplerovi pomaci

Postoje mnoge dodatne činjenice koje se mogu naučiti proučavanjem spektra zvijezde. Posebno značajno je kretanje zvijezde duž naše vidne linije. Zvijezde se kreću. Ali one su toliko udaljene da se njihovo kretanje ne može lako primijetiti. Međutim, kretanje prema ili od posmatrača na Zemlji rezultira Doplerovim pomakom. Zvijezde koje se kreću prema Zemlji imaju spektralne linije koje su pomjerene prema kraćim talasnim dužinama – kaže se da su pomaknute u plavo. Zvijezde koje se udaljavaju od Zemlje imaju crveni pomak. Ovo ne utiče jako na ukupnu boju zvijezde. Drugim riječima, crvena zvijezda koja je pomaknuta u plavo i dalje izgleda crveno. Umjesto toga, Doplerov pomak utiče na položaje apsorpcionih linija u njegovom spektru – pomjerajući ih prema crvenom ili plavom kraju. Iz ovoga možemo zaključiti radijalnu brzinu zvijezde.

Doplerov pomak zvijezde gledano sa Zemlje neznatno se mijenja tokom godine jer Zemlja kruži oko Sunca. Posmatranja zvjezdanih spektara potvrđuju da kada je Zemlja na jednoj strani Sunca i kreće se prema zvijezdi, spektar je blago pomaknut u plavo u poređenju sa zapažanjima obavljenim šest mjeseci kasnije kada je Zemlja na suprotnoj strani i udaljava se od zvijezde. Dakle, spektroskopija potvrđuje da Zemlja kruži oko Sunca. Astronomi paze da uključe Zemljino kretanje kada mjere kretanje zvijezda na osnovu njihovih spektra.

Mnoge binarne zvijezde (dvije ili više zvijezda koje kruže oko njihovog zajedničkog centra mase) otkrivene su njihovim spektrom. Ponekad je to zbog promjene Doplerovih pomaka. To jest, neke zvijezde imaju ciklus Doplerovog kretanja koji ukazuje da kruže oko druge zvijezde koja može, ali ne mora biti vidljiva. Iz njegovog promjenjivog Doplerovog pomaka, znamo da zvijezda HDE 226868 kruži oko nevidljivog pratioca (crne rupe) svakih 5,5998 dana.[12] U drugim slučajevima, zvijezda može imati dva spektra koji se preklapaju koji odgovaraju dvije različite temperature. U takvim slučajevima vidimo kombinovanu svjetlost dvije zvijezde koje su veoma blizu jedna drugoj.

Spektroskopija je prešla dug put od Fraunhoferovih otkrića 1814. godine. To nam je omogućilo da saznamo površinski sastav zvijezda, ali nam takođe daje detaljne informacije o njihovoj temperaturi i njihovom kretanju. Kombinujući ovo sa informacijama o sjaju dobijenim upoređivanjem prividnog sjaja sa udaljenosti izmjerenom paralaksom, astronomi su počeli da otkrivaju obrasce. Zvijezde se razlikuju po sjaju i površinskoj temperaturi, ali na prirodan način koji nam omogućava da ih sistematski klasifikujemo.

 

KLASE I GLAVNI SLIJED

Sa tehnologijom dostupnom u devetnaestom i dvadesetom vijeku, astronomi su došli do brojnih divnih otkrića o prirodi zvijezda. To je uključivalo poznavanje pravog sjaja zvijezda, kao i njihovog hemijskog sastava i temperature. Iako sve zvijezde imaju sličan hemijski sastav, dolaze u širokom rasponu sjaja i temperatura. Kako je katalogizovano više zvijezda, astronomi su počeli primjećivati ​​obrazac. Sekularno, evolucijsko razmišljanje dovelo je do nekih pogrešnih tumačenja o uzroku ovog obrasca. Ova lekcija iz istorije je važna za nas danas.

Pronalazak teleskopa 1608. i izum spektroskopa 1814. zauvijek su promijenili astronomiju. Više se nije bavila samo preciznim predviđanjem putanja zvijezda i planeta. Astronomi su mogli naučiti o svojstvima zvijezda iz posmatranja pomoću ovih novih naučnih instrumenata. Precizna teleskopska zapažanja otkrila su da se zvijezde u blizini zaista pomjeraju u odnosu na pozadinske zvijezde dok Zemlja kruži oko Sunca – efekat poznat kao paralaksa. To je omogućilo astronomima da izračunaju udaljenost do obližnjih zvijezda koristeći trigonometriju.

Astronomi su takođe počeli da uče o hemijskom sastavu zvijezda analizirajući njihove spektre (disperziju talasnih dužina svjetlosti) pomoću spektroskopa. Svaki element proizvodi određeni skup linija u spektru – neku vrstu „atomskog otiska prsta“. Ali snaga ovih linija ne zavisi samo o obilju elementa već i o temperaturi. Stoga je spektroskopija omogućila da se otkrije precizna površinska temperatura bilo koje zvijezde. Iako sve zvijezde imaju približno isti sastav plina vodonika i helijuma, one dolaze u širokom rasponu temperatura – od 3.000 do 40.000 Kelvina. Štaviše, postojale su i druge suptilne razlike u izgledu spektralnih linija. Kako su astronomi prikupljali spektre sa sve većeg broja zvijezda, počeli su primjećivati ​​obrasce u ovim spektrima. I rođena je zvjezdana klasifikacija.

 

Zvjezdana klasifikacija

Baš kao što se živi organizmi na Zemlji mogu klasifikovati taksonomski prema njihovim sličnostima i razlikama, astronomi kasnog devetnaestog i početka dvadesetog vijeka počeli su da klasifikuju zvijezde prema njihovim spektralnim karakteristikama. Veliki dio ovog rada odvijao se na Univerzitetu Harvard pod vođstvom Eni Džamp Kanon. Polje fotografije je napredovalo do tačke u kojoj su astronomi sada mogli da snime spektar zvijezde na film. Kanon i njen tim kontinuirano su analizirali fotografske ploče zvjezdanog spektra i prema tome klasifikovali zvijezde. Prvobitno su zvijezde klasifikovane po abecednom redu (A,B,C,D…) prema snazi ​​njihovih Balmerovih linija. Podsjetimo, Balmerove linije su potpis gasa vodonika i najjače su na temperaturi od oko 9600 Kelvina.

Eni Kanon je shvatila da su neke od ovih klasa suvišne, pa ih je kombinovala i eliminisala određena slova. Takođe je shvatila da je svojstvo zvijezde najrelevantnije za njene spektralne karakteristike bila temperatura površine zvijezde. Dakle, ona je preuredila preostale zvijezde od najtoplijih prema najhladnijim prema sljedećem sistemu: O,B,A,F,G,K,M. Svaka klasa je dalje podijeljena na deset pododjeljaka, od nula do devet, s višim brojevima koji označavaju nižu temperaturu. Broj se dodaje uz slovo, npr. A5, B8, K3. Dakle, zvijezda A5 je toplija od zvijezde K5 koja je nešto toplija od zvijezde K6. Astronomi danas još uvijek koriste isti sistem klasifikacije na Harvardu za katalogiziranje zvijezda.

Zvijezde tipa O su najtoplije, s temperaturom površine koja može premašiti 30.000 Kelvina. Ove zvijezde su plave boje i imaju tendenciju da imaju izuzetno visoku svjetlost. Sve O zvijezde su značajno svjetlije od sunca. Lijeva i desna zvijezda Orionovog pojasa, Alnitak i Mintaka, obje su O9 zvijezde. Dakle, one se nalaze u najnižem temperaturnom pododjelu najtoplije klase zvijezda. Tip B je sljedeća najtoplija klasa nakon O. Alnilama, središnja zvijezda Orionovog pojasa je klasa B0. Stoga je tek nešto hladnija od Alnitaka i Mintake. Možda ćete primijetiti da su sve tri ove zvijezde svijetloplave boje.

Posle zvijezda O- i B-tipa dolazi tip A. Vega, sjajna zvijezda koja se pojavljuje skoro direktno iznad glave tokom ljetnjih noći za srednje sjeverne geografske širine, je tip A0. Zvijezde tipa A i dalje izgledaju blago plave, ali manje zasićene. Vega ima površinsku temperaturu od oko 9600 Kelvina. Zvijezde klase A imaju najistaknutije Balmerove linije.

Sledeća najtoplija klasa zvijezda je tip F. Ove zvijezde su prilično bijele boje. Kaf, istaknuta zvijezda u sazviježđu Kasiopija, je tip F2. Sjevernjača, Polaris, je klasa F7.

Dalje, imamo tip G. Sunce je zvijezda G2 sa temperaturom površine od oko 6000 Kelvina. Zvijezde tipa G su bijele ili blago žute boje. Sledeći najbliži zvjezdani sistem je Alfa Kentauri. To je sistem sa tri zvjezdice u kojem je najsjajnija i najmasivnija zvijezda (Alfa Kentauri A) tipa G2, baš kao i sunce.

K zvijezde su malo hladnije od sunca i proizvode crveno/narandžastu nijansu. Aldebaran, „oko“ sazviježđa Bik, bik je klase K5, a njegova boja je prilično uočljiva. Proljećna zvijezda na sjevernoj hemisferi Arktur je klasa K2. I on ima izrazito crveno/narandžastu boju u skladu s temperaturom njegove površine od 4400 Kelvina.

Konačno, zvijezde tipa M su najhladnije i najcrvenije. Betelgeuze, jarko crvena zvijezda Orionovog gornjeg lijevog ramena, je tip M2. To je jedna od najsjajnijih crvenih zvijezda na (sjevernoj hemisferi) zimskom nebu. Za ljeto, sjajna M1 zvijezda je Antares u sazviježđu Škorpion. Primjetno je crven i ljudi ga ponekad pomiješaju sa crvenom planetom Marsom. U stvari, njegovo ime znači „suparnik Marsu“ (gdje je Mars rimski izraz za grčkog boga Aresa, dakle Ant-Ares).

 

Pojavljuje se obrazac

Za sve obližnje zvijezde koje imaju paralaksu koja se može detektovati, možemo izračunati njihovu približnu udaljenost od Sunca. A mjerenjem njihove opažene svjetlosti i upoređujući je s njihovom udaljenosti, možemo izračunati njihov pravi sjaj – njihovu svjetlinu. Dakle, do početka dvadesetog vijeka otkrivena je sjaj mnogih obližnjih zvijezda. Astronomi su takođe izmjerili preciznu površinsku temperaturu ovih zvijezda spektroskopijom i odredili njihovu odgovarajuću klasu. Dva preduzimljiva astronoma pitala su se postoji li ikakva veza između sjaja zvijezde i temperature njene površine. Radeći nezavisno, Ejnar Hercsprung i Henri Noris Rasel, 1911. odnosno 1913. godine, kreirali su dijagram raspršenosti za zvijezde čiji su sjaj i temperaturna klasa bili poznati. Za svaku zvijezdu su ucrtali tačku koordinata (x, y) gdje pozicija x označava spektralnu klasu (temperaturu), a pozicija y označava luminoznost. Dobijeni grafikon je dao iznenađujući i divan rezultat.

Ovaj dijagram se sada naziva Hercsprung-Raselov dijagram ili HR dijagram. Prije svega primijetite da je x-osa „nazad“ od onoga što ljudi mogu očekivati. To jest, površinska temperatura zvijezda opada kako se x položaj povećava. To je zato što su zvijezde navedene po redoslijedu spektralnih klasa počevši od vrućih zvijezda O-tipa i završavajući zvijezdama M-tipa. Y-osa je „normalna“ jer su svjetlije zvijezde navedene više.

Iznenađujući rezultat je da je većina zvijezda pala duž određene putanje – blago savijene linije koja ide od gornjeg lijevog ka donjem desnom uglu, koju sada nazivamo glavnim nizom. Iz ovoga zaključujemo da većina niskotemperaturnih zvijezda M-tipa ima nisku svjetlost. Uz nekoliko izuzetaka, one su suštinski mnogo bleđe od sunca. Vruće plave zvijezde tipa O i B su uvijek daleko sjajnije od sunca. Ali zašto? Šta je uzrok glavne sekvence?

 

Evolucijsko pogrešno usmjerenje

Većina naučnika kasnog devetnaestog i početka dvadesetog vijeka odbacila je istorijski izveštaj o stvaranju u Postanju. Budući da su bili pod jakim uticajem uniformista iz 1700-ih, uopšteno su vjerovali u mnogo stariju Zemlju i još stariji svemir u kojem su zvijezde i planete nastale prirodnim (a ne natprirodnim), izuzetno sporim i postepenim procesima. Imanuel Kant je predložio da je Sunčev sistem nastao od kolapsirajućeg oblaka gasa – magline. Ovu magličnu hipotezu je dalje razvio Pjer-Simon Laplas i ona je i danas osnovna ideja većine sekularnih astronoma.

Ako su se zvijezde formirale iz oblaka koji se urušio tokom ogromnih godina, onda su neke vjerovatno nastale ranije od drugih. Ako se zvijezde spontano formiraju tokom sekularne starosti kosmosa, tada bi različite zvijezde trebale imati različite starosti. Može li glavna sekvenca biti starosna sekvenca? Ova ideja je u suprotnosti s jednostavnim čitanjem Postanja u kojem je Bog stvorio sve zvijezde istog dana, te stoga sve imaju istu starost.

Tendencija je sekularnog razmišljanja da pretpostavi da je sekvenca vremenski niz, koji predstavlja faze evolucije. Na primjer, u biološkom svijetu, evolucionisti vjeruju da su vodozemci evoluirali od riba, a ptice od gmizavaca. Taksonomsko stablo se tumači kao da predstavlja napredak evolucije tokom stotina miliona godina. Nasuprot tome, kreacionisti priznaju da je Bog ugradio red u svoj univerzum; stoga životinje imaju sličnosti i razlike tako da ih možemo proučavati i klasificirati, baš kao što radimo s elementarnim česticama.

Isto tako, postoji razlog za ovaj glavni niz zvijezda koji se nalazi na bilo kojem HR dijagramu. Ali sekularni astronomi su u početku pretpostavili da je to vremenski slijed – koji prikazuje evoluciju zvijezda tokom milijardi godina. Baš kao što se vrući užareni ugalj hladi tokom vremena, možda se vruće plave zvijezde na kraju ohlade i postanu žute, a zatim crvene zvijezde. Postajale bi slabije kako im ponestaje energije. Ovo je bio jedan od najranijih modela evolucije zvijezda. I to je pogrešno.

Ne samo da je to pogrešno, već bi se današnji sekularni astronomi svi složili da je to pogrešno. Glavna sekvenca nema nikakve veze sa godinama ili evolucijom zvijezda. Plave zvijezde glavnog niza nikada ne postaju žute ili crvene zvijezde glavnog niza, niti obrnuto. Danas razumijemo pravi uzrok glavnog niza, i on nema nikakve veze s vremenom ili evolucijom. Ipak, još uvijek zadržavamo dio nomenklature. Do danas se zvijezde O i B nazivaju zvijezdama „ranog“ tipa, dok se zvijezde K i M nazivaju zvijezdama „kasnog“ tipa. Nadalje, prikladno je reći da je zvijezda G2 „ranija“ od zvijezde G9. Danas se „rano“ i „kasno“ samo odnose na poziciju zvijezde na x-osi HR dijagrama. To nema nikakve veze sa stvarnim godinama, već je podsjetnik na sada diskreditovani model.

Ovdje je pouka. Danas sekularni astronomi imaju ideje o tome kako se zvijezde razvijaju milijardama godina – moderne verzije evolucije zvijezda. I u njih su uvjereni jednako kao i njihovi prethodnici u starom (sada nefunkcionalnom) modelu. Ipak, nismo naučno uočili nijednu od vrsta promjena koje se sada pretpostavljaju u standardnom sekularnom modelu. Možda ovi noviji obrasci imaju i neevolucijsko objašnjenje. Vrijeme će pokazati.

U prirodi postoje pravi vremenski nizovi. Možemo ucrtati rast žira u moćni hrast. Ali opet, mi smo dokumentovali ovaj proces mnogo puta. Zasnovan je na zapažanjima dostupnim danas i može se testirati u sadašnjosti. Međutim, većina sekularnih modela tvrdi da evolucija zvijezda traje milione godina i da je stoga nešto što ljudi nisu mogli primijetiti. Ovo bi trebalo dati pauzu svim mislećim ljudima pri izvlačenju zaključaka o evoluciji zvijezda iz naših ograničenih podataka.

Dakle, ako vrijeme nije uzrok glavne sekvence, šta je? Odgovor je masa. Masa zvijezde glavnog niza određuje i njen sjaj i temperaturu. Dakle, glavna sekvenca uopšte nije evoluciona sekvenca, već sekvenca mase.

 

PATULJCI I SUPERGIGANTI

Prilično je nevjerovatno šta možemo znati o zvijezdama jednostavnom analizom njihove svjetlosti i rigoroznom primjenom logike i matematike. Pomoću paralakse možemo izmjeriti udaljenost do bilo koje obližnje zvijezde. A množenjem prividnog sjaja zvijezde kvadratom njene udaljenosti, možemo odrediti njenu stvarnu svjetlinu. Nadalje, možemo znati i sastav i temperaturu površine zvijezde analizom apsorpcionih linija njene svjetlosti pomoću spektroskopa. To je dovelo do polja klasifikacije zvijezda i otkrića glavnog niza. Ali zašto ovaj niz postoji? Zašto su plave zvijezde glavnog niza toliko svjetlije od crvenih zvijezda glavnog niza?

 

Odnos svjetlosti i temperature

U kasnim 1800-im, Jozef Stefan i Ludvig Bolcman su nezavisno demonstrirali da je energija koju zrači vrući predmet date veličine proporcionalna četvrtom stepenu temperature objekta. Dakle, ako zagrijete supstancu, ona će svijetliti. Ako udvostručite njegovu temperaturu (u Kelvinima), objekt će zasjati šesnaest puta jače! Ovaj zakon djeluje bez obzira na sastav tvari.

Ovo djelimično objašnjava glavni niz. Podsjetimo da kada su zvijezde nacrtane na HR dijagramu u kojem je osvjetljenje y-koordinata, a temperaturna klasa je x-koordinata (s temperaturom koja se smanjuje za x), većina zvijezda pada duž prirodne krive – glavnog niza. Na ovoj krivulji, plave zvijezde su daleko sjajnije od crvenih zvijezda. Sada djelimično razumijemo zašto: plave zvijezde sijaju jače od crvenih jer su toplije. Ali to nije potpuni odgovor. Budući da je sjaj proporcionalan četvrtom stepenu temperature, očekujemo da će plava zvijezda s temperaturom od 30.000 Kelvina sijati 10.000 puta jače od crvene zvijezde iste veličine na 3.000 Kelvina. Ipak, plave zvijezde sijaju još jače od ovog. Zašto?

Rezolucija se nalazi u frazi „iste veličine“. Predmet date veličine će ispuštati energiju proporcionalnu četvrtom stepenu temperature. Ali povećanje veličine supstance koja emituje svjetlost takođe će povećati osvijetljenost. Logično je da ako imate više elemenata koji proizvode svjetlost na većoj površini, imaćete više svjetla. Dakle, sjaj je proporcionalan površini supstance koja proizvodi svjetlost. Ovo važi i za zvijezde. Ako želite da zvijezda blista jače, postoje dva načina da to učinite. Jedan od načina je povećanje površinske temperature zvijezde. Ali drugi način je povećanje veličine zvijezde. Njegova površina je proporcionalna kvadratu poluprečnika. Dakle, ova dva efekta (temperatura i veličina) se kombinuju da bi se odredila luminoznost zvijezde. Dakle, ako je zvijezda A svjetlija od zvijezde B, zvijezda A mora biti (A) fizički veća od zvijezde B, (B) toplija od zvijezde B, ili (C) oboje.[13]

Glavni niz ima strmiji nagib nego što bi imao da su zvjezdane luminoznosti nastale samo zbog temperaturnih razlika u zvijezdama koje su sve iste veličine. Stoga zaključujemo da plave zvijezde glavnog niza moraju imati veći prečnik od žutih zvijezda glavnog niza, koje su veće od crvenih zvijezda glavnog niza. Nadalje, da bi glavna sekvenca bila tako uska, zvijezda date temperaturne klase mora biti približno iste veličine kao i svaka druga zvijezda glavnog niza iste temperature. Na primjer, Sunce je klase G2. Ostale zvijezde glavnog niza G2 biće otprilike iste veličine kao sunce. S druge strane, zvijezda G2 će uvijek biti veća od, recimo, zvijezde glavne sekvence M3.

 

Masovna sekvenca

Ali šta uzrokuje da zvijezde glavnog niza iste temperature kao Sunce budu otprilike iste veličine? Odgovor je masa. Većina zvijezda dio je binarnog sistema u kojem dvije ili više zvijezda kruže oko njihovog zajedničkog centra mase. Mjereći njihov orbitalni period i njihovu međusobnu udaljenost, možemo izračunati masu zvijezda prema Njutnovim zakonima. Iz takvih studija znamo da zvijezde glavnog niza sa približno istom masom kao Sunce takođe imaju približno istu veličinu i temperaturu. Zvijezde glavnog niza masivnije od Sunca toplije su, plavije i svjetlije od Sunca. A zvijezde koje su manje masivne od Sunca su hladnije, crvenije i manje. Glavni niz je stoga masovni niz. U stvari, ako znate masu zvijezde, možete nacrtati njen približni položaj na glavnom nizu.

Sada razumijemo mehanizam kojim se ovaj efekat proizvodi: nuklearna fuzija u jezgru zvijezde. Prethodno smo vidjeli da se sve zvijezde sastoje od gasa vodonika i helijuma. Masa cijelog gasa stvara gravitacijsku silu koja pokušava sabiti zvijezdu u tačku. Međutim, spoljna sila pritiska gasa teži da spriječi takav kolaps. U normalnoj zvijezdi glavnog niza, unutrašnja sila gravitacije i vanjska sila pritiska gasa su tačno izbalansirane. (Da nisu, tada bi se zvijezda ili širila ili skupljala sve dok se dvije sile ne poklope.) Pritisak i temperatura u jezgru su toliko veliki da se jezgra vodonika udaraju zajedno i formiraju helijum. Neto reakcija je da četiri atoma vodika na kraju postanu jedan atom helijuma, koji oslobađa ogromnu količinu energije.

Zvijezda male mase ima manju gravitaciju, pa je pritisak u jezgru nešto manji nego kod težih zvijezda. To rezultira manjom fuzijom, što znači da se proizvodi manje energije. Zvijezda će biti slabija i imati nižu površinsku temperaturu od teže zvijezde. Zvijezda će biti manja jer ima manju masu i manji pritisak gasa. Suprotno tome, zvijezda velike mase će imati veći pritisak i višu temperaturu u jezgru. To rezultira većom fuzijom i većom izlaznom energijom. Zvijezda će biti toplija i sjajnija. Takođe će imati veći prečnik jer ima više gasa i vanjski pritisak je veći. Iz kompjuterskih simulacija možemo pokazati da će zvijezda date mase zaista dostići stanje ravnoteže u kojem fuzija jezgra proizvodi energiju potrebnu da zvijezda bude veličine, temperature i luminoznosti zvijezde glavnog niza. Zaključujemo da se zvijezde glavnog niza napajaju fuzijom vodonika u helijum. Ovaj proces proizvodi subatomske čestice zvane neutrino koje se udaljavaju od zvjezdanog jezgra. Zaista smo otkrili neutrine sa Sunca, potvrđujući da ga pokreće nuklearna fuzija.

 

Sekvence ne-glavnih zvijezda

Većina zvijezda u našoj galaksiji (oko 90%) pada na glavni niz. Dakle, ako znate masu zvijezde, možete odmah znati njenu svjetlost, površinsku temperaturu i približni prečnik – ako je na glavnom nizu. Ali oko 10% zvijezda ne pada na glavnu sekvencu. Oni su iznad njega na HR dijagramu. Šta možemo zaključiti o ovim zvijezdama? Zamislite G2 zvijezdu iste temperature kao Sunce, ali koja leži iznad Sunca na HR dijagramu, što znači da je svjetlija od Sunca. Jedna zvijezda može biti svjetlija od druge ako je (A) toplija, (B) je fizički veća ili (C) oboje. Ali pošto ova zvijezda G2 ima istu temperaturu kao Sunce, ne može biti toplija. Moramo zaključiti da je veća. Dakle, zvijezde nemaju samo temperaturnu klasu već i klasu veličine/svjetlosti.

Astronomi klasifikuju zvijezdu u jednu od (otprilike) pet veličina/svjetlina. Zvijezde glavnog niza su najmanje i dodijeljena im je klasa 5 sa rimskim brojem V. Standardna oznaka je da se ovo stavi iza temperaturne klase. Dakle, Sunce je G2V zvijezda. Budući da su zvijezde glavnog niza najmanji tip, nazivaju se patuljastim zvijezdama. Ponekad je uključena klasa temperature/boje (npr. „plavi patuljak“). Dakle, za Sunce se može reći da je žuti patuljak. Proksima Kentauri je crveni patuljak jer mu je klasa M5V. Postoji jedan izuzetak: bijele zvijezde glavnog niza ne smiju se zvati „bijeli patuljci“ jer je ovaj izraz rezervisan za drugu vrstu objekata.

Zvijezde koje su nešto veće od zvijezda glavnog niza nazivaju se podgigantima i spadaju u IV razred. Zvijezde diva su klase III. Zvijezde klase II nazivaju se sjajni divovi. Najveće zvijezde su klase I i nazivaju se supergiganti. Radi veće preciznosti, supergigantska klasa je dalje podijeljena na Ib (manje) i Ia (najveće i najsjajnije zvijezde).

Važno je napomenuti da ova oznaka (Ia, Ib, II, III, IV, V) odražava samo relativnu veličinu i luminoznost unutar temperaturne klase. Drugim riječima, zvijezda B9III će definitivno biti i veća i svjetlija od zvijezde B9V. Ali ne možete pretpostaviti da će zvijezda O9Ib biti veća od zvijezde K5III. U stvari, plavi supergigant može biti manji od crvenog giganta.

Plave zvijezde imaju najmanji raspon veličine. Sve plave zvijezde su veće od Sunca, ali najsjajniji plavi supergiganti bi bili samo 50 puta veći od Sunca. Nasuprot tome, crvene zvijezde imaju najveći raspon veličina. Crvena zvijezda glavnog niza biće manja od Sunca, ali crveni supergigant Antares ima preko 700 sunaca u prečniku. Dakle, najmanje zvijezde u svemiru su crvene, a najveće zvijezde u svemiru su takođe crvene.

Crveni patuljci su najčešći tip zvijezda. Od pedeset najbližih zvijezda, sve su glavne sekvence, trideset devet je tip-M i šest je tip K, što čini ukupno četrdeset pet crvenih patuljaka! Od preostalih zvijezda, tri su tipa G (uključujući Sunce), jedna je tip F, a jedna je tip A. Dakle, crvene zvijezde su mnogo veće od svih ostalih. Ipak, čini se da naše noćno nebo nije ispunjeno crvenim patuljcima. To je zato što su najslabija klasa i vrlo ih je teško vidjeti. S druge strane, jedina zvijezda tipa A na listi je Sirijus – najsjajnija zvijezda na našem noćnom nebu. Skloni smo da vidimo više bijelih i plavih zvijezda, ne zato što su uobičajene, već zato što su izuzetno sjajne.[14]

Tri najsjajnije zvijezde čine Orionov pojas. S lijeva na desno su Alnitak, Alnilam i Mintaka.

Plave zvijezde O-tipa su izuzetno rijetke. Ipak, lako ih je otkriti jer su najsjajnija klasa zvijezda. Zamislite zvijezde Orionovog pojasa koje dominiraju zimskim nebom. Lijeva zvijezda na pojasu je Alnitak, klasa O9Ib. Dakle, to je plavi supergigant, skoro 9.000 puta sjajniji od Sunca. Zvijezda sa desne strane je Mintaka koja je klasa O9II. To je plavi sjajni gigant, skoro 5.000 puta sjajniji od Sunca. Kako su Alnitak i Mintaka iste temperaturne klase, možemo zaključiti da je Mintaka fizički manja od Alnitaka. Srednja zvijezda pojasa, Alnilam, je tip B0Ia, plavi supergigant samo malo hladniji od druge dvije, ali svjetlije. Alnilam je preko 60.000 puta sjajniji od Sunca. Budući da izgleda otprilike iste svjetline kao i druga dva, mogli biste zaključiti da mora biti dalje od nas. (I bili biste u pravu.)

 

Nagađanja o starenju zvijezda

Šta je uzrok ovih viših klasa veličine/svjetlosti? Vidjeli smo da je glavni niz jednostavno rezultat toga što zvijezde različite mase spajaju vodonik u svom jezgru i nalaze se u ravnotežnom stanju u kojem vanjski pritisak gasa odgovara unutrašnjoj sili gravitacije. Čini se razumnim zaključiti, stoga, da su zvijezde veće/svjetlije klase ili (A) pokretane nečim drugim osim fuzije vodonika u jezgru, (B) nisu u ravnotežnom stanju, ili (C) oboje. Većina astronoma vjeruje da je prva opcija najbolja. Džinovske zvijezde možda spajaju helijum u jezgru, što zahtijeva višu temperaturu i pritisak od fuzije vodonika. Osim fuzije jezgra helijuma, one takođe mogu spajati vodonik u ljusci oko jezgra. Međutim, ovo stanje bi se dogodilo samo da u jezgru nema vodonika, već samo helijuma.

U principu, ako bi zvijezda poput Sunca postojala dugo vremena, ona bi na kraju pretvorila sav vodonik u svom jezgru u helijum. To bi uzrokovalo kolaps jezgra, čime bi se dobio dovoljan pritisak da pokrene bljesak helijuma u kojem helijum počinje da se spaja u teže elemente. Većina astronoma vjeruje da su zvijezde koje nisu u glavnom nizu stare zvijezde – one koje su nekada bile na glavnom nizu, ali su otišle nakon što su iscrpile sav vodonik u svom jezgru i započele fuziju helijuma.

Na osnovu veličine Sunca i njegove izlazne energije, teoretski bi trebalo deset milijardi godina da pretvori sav vodonik u jezgru u helijum. Međutim, ovo pretpostavlja da je njegov sastav jezgra u početku bio identičan njegovom površinskom sastavu. Kada bi zvijezda započela svoje postojanje s vrlo malo vodonika u jezgru, ali puno helijuma, trebalo bi mnogo manje vremena da se stopi preostali vodonik. Ne znamo da li je Bog stvorio svaku zvijezdu sa „punim rezervoarom gasa“. Nadalje, kako znamo da Bog nije stvorio neke zvijezde sa samo helijumom u jezgru za početak, u kom slučaju bi one započele svoje postojanje već izvan glavnog niza?

Dakle, sekularne spekulacije o evoluciji zvijezda temelje se na brojnim neprovjerljivim pretpostavkama. Ali nedostaju zapažanja. Nikada nismo vidjeli da zvijezda glavnog niza postane zvijezda koja nije u glavnom nizu. Dakle, tvrdnje o evoluciji zvijezda u najboljem slučaju treba smatrati okvirnim.[15] Mnogi sekularni astronomi su prilično sigurni u svoje trenutne poglede na evoluciju zvijezda. Ali opet, nekada su bili uvjereni da su plave zvijezde glavnog niza evoluirale u crvene patuljke – za šta sada znamo da je lažno. Glavni niz nije vremenski niz, već niz mase koji ukazuje na ravnotežni uslov za zvijezde koje spajaju vodonik u svom jezgru. Zvijezde koje nisu u glavnoj sekvenci očigledno rade nešto drugo. Kreacionistički astronomi nastavljaju da istražuju teme starenja zvijezda.

Postoje, međutim, određene vrste promjena na zvijezdama koje primjećujemo. Neke zvijezde pulsiraju: brzo se šire i skupljaju na periodičan način. Neke zvijezde će spontano zasvijetliti za ogromnu količinu prije nego što se vrate na svoj standardni sjaj. A povremeno, zvijezda će jednostavno eksplodirati – događaj koji se zove supernova.

 

PROMJENLJIVE ZVIJEZDE

Kako se zvijezde mijenjaju tokom vremena? Već smo raspravljali smo o nekim scenarijima koje su sekularni astronomi predložili za evoluciju zvijezda. To je uključivalo sada diskreditovanu ideju da zvijezde evoluiraju duž glavnog niza od plave do crvene, zajedno sa modernim idejama o divovima i superdžinovima kao ostarjelim zvijezdama. Nažalost, takve dugoročne promjene se ne mogu uočiti i stoga su izvan okvira operativne nauke. Ipak, neke zvijezde se mijenjaju na načine koji su uočeni u istoriji, a neke vrste promjena su čak vidljive u sadašnjosti. Konkretno, zvijezde se mogu mijenjati u sjaju, izgledajući ili svjetlije ili slabije tokom vremena. One se nazivaju promjenljivim zvijezdama.

 

Binarne eklipse

Promjena prividne veličine[16] zvijezde može biti ili svojstvena samoj zvijezdi ili samo zbog naše perspektive na Zemlji. U potonjoj kategoriji su binarne zvijezde u pomračenju. To su dvije zvijezde koje kruže oko zajedničkog centra mase i u kojima jedna zvijezda prolazi ispred druge (gledano iz našeg Sunčevog sistema). Pošto zvijezda ispred blokira dio svjetlosti pozadinske zvijezde, nakratko vidimo kombinovani pad svjetla. Glavno zatamnjenje nastaje kada slabija zvijezda prođe ispred sjajne zvijezde. Ovo se zove primarno pomračenje. Pola orbite kasnije opažamo manje uočljivo sekundarno pomračenje kada slabija zvijezda prođe iza svjetlije.

Da bismo mogli da opazimo pomračenje binarnog sistema, orbitalna ravan dvije zvijezde mora da bude skoro ivica u odnosu na naš Sunčev sistem. Iz tog razloga, dvije zvijezde u pomračenoj dvojnici su obično vrlo blizu jedna drugoj. Ovo omogućava veći raspon uglova nagiba pri čemu jedna zvijezda još uvijek može pomračiti drugu gledanu sa Zemlje. Što je rastojanje između dvije zvijezde veće, to sistem mora biti bliži tačnoj ivici u odnosu na nas da bismo vidjeli pomračenje.

Budući da većina binarnih sistema u pomračenju ima vrlo usku orbitu, njihov orbitalni period obično je mali, obično nekoliko dana. To takođe znači da se većina pomračenih binarnih sistema ne može vizualno razlikovati čak ni u našim najmoćnijim teleskopima; pojavljuju se kao jedna svjetlosna tačka. Ipak, možemo koristiti spektroskopiju da potvrdimo da su dvije zvijezde prisutne i da zaista kruže s periodom koji odgovara njihovim međusobnim pomračenjima.

Jedna od najpoznatijih binarnih sistema pomračenja i prva koja je otkrivena je Algol. Astronomi su znali da je promjenljiva od 1667. (a možda i mnogo ranije), ali u početku nisu znali zašto. Algol opada u svjetlini za primjetnih 1,3 magnitude svakih 2,86 dana u periodu od oko deset sati.[17] Ime joj je arapsko, što znači „glava demona“, a nadimak je „demonska zvijezda“. Možda drevni ljudi su je tako zvali zbog njene navike da „namiguje“ svakih 2,86 dana. Algol je lako vidjeti golim okom u sjevernom sazviježđu Persej.

Dvije pomračne zvijezde Algola su klase B8V (plavi glavni niz) i K0IV (crveni poddžin), respektivno. Ovo je zbunjujuće iz sekularne perspektive jer je zvijezda glavnog niza masivnija od crvenog subgiganta. Ali maksimalni životni vijek zvijezde na glavnom nizu obrnuto je povezan s njenom masom. Drugim riječima, plava zvijezda je trebala napustiti glavnu sekvencu prije svog manje masivnog pratioca. Ovaj problem se naziva Algol paradoks. Standardno objašnjenje je da je plava zvijezda nekada bila manje masivna. Međutim, kada je druga zvijezda ušla u subgigantsku fazu, prenijela je dio svoje mase na manje masivnu zvijezdu putem akrecije, pretvarajući je u plavu zvijezdu glavnog niza. Ovo objašnjenje je uvjerljivo, ali ga je teško dokazati.

 

Pulsirajuće varijable

Mnoge druge zvijezde mijenjaju svoj pravi sjaj pulsiranjem – promjenom svoje fizičke veličine. Podsjetimo se da veličina i temperatura određuju sjaj zvijezde. Ako zvijezda nabubri u veličini, njena površina se povećava. Nadalje, mijenja se i temperatura njegove površine (zbog zakona idealnog gasa). To rezultira promjenom osvjetljenja. Zavisno o veličini radijalne pulsacije, promjena svjetline može biti dramatična.

Postoji mnogo varijanti pulsirajućih promjenljivih zvijezda. Zavisno o mehanizmu, takve pulsacije mogu biti pravilne ili nepravilne. One mogu biti brze (po redu od jednog dana) ili dugotrajne (godine). Cefeide su jedne od najpoznatijih (i naučno korisnih) regularnih varijabilnih zvijezda. Ime su dobili po jednom od prvih otkrivenih članova: Delta Cefei, zvijezdi četvrte magnitude u sazviježđu Cefus. Svaka cefeida ima svoj vrlo pravilan period pulsiranja. U zavisnosti od zvijezde, period može biti između 1,5 i 50 dana. Sjevernjača (Polaris) je Cefeida niske amplitude s periodom od oko 4 dana.

Ono što Cefeide čini posebno naučno korisnim je to što postoji veza između njihovog perioda pulsiranja i njihove prosječne svjetlosti. Što je Cefeida svjetlija, to je duži njen period pulsiranja.[18] Matematički odnos je otkrila Henrieta Livit 1912. godine. Lako je izmjeriti period pulsiranja cefeida posmatranjem sjaja zvijezde tokom vremena. Jednom kada znamo njen period, možemo izračunati njen pravi luminozitet. I mjerenjem njene prividne svjetline možemo izračunati njenu udaljenost. To je ono što Cefeide čini tako korisnim u astronomiji – oni su „standardne svijeće“ (objekti čija je unutrašnja svjetlost poznata) koje mogu poslužiti kao markeri udaljenosti. A ova metoda mjerenja udaljenosti djeluje daleko iznad onih udaljenosti koje se mogu dobiti metodom paralakse. Zaista, Cefeide su vrlo blistave zvijezde i stoga se mogu vidjeti na velikim udaljenostima. Dovoljno veliki teleskop može ih otkriti čak i u drugim galaksijama. Tako je prvi put izmjerena udaljenost do galaksije Andromeda.

Isto tako, zvijezde RR Lyrae su pulsirajuće promjenjive zvijezde, slične Cefeidama, ali ne tako blistave i sa bržim periodom koji je između 7 i 14 sati.[19] Ime su dobili po prvoj otkrivenoj zvijezdi njihovog tipa, RR Lyrae, koja je ujedno i najsjajnija (kako se vidi na našem nebu). Poput Cefeida, zvijezde RR Lyrae su korisne kao standardne svijeće jer sve zvijezde RR Lyrae imaju približno isti (prosječan) sjaj. Poboljšanja procijenjenog sjaja mogu se dobiti analizom njihovih svjetlosnih krivulja (mjera svjetline tokom vremena) u više talasnih dužina, iako je to složenije nego kod cefeida. Ove RR Lyrae zvijezde se često nalaze u globularnim zvjezdanim jatima i stoga su korisne u određivanju udaljenosti do takvih jata.

 

Zašto pulsiraju?

Danas imamo prilično dobro razumijevanje zašto zvijezde Cefeida i RR Lyrae (i druge slične zvijezde koje brzo pulsiraju) pulsiraju na isti način. To je zbog jonizacije helijuma. Kada je helijum nejonizovan, on ima dva elektrona koji mogu da kruže samo na određenim udaljenostima / nivoima energije od atomskog jezgra. Dakle, neutralni helijum može apsorbovati samo one specifične frekvencije svjetlosti koje odgovaraju energetskoj razlici između dva elektronska nivoa (vidite podnaslov o spektroskopiji). Inače, neutralni helijum je u suštini providan, omogućavajući svjetlosti da slobodno teče iz nižih slojeva zvijezde na površinu i u svemir. Međutim, zvijezde RR Lyrae i Cefeida imaju pravu veličinu i temperaturu da se helijum ionizira ispod površine. Pošto su elektroni odstranjeni od jezgra, oni su slobodni da apsorbuju svjetlost bilo koje energije, pretvarajući je u toplotnu energiju koja zagrijava jonizovani gas. Drugim riječima, jonizovani helijum je neproziran, koji apsorbuje svjetlost, zagrijavajući gas.

Zagrijani gas se širi (zbog zakona idealnog plina), uzrokujući da vanjski slojevi zvijezde nabubre. Ova povećana zapremina dovodi do hlađenja gasa, što dovodi do toga da se elektroni ponovo vezuju za njihova jezgra, a helijum postaje neutralan. To uzrokuje da postane providan, a svjetlost slobodno teče kroz plin. Helijum djeluje kao ventil za otpuštanje. Bez dodatnog pritiska zbog energije apsorpcije svjetlosti, vanjski slojevi zvijezde se skupljaju pod silom gravitacije. Ova kontrakcija ponovo zagrijava gas (opet zbog zakona idealnog plina), uzrokujući njegovu rejonizaciju. Gas ponovo postaje neproziran, što mu omogućava da apsorbuje svjetlost, toplotu i na taj način se ponovo širi. I proces se ponavlja. Ova metoda pulsiranja naziva se kapa mehanizam jer je kapa grčko slovo koje fizičari koriste za označavanje neprozirnosti.

 

Dugoperiodne varijabilne zvijezde

Mira varijabilne zvijezde su crveni divovi koji pulsiraju s periodom dužim od osamdeset dana, au nekim slučajevima i do skoro tri godine. Ime su dobili po svom prototipu, Miri, u sazviježđu Cetus. Mira se ponekad pojavljuje kao prilično sjajna zvijezda magnitude 2, a drugi put pada znatno ispod vidljivosti golim okom do magnitude 10, zavisno o tome u kojoj se fazi nalazi u svom ciklusu od 332 dana. Promjenjivi prirodi Mire poznati su od 1596. godine, a možda i mnogo ranije.

Neke zvijezde mijenjaju svoj sjaj na način koji nije u potpunosti predvidljiv. One se nazivaju polupravilne varijabilne zvijezde. One imaju tendenciju da imaju dug period, više od dvadeset dana i često stotine, ako ne i hiljade dana. Ali način na koji variraju svoju svjetlinu nije dosledan iz ciklusa u ciklus i stoga nije u potpunosti predvidljiv. Betelgez, jarko crvena zvijezda u sazviježđu Orion, je polupravilna promenljiva zvijezda. Betelgez je prilično dramatično oslabila u 2019-2020, promijenivši izgled svog sazviježđa. Razlog za takvu varijabilnost je višestruki i nije u potpunosti poznat. Osim pulsiranja, velike zvjezdane mrlje (hladnije, zatamnjene regije na površini zvijezde) koje se rotiraju u i izvan vidokruga mogu doprinijeti varijabilnosti. Takođe, materijal koji kruži oko diska zvijezde može da zakloni svjetlost na neko vrijeme.

 

Kataklizmičke varijable

Možda su varijable vrijedne pažnje kataklizmičke promjenjive zvijezde koje doživljavaju brzo, dramatično povećanje sjaja prije nego što se vrate u inače konstantno prigušeno stanje. Postoji nekoliko varijanti kataklizmičkih varijabli. Novae (množina od nova ) poznate su od davnina. Takve zvijezde brzo svijetle, a zatim polako nestaju tokom određenog vremenskog perioda. Mnoge zvijezde koje prolaze kroz novu su u početku ispod vidljivosti golim okom, ali postaju vidljive tek u vrijeme njihove nove. Stoga se pojavljuju kao „nove“ zvijezde na našem nebu, iako privremeno. Odatle potiče ime „nova“.

Većina novih je nepredvidiva. Vrlo malo se ponavlja kvazi-redovno. Jedan primjer potonjeg je zvijezda T Koronae Borealis (T CrB). Ova zvijezda prolazi kroz novu jednom u osamdeset godina (dajte ili uzmite godinu ili dvije). A očekuje se da će to biti i ove godine (2024), negdje između sada i septembra! Ako se to dogodi, to će privremeno promijeniti izgled sazviježđa Korona Borealis na nekoliko dana. U našoj galaksiji poznato je samo desetak rekurentnih novih.

Smatra se da je uzrok mnogih novih fuzija iniciran prenosom mase sa zvijezde na bijelog patuljka. Bijeli patuljak je objekt sa masom Sunca, ali komprimiran u sferoid veličine Zemlje. Neki bijeli patuljci kruže dovoljno blizu „normalne“ zvijezde da mogu povući gas iz vanjskih slojeva zvijezde. Takav gas se nakuplja na površini bijelog patuljka; ovo proizvodi veliku količinu toplote. Kada temperatura dostigne dovoljno visok nivo, gas vodonik prolazi kroz nuklearnu fuziju, što rezultira snažnom eksplozijom. Smatra se da je to razlog zašto T CrB radikalno svijetli svakih osamdeset godina; toliko je potrebno bijelom patuljku da akumulira dovoljno gasa i temperature da se podvrgne površinskoj fuziji.

 

Supernove

Najsjajniji tip kataklizmičke varijable je supernova. Ovi događaji uključuju eksploziju koja rezultira potpunim uništenjem zvijezde. Supernove su toliko energetične da su nakratko sjajne kao cijela galaksija. Iz tog razloga, čak i mali teleskop može otkriti supernove u obližnjim galaksijama. Eksploziji je potrebno nekoliko sedmica da dostigne maksimalnu svjetlinu, a zatim nestaje tokom nekoliko mjeseci.

Supernova se u našoj galaksiji u prosjeku javlja otprilike jednom u jednom vijeku. Poslednja dva su se dogodila 1572. i 1604. godine. Dakle, „kasnili smo“ za još jedan, ali se ne javljaju s nekom pravilnošću.[20] Supernove u našoj galaksiji često su dovoljno svijetle da se mogu vidjeti usred bijela dana nekoliko sedmica. Iako je vjerovatnoća da ćete vidjeti supernovu u bilo kojoj galaksiji u datoj godini prilično niska, postoji mnogo relativno obližnjih galaksija. Stoga će svako ko ima teleskop u dvorištu vjerovatno moći vidjeti supernovu u roku od nekoliko godina. Vidio sam ih nekoliko.

Postoje dvije vrste supernova označenih rimskim brojem: tip I i ​​tip II. One se opservacijsko razlikuju spektroskopskom analizom. Supernove tipa I nemaju spektralnu karakteristiku vodonika, dok supernove tipa II posjeduju hidrogenski potpis. Supernove tipa I se dalje dijele u tri podklase: tipove Ia, Ib i Ic, na osnovu spektralnog potpisa silicijuma i načina na koji blijede tokom vremena.

Astronomi vjeruju da su supernove tipa II, Ib i Ic uzrokovane kolapsom jezgra masivne zvijezde. Ideja je da se fuzija odvija u jezgru zvijezde, što rezultira proizvodnjom teških elemenata do gvožđa. Ove reakcije proizvode toliko energije da su vanjski djelovi zvijezde odnijeti u svemir. Unutrašnji djelovi i dalje spajaju elemente teže od gvožđa, ali takve reakcije apsorbuju energiju umjesto da je oslobađaju. I tako, jezgro se urušava u sebe. Ove vrste supernova se javljaju prvenstveno u diskovima spiralnih galaksija, iako rijetko u eliptičnim galaksijama. Naše trenutno razumijevanje fizike sugeriše da samo zvijezde koje su mnogo masivnije od Sunca mogu doživjeti ovu vrstu događaja.

Supernove tipa Ia su različite. Smatra se da uključuju bijelog patuljka koji kruži usko oko druge zvijezde i gravitacijski akumulira dio njenog gasa. Ali bijeli patuljak može biti masivan samo koliko iznosi otprilike 1,44 solarne mase, što se naziva granica „Čandrasekhar“.[21] Iznad ove granice, gravitacija je toliko jaka da je međusobno odbijanje elektrona nedovoljno da spriječi da se bijeli patuljak uruši u sebe. Ovaj kolaps inicira fuziju ugljenika koja oslobađa tako ogromne količine energije da se bijeli patuljak raznese.

Ove supernove tipa Ia su naučno korisne jer su standardne svijeće – sve imaju približno isti sjaj. To je zbog činjenice da sve potiču od bijelog patuljka koji je upravo premašio svoju granicu mase od 1,44 solarne mase. Stoga, kad god otkrijemo supernovu tipa Ia, možemo uporediti njen prividni sjaj sa poznatom luminoznošću i izračunati udaljenost. A budući da su supernove nakratko svijetle poput galaksije u kojoj se nalaze, mogu se otkriti na udaljenostima čak i do najudaljenijih poznatih galaksija.

 

Zaključci

Za razliku od spekulativnih ideja o evoluciji zvijezda u dugim vremenskim periodima, vrste zvjezdanih promjena ovdje opisane mogu se direktno promatrati. One su dio opservacijske nauke i stoga su provjerljive i ponovljive u sadašnjosti. Promjenljive zvijezde služe kao važni testovi naših ideja o fizici. I mnoge od njih služe kao standardne svijeće – omogućavajući nam da izračunamo udaljenost do objekta poznate svjetline.

Promjenjive zvijezde nas takođe podsjećaju na jedinstvenost našeg Sunčevog sistema. Mnoge zvijezde mijenjaju svoj sjaj za ogroman faktor tokom nekoliko godina, mjeseci ili čak sati. Ali Sunce ne. Izuzetno je stabilno. A ovo je karakteristika dizajna. Ako bi Sunce doživjelo radikalne pulsacije koje su snažno uticale na njegovu svjetlost, to bi bilo kobno za život na Zemlji. Ali Bog je stvorio Sunce neobično stabilnim kako bi moglo da obezbijedi toplotu i svjetlost planeti koju je Bog stvorio da bude nastanjena (Postanje 1:14-19; Isaija 45:18).

 

BIJELI PATULJCI I NEUTRONSKE ZVIJEZDE

Kod zvijezde, vanjski tok energije generisan nuklearnom fuzijom u jezgru uravnotežuje unutrašnju silu gravitacije. Bez takve fuzije, zvijezda bi kolabirala u vrlo mali volumen. I zaista, univerzum sadrži objekte čija je masa uporediva s masom zvijezde, ali s veličinom koja je uporediva sa Zemljom. Oni se zovu bijeli patuljci.

 

Bijeli patuljci

Astronom Fridrih Besel, otkrivač zvjezdane paralakse, bio je veoma vješt u bilježenju preciznih položaja zvijezda. Godine 1844. objavio je da sjajna zvijezda Sirijus mijenja svoju poziciju tokom vremena zbog gravitacionog uticaja nevidljive mase pratioca. Očigledno, oba objekta su kružila oko svog zajedničkog centra mase u periodu od oko pedeset godina. Međutim, pratilac je ostao neotkriven sve dok Alvin Klark nije otkrio mali, blijedi objekat pored Sirijusa 1862. Nazvan Sirijus B, ovaj objekat je teško otkriti jer se gubi u odsjaju mnogo sjajnije zvijezde (Sirijus A) u svim osim najboljim teleskopima. Mjereći kretanje oba objekta, astronomi su otkrili da Sirijus B kruži oko dva puta dalje od zajedničkog centra mase od Sirijusa A. To ukazuje da ima otprilike polovinu mase Sirijusa A, ali je ipak preko hiljadu puta slabiji! Kako je to moguće?

Godine 1915. Valter Adams je dobio spektar Sirijusa B. Podsjetimo da nam spektar omogućava da otkrijemo ne samo sastav izvora svjetlosti, već i njegovu temperaturu. Adams je otkrio da je Sirijus B bio skoro tri puta topliji od Sirijusa A. A pošto je udaljenost do Sirijusa već bila poznata iz njegove paralakse, poređenje prividnog sjaja omogućilo je astronomima da izračunaju veličinu Sirijusa B. Uprkos tome što ima masu zvijezde, Sirijus B je otprilike veličine Zemlje; to je bijeli patuljak – prvi koji je otkriven. Njegova mala veličina objašnjava njegovu slabost. Od tada su otkriveni mnogi drugi bijeli patuljci.

Budući da bijeli patuljci imaju masu zvijezde sadržanu u zapremini veličine Zemlje, njihova gustina je nečuveno visoka – oko 200.000 puta veća od Zemljine prosječne gustine. Da to stavimo u perspektivu, kada biste mogli da uzmete jednu šolju materijala od bijelog patuljka, on bi imao veću masu od aviona 747. Ova ekstremna gustoća je zbog činjenice da atomi bijelog patuljka u suštini nemaju prostora između sebe; oni su komprimovani koliko atomska materija može biti. Kao rezultat toga, površinska gravitacija na bijelom patuljku je oko 100.000 puta veća od Zemljine.

Očigledno, bijeli patuljci ne prolaze nikakvu vrstu fuzije u svom jezgru. Dakle, nema proizvodnje energije za zagrijavanje i širenje plina u veliku sferu. Tako se atomi sabijaju u mali volumen. Jedina stvar koja sprječava bijelog patuljka da se uruši u još manji volumen je pritisak degeneracije elektrona – činjenica da više elektrona u ljusci atoma ne može zauzeti isto kvantno stanje. Odnosno, ne mogu biti na istom mjestu u isto vrijeme sa istom energijom i kvantnim spinom.

Većina astronoma vjeruje da su bijeli patuljci ono što je ostalo od „normalne“ zvijezde kojoj je ponestalo vodonika i helijumskog goriva u svom jezgru i koja je kolabirala u samu sebe. Postoje dokazi da su barem neki bijeli patuljci nekada bili zvijezde. Planetarne magline (sferoidni ili bipolarni oblaci gasovitog vodonika koji se šire) često okružuju ili normalnu zvijezdu ili bijelog patuljka. Ovi oblaci koji se šire možda su nekada bili spoljni slojevi vodonika koje je centralna zvijezda od tada izbacila u svemir. Maglina Prsten, kao jedan primjer, ima bijelog patuljka u svom središtu. Može li to biti ono što je ostalo od zvijezde koja se urušila u sebe?

Naravno, mi nismo direktno posmatrali ovaj proces. Dakle, napustili smo područje nauke o opservaciji. Ipak, to je barem teoretski moguće i u skladu sa zapažanjima. Očekuje se da će rezultirajući bijeli patuljak biti nešto manje masivan od svoje zvijezde praoca jer je dio mase zvijezde odnijet u svemir. Međutim, treba uzeti u obzir i mogućnost da su neki bijeli patuljci dio originalne kreacije.

Bijeli patuljci dolaze u rasponu masa, između 0,17 i 1,33 puta veće mase Sunca. Ali većina njih ima masu od oko 0,6 solarnih masa. Postoji teoretska gornja granica za masu bijelog patuljka na oko 1,44 solarne mase. Ovo se zove Čandrasekharova granica po svom otkrivaču. Iznad te granice unutrašnja sila gravitacije premašuje vanjsku silu pritiska degeneracije elektrona, a elektroni se prisiljavaju u jezgro svojih atoma, spajajući se s protonima kako bi formirali neutrone. Rezultat je neutronska zvijezda.

 

Neutronske zvijezde

Neutronske zvijezde su prvi put predvidjeli 1934. Valter Bade i Fric Zviki. Ovi astronomi su izračunali da bi supernova (zvijezda koja eksplodira) trebala stvoriti dovoljan pritisak da zgnječi vlastito jezgro u visoko gusto stanje, premašujući Čandrasekharovu granicu. Rezultat je mali, izuzetno masivni objekt u potpunosti napravljen od neutrona. Astronomi su prvi put otkrili neutronsku zvijezdu 1967.

Dok bijeli patuljci imaju masu zvijezde sabijenu u zapreminu Zemlje, neutronska zvijezda ima masu zvijezde sabijenu u zapreminu prečnika samo nekoliko kilometara. Tipična neutronska zvijezda je oko 20 km u prečniku i ima 1,5 solarne mase. Sa gustinom od 10 17 kg/m³, jedan BB napravljen od materijala neutronske zvijezde imao bi veću masu od Svjetskog trgovačkog centra One.

Takva velika gustina je zato što su atomi uglavnom prazan prostor. Udaljenost između jezgra atoma i njegovih najdubljih elektrona je ogromna u poređenju sa veličinom jezgra. Uklonite taj prostor i rezultat je neutronska zvijezda koja se sastoji od najgušćeg oblika definisanog materijala u svemiru.

U normalnim uslovima, elektroni neće pasti u jezgro da bi pretvorili protone u neutrone jer neutroni imaju veću masu od protona i stoga bi reakcija zahtijevala energiju. Ali gravitacija neutronske zvijezde preokreće situaciju, čineći energetski povoljnim za atome vodonika i helijuma da kolabiraju u neutrone. Pod normalnim uslovima koje doživljavamo na Zemlji, neutron koji nije vezan ni za jedan proton će se raspasti na proton i elektron sa vremenom poluraspada od oko petnaest minuta. Ali u neutronskoj zvijezdi gravitacija sprječava da dođe do takve reakcije. Dakle, neutroni su stabilni. Neutronska zvijezda je u suštini jedno džinovsko atomsko jezgro s atomskim brojem nula i atomskom masom od oko 10⁵⁷.

Većina astronoma vjeruje da su neutronske zvijezde (poput bijelih patuljaka) kolabirani ostaci zvijezde. Ali budući da neutronske zvijezde imaju veću masu od bijelih patuljaka, njihova zvijezda prastara takođe mora biti masivnija. Smatra se da neutronske zvijezde nastaju kada masivna zvijezda (najmanje osam solarnih masa) eksplodira kao supernova. Vanjski slojevi zvijezde odnijeti su u svemir, formirajući ostatak supernove – veliku maglinu koja se brzo širi haotičnom strukturom. Unutrašnji djelovi su zdrobljeni u zapreminu ispod Čandrasekharove granice, formirajući neutronsku zvijezdu. I imamo dobra zapažanja koja potvrđuju da se to zaista dešava s vremena na vrijeme. Jedan primjer odnosi se na neka zapažanja od prije skoro hiljadu godina.

Godine 1054. godine, kineski astronomi snimili su supernovu u našoj galaksiji. Eksplozija je bila dovoljno jaka da je bila vidljiva čak i tokom dana tri sedmice. Supernova je ostala vidljiva na noćnom nebu dvije godine nakon početnog događaja. Danas, kada teleskope usmjerimo na položaj supernove kako su ga zabilježili drevni astronomi, vidimo šireći oblak vodoničnog gasa – ostatak supernove poznat kao Krab Nebula. A u njenom tačnom centru nalazi se neutronska zvijezda – očigledno zgnječeno jezgro zvijezde progenitor. Slike Krab Nebule razdvojene decenijama pokazuju da se ona i danas širi. Brzina širenja je u skladu s eksplozijom koja se dogodila 1054. godine.

Štaviše, kada se zvjezdano jezgro sruši ispod Čandrasekharove granice, proces pretvaranja atoma u neutrone oslobađa ogromne količine čestica zvanih neutrini koji odlijeću skoro brzinom svjetlosti. Kada je supernova 1987A eksplodirala u obližnjoj galaksiji, astronomi su otkrili neutrine iz tog događaja. To je upravo ono što bismo očekivali ako supernove dovedu do neutronskih zvijezda. Međutim, kao i kod bijelih patuljaka, opet bismo trebali razmotriti jasnu mogućnost da su neke neutronske zvijezde dio prvobitne kreacije. Uskoro ćemo ispitati neke dokaze o tome.

Kada se unutrašnji djelovi zvijezde komprimuju u neutronsku zvijezdu tokom supernove, kao rezultat toga dešava se nekoliko stvari. Očuvanje ugaonog momenta uzrokuje da se jezgro rotira mnogo brže nego što je rotirala originalna zvijezda. Ovo je isti efekat koji vidimo kod klizačice koja se okreće mnogo brže dok uvlači ruke i noge. Dakle, očekuje se da se neutronske zvijezde vrte vrlo brzo, završavajući rotaciju za nekoliko sekundi ili manje. Osim toga, magnetno polje zvijezde progenitor je isto tako koncentrisano u vrlo mali prostor, što rezultira ekstremno velikom jačinom magnetnog polja. Neutronske zvijezde imaju najjača magnetna polja od bilo čega u poznatom svemiru.

 

Pulsari

Budući da magnetsko polje zvijezde uopšteno nije tačno poravnato s njenom osom rotacije, isto će vrijediti za svaku neutronsku zvijezdu koja nastaje eksplozijom takve zvijezde. Dakle, magnetni polovi neutronske zvijezde se kolebaju dok se rotira. Emitovano zračenje se kanališe duž ovih polova u svemir. Svaki posmatrač na putanji snopa zračenja detektovao bi sjajan bljesak svaki put kada se zvijezda rotira. To je slično načinu na koji se vidi svjetionik dok svjetlosni snopovi prolaze kroz vidno polje osobe. Ovi sjajni bljeskovi su prvi put otkriveni radiom u neutronskoj zvijezdi u centru Krab Nebule 1967. Svakih 1,337 sekundi, astronomi su detektovali radio puls koji dolazi iz centra magline.

Ovaj čudni objekat je prvobitno dobio oznaku LGM-1. Oznaka je šaljivi akronim koji označava „male zelene ljude“ jer su neki astronomi u početku mislili da bi ti impulsi mogli biti radio prenosi vanzemaljske civilizacije. Uostalom, ništa slično ovom fenomenu nikada ranije nije otkriveno. Ali kada su otkriveni drugi objekti, svaki sa svojim jedinstvenim periodom pulsiranja, astronomi su shvatili da je ovo prirodna pojava, a ne vještačka. Do 1968. ovi objekti su nazvani „pulsari“ – kontrakcija od „pulsirajući radio izvor“.

Dakle, pulsar je neutronska zvijezda za koju se naš solarni sistem nalazi na putu jednog od magnetnih polova dok se objekt rotira. Ako Zemlja nije na putu snopa zračenja, ne detektujemo pulsar. Dakle, svi pulsari su neutronske zvijezde, ali nisu sve neutronske zvijezde pulsari – barem sa naše tačke gledišta na Zemlji. Kad bismo nekako mogli putovati u duboki svemir, vjerovatno bi svaka neutronska zvijezda bila pulsar posmatran s neke određene lokacije. Pulsari obično imaju period od jedne sekunde, ali neki su stotine puta brži. Potonji se nazivaju milisekundni pulsari i imaju periode kraće od deset milisekundi. Mnogi astronomi vjeruju da su milisekundni pulsari ubrzani od „normalnih“ pulsara kako se materijal nakupljao na njihovoj površini.

 

Problemi Pulsar planeta

Prve planete otkrivene izvan našeg Sunčevog sistema kruže oko pulsara. Milisekundni pulsar PSR B1257+12 ima tri planete u orbiti. One su otkrivene 1992. praćenjem preciznog vremena impulsa otkrivenih sa Zemlje. Gravitacija ove tri planete izaziva kolebanje pulsara dok kruže, što utiče na tajming impulsa. Na osnovu nepravilnosti u njegovim pulsacijama, astronomi su mogli zaključiti masu i orbitalni period za svaku od tri planete.

Otkriće je zanimljivo iz više razloga. Prvo, sekularni astronomi nisu očekivali da će pronaći planete koje kruže oko pulsara. Sekularni scenariji formiranja predviđali su da bi se planete trebale formirati oko zvijezda sličnih Suncu, sa masama i udaljenostima sličnim planetama u našem Sunčevom sistemu. Shodno tome, bilo je jednako neugodno da je prva planeta koja je otkrivena kako kruži oko normalne zvijezde takođe bila u suprotnosti sa sekularnim očekivanjima; 1995. otkrivena je vruća planeta mase Jupitera sa orbitalnim periodom od samo 4,2 dana kako kruži oko zvijezde 51 Pegazi. Takva otkrića ne samo da pokazuju moć nauke već i slabost priča o sekularnom porijeklu.

Drugo, ovo je utrlo put za dalja istraživanja ekstrasolarnih planeta. Iako normalne zvijezde ne emituju tako precizne radio impulse kao pulsari, slična metoda se može koristiti na njima za otkrivanje planeta u orbiti. Mjerenjem Doplerovog pomaka u spektru zvijezde, mogu se otkriti blage gravitacijske perturbacije bilo koje planete u orbiti. Tako je otkrivena planeta koja kruži oko 51 Pegaza.

Razlog zašto sekularni astronomi nisu očekivali da će pronaći planete koje kruže oko pulsara je taj što su takve planete trebale biti izbačene kada je zvijezda progenitor eksplodirala. Tokom supernove, više od polovine mase zvijezde je izbačeno u svemir. Dakle, sve planete koje kruže oko zvijezde sada bi putovale brže od izlazne brzine smanjene centralne mase. Sekularni astronomi stoga pretpostavljaju da su sve planete pulsara morale biti formirane ili uhvaćene negdje nakon supernove. Ali uslovi oko pulsara nisu pogodni za formiranje planeta čak ni prema sekularnim pretpostavkama. Možda su PSR B1257+12 i njegove planete bili dio originalne kreacije.

Neutronske zvijezde se sastoje od najgušćeg poznatog materijala. Ali, poput bijelih patuljaka, postoji granica mase preko koje neutronska zvijezda ne može izbjeći daljnji kolaps.

 

CRNE RUPE

Šta se dešava kada se masa zvijezda komprimuje u još manji volumen?

 

Bijeli patuljci i neutronske zvijezde

Kod bijelog patuljka atomi su komprimirani koliko god mogu. Dakle, masa zvijezde je sabijena u zapreminu veličine Zemlje zbog moćne sile gravitacije. Samo uzajamno odbijanje omotača atomskih elektrona sprječava daljnji kolaps. Ali, ako bijeli patuljak premašuje otprilike 1,44 solarne mase (Čandrasekharova granica), elektroni se potiskuju u atomsko jezgro, poništavajući pozitivni naboj protona i formirajući neutronsku zvijezdu otprilike veličine malog grada. Kao fermioni, neutroni ne mogu zauzeti isto kvantno stanje (položaj i energija), pa su spriječeni da se dalje kolabiraju.

Međutim, gravitacija nije kao druge fundamentalne sile (kao što je elektromagnetizam). Umjesto da vuče predmete kroz prostor, gravitacija savija sam prostor. Možete zamisliti prostor kao rijeku. Čamci na rijeci će se kretati nizvodno čak i kada im je motor isključen jer se rijeka kreće, a čamci miruju u odnosu na vodu koja se kreće. Slično, gravitacija uzrokuje da sam prostor pada prema unutra, a čestice u tom prostoru se jednostavno povlače. U neutronskoj zvijezdi, vanjski pritisak od neutrona bliže jezgru pritiska prema van na ulazni prostor, sprječavajući neutronsku zvijezdu od daljeg kolapsa. Ali šta bi se dogodilo da je gravitacija toliko jaka da „brzina“ prostora dosegne brzinu svjetlosti? Budući da se nijedan materijal ne može kretati kroz svemir brže od brzine svjetlosti, ne postoji sila koja bi spriječila neutrone da se neprestano kolabiraju u jednu tačku bez veličine u svom središtu: singularitet.

 

Riječni model crnih rupa

Za datu masu, radijus u kojem prostor pada prema unutra brzinom svjetlosti naziva se Švarcšildov radijus. Svaka masa koja je u potpunosti unutar svog Švarcšildovog radijusa mora se srušiti u singularitet. To je zato što prostor pada prema unutra brže od brzine svjetlosti, i bila bi potrebna beskonačna količina energije da se masa ubrza do brzine svjetlosti kako bi se spriječio kolaps.[22] U praksi, to znači da neutronske zvijezde imaju gornju granicu mase od približno tri solarne mase. Osim toga, moraju se srušiti u singularitet.

Nadalje, svaki objekt koji se približi singularnosti od Švarcšildovog radijusa takođe mora pasti u singularitet i dodati njegovu masu. Zamislite da je singularnost okružena nevidljivom sferom poluprečnika Švarcšildovog radijusa. Ova sfera bez povratka naziva se horizont događaja. Sve što dodirne sferu mora biti usisano i dodano masi singularnosti. Dakle, ova sfera djeluje pomalo kao rupa u prostoru u koju objekti mogu pasti da se nikada ne vrate. A pošto čak ni svjetlost ne može pobjeći iz ovog područja, rupa će nužno biti crna. Dakle, ovo je crna rupa.

Začudo, sva masa crne rupe, koja bi bila nekoliko puta veća od mase Sunca, nalazi se u njenom tačnom centru – u singularnosti. Ali ova singularnost je okružena horizontom događaja, apstraktnom sferom koja predstavlja minimalnu udaljenost koju objekt može proći, a da ne bude nužno uvučen u singularitet. Na horizontu događaja nema ničeg fizičkog – on jednostavno predstavlja prag crne rupe.

 

Kako otkriti crnu rupu

Ideja o crnim rupama prethodila je Ajnštajnu. Godine 1783. britanski naučnik Džon Mičel prvi je predložio ideju o tamnoj zvijezdi – zvijezdi čija je gravitacija toliko jaka da čak i sama svjetlost mora pasti natrag na zvijezdu, čineći zvijezdu nevidljivom. Ali ako su nevidljivi, kako bi se takav objekat ikada mogao otkriti? Nadalje, fizika neophodna za opisivanje rada takvog objekta neće biti otkrivena sve do Ajnštajnove opšte teorije relativnosti 1915. Ipak, Mičel je predložio pametan način da se detektuje nevidljivi objekat zvjezdane mase.

Mnoge zvijezde su dio binarnog sistema u kojem dvije ili više zvijezda kruže oko njihovog zajedničkog centra mase. Ako je jedna od masa crna rupa, tada bi se činilo da zvijezda kruži oko ničega. Mjerenjem orbitalnog kretanja vidljive zvijezde možemo odrediti masu njenog nevidljivog pratioca. Astronomi su ovom metodom otkrili crnu rupu 1972. godine. Mjereći njen Doplerov pomak, astronomi su otkrili da plava supergigantska zvijezda HDE 226868 kruži oko nevidljivog pratioca svakih 5,6 dana. Iz ovoga možemo izračunati masu nevidljivog objekta na 21 solarnu masu. Ovo je previše masivno da bi bilo bijeli patuljak ili neutronska zvijezda – oba emituju vidljivu svjetlost. Kao takav, objekat mora biti crna rupa. Veličina ove crne rupe (prečnik njenog horizonta događaja) je samo 124 km.

Ova crna rupa i njena zvijezda pratilja kruže tako blizu jedna drugoj (0,2 AJ) da crna rupa očigledno povlači gas sa površine zvijezde. Ovaj gas spiralno se vrti oko crne rupe formirajući akrecijski disk koji se postepeno uvija u horizont događaja. Ovaj proces zagrijava unutrašnji disk na temperaturu od miliona stepeni. Ovo proizvodi moćne rendgenske zrake koje su otkrivene na Zemlji. U stvari, upravo je rendgenska emisija privukla pažnju astronoma na ovaj sistem 1965. Fenomen se zove Labud X-1 jer je to bio prvi takav izvor rendgenskih zraka otkriven u sazviježđu Labud. Međutim, tek 1972. godine otkriveno je da sistem sadrži crnu rupu.

 

Savijanje svjetlosti

Iako se same crne rupe ne mogu vidjeti jer apsorbuju svu svjetlost koja siječe horizont događaja, one utiču na izgled svemira iza njega. Dakle, ako ste bili relativno blizu crne rupe, mogli biste reći da je tu. Prvo, postojala bi kružna crna mrlja koja bi očigledno bila bez ikakvih zvijezda ili galaksija. A oko ovog mjesta zvijezde i pozadinske galaksije bi izgledale iskrivljene u lukovima oko diska. To je zato što intenzivno gravitaciono polje crne rupe savija putanje bilo koje obližnje svjetlosne zrake. U stvari, svaki objekat sa gravitacijom savija put svjetlosti. Ali za većinu objekata savijanje je tako malo da se gotovo ne može otkriti.[23]

S druge strane, svjetlost koja prolazi blizu horizonta događaja crne rupe je jako savijena. Dakle, crne rupe djeluju kao čudna lupa, posvjetljuju i iskrivljuju izgled objekata u pozadini. U nekim slučajevima, svjetlost je savijena tako snažno da se u potpunosti okreće oko crne rupe. Ovaj efekat može stvoriti više slika pozadinskih objekata na različitim udaljenostima od horizonta događaja. U stvari, ako kružite dovoljno blizu crne rupe, pomoću teleskopa biste mogli vidjeti više slika vlastitog broda. Na udaljenosti od 1,5 Švarcšildovih radijusa, svjetlost može da zapravo orbitira oko crne rupe.

Nadalje, određeni broj crnih rupa kruži tako blizu zvijezde pratioca da formiraju akrecijski disk kao u sistemu Cygnus X-1. Stoga bi se crna rupa mogla identifikovati po užarenom prstenu materijala koji okružuje crni disk. Važno je napomenuti da (još) nismo direktno snimili akrecijski disk oko crne rupe zvjezdane mase kao što je Cygnus X-1 jer su premali za postojeću tehnologiju. Međutim, u nastavku ćemo vidjeti da su supermasivni diskovi nakupljanja crnih rupa sada direktno snimljeni na radiju.

 

Supermasivne crne rupe

Mnoge crne rupe u našoj galaksiji imaju masu nekoliko puta veću od mase Sunca. One se nazivaju crne rupe zvjezdane mase. Neke od njih su se možda formirale tokom supernove kada preostalo jezgro premašuje tri solarne mase.

Međutim, naša galaksija takođe sadrži jednu izuzetno masivnu crnu rupu u svom centru. Nazvana Strijelac A* („Zvijezda Strijelac A“), ima masu od otprilike 4,3 miliona sunaca. Ova crna rupa je okružena akrecijskim diskom koji emituje snažno radio zračenje i sada je direktno snimljena nizom radio teleskopa. Astronomi su pratili orbitalna kretanja zvijezda vrlo blizu jezgra naše galaksije – kako kruže oko ove crne rupe – i na osnovu toga su odredili njenu masu.

I naša galaksija nije sama. Astronomi sada vjeruju da gotovo svaka galaksija u našem svemiru ima supermasivnu crnu rupu u svom centru. Neke su čak i masivnije od naših. Galaksija M87 ima džinovsku crnu rupu u svom jezgru sa masom od 6,5 milijardi sunaca. I ona ima akrecijski disk i bila je prva crna rupa koja je direktno snimljena pomoću niza radio-teleskopa.

Mnoge supermasivne crne rupe proizvode mlazove materijala iz svog akrecionog diska. Ovi mlazovi su okomiti na disk, a materijal unutar njih se ubrzava skoro do brzine svjetlosti. Crna rupa u M87 ima takav mlaz. Važno je napomenuti da materijal u mlazovima ne dolazi iz same crne rupe. Umjesto toga, izbacuje se iz akrecionog diska izvan horizonta događaja.

Supermasivne crne rupe djeluju kao gravitacijska sidra za zvijezde u jezgru galaksije. Takve crne rupe su najvjerovatnije dio originalne kreacije i nemaju prethodnika. One djeluju kao važne potvrde teorija fizike kao što je opšta teorija relativnosti.

 

Rast crne rupe i posledice

Sve što uđe u horizont događaja crne rupe mora pasti u singularnost i povećati njenu masu. A budući da je radijus horizonta događaja – Švarcšildov radijus – proporcionalan masi singularnosti, on se širi kad god nešto upadne unutra. Dakle, crne rupe rastu u veličini kako troše materijal koji prelazi horizont događaja.

Postoji nešto zabrinjavajuće u tome što je horizont događaja tačka bez povratka. Holivud često prikazuje crne rupe kao nevidljive grabežljivce koji privlače i gutaju sve što im se nađe na putu. Međutim, vidjeli smo da crne rupe nisu baš nevidljive. One su crne, blokiraju svako svjetlo direktno iza svog diska i iskrivljuju izgled svjetla koje prolazi blizu horizonta događaja. Dakle, lako biste mogli reći da li ste blizu crne rupe.

Nadalje, crne rupe ne mogu usisati baš ništa iz istog razloga iz kojeg Sunce ne usisava sve planete. Sunce gravitaciono vuče planete; ali planete imaju tangencijalno kretanje koje ih sprječava da se opasno približe Suncu. One kruže – „padaju oko“ Sunca, a ne padaju u njega. Isto tako, objekti koji su dovoljno udaljeni od crne rupe bi bili odbijeni njenom gravitacijom, ali ne bi bili uvučeni unutra. U stvari, kada bismo mogli da komprimujemo sunce u crnu rupu jednake mase, planete bi nastavile da kruže kao i obično. Samo objekti koji se nalaze unutar oko tri Švarcšildova radijusa od crne rupe su u opasnosti da budu uvučeni u njen horizont događaja.[24] Švarcšildov radijus Sunca je samo 4,5 km. Dakle, planete ne bi bile u opasnosti jer kruže milione puta dalje.

Crne rupe su svakako fascinantne. One potvrđuju da je opšta teorija relativnosti dobra aproksimacija načina na koji Bog podržava svoju tvorevinu u smislu gravitacije. Brojne crne rupe zvjezdane mase su možda ostaci zvijezde koja je doživjela supernovu. A supermasivne crne rupe su očigledno dio prvobitne kreacije, djelujući kao gravitacijska sidra za zvijezde u jezgru galaksije.

 

ZVJEZDANA JATA I POPULACIJE

Zvijezde često postoje kao binarni parovi – dvije ili više zvijezda koje kruže oko njihovog zajedničkog centra mase. Međutim, čak i veći broj zvijezda može postojati u neposrednoj blizini jedne druge – zvjezdano jato – koje se može sastojati od stotina do stotina hiljada zvijezda. Pojedinačne zvijezde, binarne zvijezde i zvjezdana jata postoje kao dio mnogo veće strukture – galaksije – koja može sadržavati milione do trilione zvijezda. Nadalje, sastav zvijezda neznatno varira na način koji ovisi o tome gdje se nalaze.

 

Binarne zvijezde

Većina zvijezda postoji kao dio binarnog para. U tom smislu, naše sunce je pomalo neobično po tome što nije. Ali naš najbliži susjed, Alfa Kentauri, je sistem sa više zvijezda. Na udaljenosti od 4,3 svjetlosne godine, Alfa Kentauri je treća najsjajnija zvijezda na našem noćnom nebu, ali se može vidjeti samo sa geografskih širina južno od 30 stepeni sjeverno. Najsjajnije dvije zvijezde, Alfa Kentauri A i B, kruže blizu jedna drugoj i pojavljuju se kao jedna zvijezda golim okom (i stoga dijele ime „Alfa Kentauri“), ali se pojavljuju kao odvojene zvijezde u malom teleskopu. One kruže jedna oko druge u periodu od 79 godina na udaljenosti koja varira između 11,2 AJ i 35,6 AJ. To je otprilike udaljenost od Sunca do Saturna, odnosno do Neptuna. Sjajnija zvijezda, Alfa Kentauri A, je zvijezda tipa G koja je oko 10% masivnija od Sunca i 50% svjetlija. Alfa Kentauri B je klasa K, nešto je manja i hladnija sa 0,9 puta većom masom i upola manjom svjetlošću od sunca.

Treća zvijezda ovog sistema, Alfa Kentauri C, kruži mnogo dalje na 13.000 AJ, ili 0,21 svjetlosnu godinu. To je crveni patuljak klase M i previše je slab da bi se mogao vidjeti golim okom. Ali dobro je odvojen od druga dva na našem noćnom nebu i stoga mu se često daje posebno ime: Proksima Kentauri. Trenutno je najbliža zvijezda Suncu.

Neki sistemi sa više zvijezda su mnogo komplikovaniji. Zamislite Kastora, sjajnu zvijezdu u sazviježđu Blizanaca. Iako se Kastor prostim okom pojavljuje kao jedna sjajna zvijezda, zapravo se sastoji od šest pojedinačnih zvijezda. Teleskopi otkrivaju tri vizuelne zvijezde, od kojih dvije kruže jedna oko druge, dok treća kruži oko njihovog zajedničkog centra mase. Međutim, svaka od ovih vizualnih komponenti sastoji se od dvije zvijezde u vrlo uskoj orbiti. Bilo bi fascinantno gledati kako svih šest zvijezda izvode svoj nebeski ples tokom vremena.

 

Zvjezdana jata

Zvijezde se ponekad nalaze u grupama koje se nazivaju klasteri. Postoje dvije vrste zvjezdanih jata: otvorena jata i kuglasta jata. Otvorena jata se sastoje od nekoliko stotina do nekoliko hiljada zvijezda i imaju nasumični oblik. Na našem zimskom večernjem nebu (ili ljetnjem jutarnjem nebu) dva otvorena jata su lako vidljiva golim okom.[25] To su Plejade i Hijade. Plejade izgledaju kao mali „mali medvjed“ i ne treba ih brkati sa sazviježđem Mali medvjed (Mali medvjed). Prostim okom šest ili sedam zvijezda vidljivo je vrlo blizu jedna drugoj. To su zvijezde tipa B i izgledaju plave boje. Dvogled otkriva još više zvijezda, a skroman teleskop otkriva stotine zvijezda.

Grupa Hijada izgleda blizu Plejada, ali je veća i raširenija. Pronaći ćete je tako što ćete locirati jarko crvenu zvijezdu Aldebaran. Aldebaran zapravo nije dio klastera, ali je direktno ispred njega iz naše perspektive na Zemlji. Zvijezda koja se nalazi direktno ispred jata, ali mu ne pripada naziva se interloper. Zamislite Aldebaran kao „foto-bombardovanje“ zvjezdanog jata Hijade.

Mnoga druga otvorena jata su vidljiva u dvogledu, kao što je jata košnica na našem zimskom večernjem nebu ili jata Ptolomeja i leptira na našem ljetnjem večernjem nebu. Dato otvoreno jato može ili ne mora biti gravitaciono vezan. Drugim riječima, prema Gospodnjeg planu, ove zvijezde će ili ostati zajedno u orbiti oko njihovog zajedničkog centra mase (vezane) ili će se raspršiti u svemir (nevezane).

Kuglasti skupovi su još spektakularniji. Sastoje se od stotina hiljada zvijezda i uvijek imaju sferni oblik s povećanjem gustine zvijezda u blizini jezgra. Najbliža globularna jata postoje na mnogo većim udaljenostima od najbližih otvorenih jata i nije ih lako vidjeti golim okom. Dvogled će otkriti globularno jato kao sićušnu rasplinutu kuglicu, ali pojedinačne zvijezde neće biti vidljive. Potreban je teleskop sa ogledalom od šest inča ili većeg prečnika da počne da rješava pojedinačne zvijezde u najbližim globularnim jatama. Teleskop od osam ili deset inča radi još bolje. Ovi teleskopi će otkriti stotine hiljada zvijezda u kompaktnom, sfernom području. Iako može izgledati veoma pretrpano, kuglasta jata su često u prosjeku u prečniku oko pedeset svjetlosnih godina. Kuglasta jata su gravitaciono vezana – njihove zvijezde kruže oko zajedničkog centra mase.

Gotovo sva kuglasta jata nalaze se na ljetnjem večernjem nebu, a vrlo malo ih je vidljivo zimi. To je zato što sama kuglasta jata kruže oko jezgra naše galaksije. Na ljetnjem večernjem nebu gledamo prema centru naše galaksije i tako vidimo većinu kuglastih jata. Na zimskom večernjem nebu gledamo u suprotnom smjeru, a vrlo malo kuglastih jata kruži dalje od jezgra od nas. Ovo je bio jedan od prvih dokaza koji je naveo astronome da shvate da naš Sunčev sistem nije u centru naše galaksije.

 

Galaksije

Najveća organizirana zbirka zvijezda je galaksija. Galaksije dolaze u različitim veličinama, u rasponu od najmanje milion zvijezda do nekoliko triliona zvijezda. Smatra se da galaksija u kojoj živimo, Mliječni put, ima najmanje 100 milijardi zvijezda. Galaksije dolaze prvenstveno u dva oblika: eliptični ili spiralni.

Eliptične galaksije imaju oblik ispruženog elipsoida (slično američkom fudbalu, ali sa zaobljenim vrhovima). Različite eliptične galaksije će se razlikovati u smislu ekscentriciteta („zgnječenosti“) njihove elipse i dodijeljen im je broj između 0 i 7 iza „E“ za „eliptičnu“. Neki su skoro okrugli i izgledaju sferno: E0. Drugi mogu biti prilično izduženi E7. Ovaj broj odražava prividni ekscentricitet kao što se vidi na Zemljinom nebu, koji može ali i ne mora odražavati pravi ekscentricitet galaksije.

Najmanje galaksije su uglavnom eliptičnog oblika i nazivaju se patuljastim eliptičnim. Patuljasti eliptici su često sateliti većih galaksija. Oni kruže oko većih galaksija, ili bi da imaju dovoljno vremena za to. Međutim, najveće galaksije u svemiru često su takođe eliptične i nazivaju se džinovskim eliptičnim. M87, masivna galaksija u srcu jata Djevice, je džinovska eliptična s više od triliona zvijezda. Eliptične galaksije obično imaju manje visokotemperaturnih plavih zvijezda nego spiralne galaksije i stoga mogu izgledati crvenije.

Spiralne galaksije su uglavnom velike i uvijek imaju oblik diska sa centralnim ispupčenjem. Njihov disk je organiziran u spiralne krakove s većinom zvijezda u krakovima i manje između njih. Spiralni krakovi imaju veći udio vrućih, plavih zvijezda od središnjeg ispupčenja i stoga na slikama izgledaju plavije. Spiralni krakovi uopšteno imaju jedan od tri oblika. Oni mogu formirati dva različita primarna kraka koji se omotavaju jedan oko drugog u dvostrukoj spirali; one se nazivaju spirale velikog dizajna. Mogu formirati krakove koji se razdvajaju u druge krakove; one se zovu višekrake spirale. Smatra se da je galaksija u kojoj živimo višekraka spirala. Konačno, neke spiralne galaksije imaju male komadiće spiralnih lukova bez različitih, neprekidnih krakova; oni se nazivaju flokulenti.

U mnogim spiralnim galaksijama, krakovi formiraju segment prave linije blizu jezgra. One se nazivaju spirale sa prugama. Oni su prilično česti i vjerovatno brojčano nadmašuju spirale bez pruga. Neki astronomi vjeruju da naša galaksija ima takvu prečku blizu jezgra. Spiralne galaksije obično imaju veću gustinu prašine i gasa od eliptičnih galaksija.

Spiralne galaksije su klasifikovane prema tome koliko su im spiralni krakovi čvrsto omotani i koliko je veliko njihovo centralno ispupčenje u odnosu na disk. Ova dva efekta su u korelaciji: galaksije sa široko otvorenim spiralnim krakovima imaju tendenciju da imaju malo ispupčenje, i obrnuto. Spiralne galaksije sa najvećim ispupčenjem i najužem krakovima su klase Sa. Srednje izbočene galaksije su Sb. A te galaksije sa najmanjim jezgrom i najširim krakovima su Sc. Ponekad se slova kombinuju za srednje razrede, kao što su Sab ili Sbc. Ako je galaksija zatvorena, veliko „B“ slijedi odmah iza „S“. Naša galaksija je ipak Sb, Sbc ili SBbc.

Postoje dvije rjeđe vrste galaksija koje se ne uklapaju uredno u gore navedene klase. Lentikularne galaksije imaju mali disk i ogromnu izbočinu. Ali njihov disk je ujednačen bez dokaza spiralne strukture. Lentikularne galaksije su ili poput eliptičkih, ali sa malim diskom ili kao spiralne galaksije, ali bez spiralne strukture. Daju im se klasifikacija S0.

Konačno, imamo nepravilne galaksije. Oni imaju tendenciju da imaju nasumičan oblik. Nemaju centralno ispupčenje niti neku određenu spiralnu strukturu. Daju im se oznaka Irr.

U vedro veče u kasno ljeto, možete vidjeti da je naša galaksija spiralna ili barem u obliku diska. Daleko od gradskih svjetala, možete vidjeti slabu oblačnu traku koja seže od sjeveroistoka do jugozapada. Teleskop će otkriti da je ovaj Mliječni put zapravo kombinovana svjetlost milijardi udaljenih zvijezda. Naša galaksija izgleda kao debeli pojas jer je u obliku diska, a mi smo unutar diska. Tamne mrlje na kojima se čini da zvijezde nedostaju su zapravo oblaci prašine i gasa koji zaklanjaju svjetlost zvijezda iza sebe.

 

Zvjezdane populacije

Iz spektroskopije znamo da su zvijezde prvenstveno napravljene od gasa vodonika i helijuma – dva najlakša elementa. Ali količine težih elemenata u tragovima takođe se nalaze u zvijezdama. Astronomi elemente teže od helijuma nazivaju metalima (bez obzira da li su oni zaista metal u hemijskom smislu tog pojma). Sve zvijezde imaju metale u tragovima u svojim spektrima.

Astronomi su otkrili da zvijezde dolaze u dvije prilično različite populacije na osnovu njihovog udijela metala (koji se naziva metalnost). Zvijezde poput Sunca imaju relativno visok udio metala. Spektroskopija pokazuje da na površini Sunca oko 1% sunčeve mase dolazi od metala – elemenata težih od helijuma. To možda ne izgleda mnogo, ali je relativno visoko za zvijezdu. Zvijezde poput Sunca koje imaju visoku metaličnost nazivaju se zvijezdama populacije I („populacija jedan“) – skraćeno pop I. One dobijaju rimski broj I jer su bile prva otkrivena populacija zbog činjenice da naša planeta kruži u orbiti oko takve zvijezde.

Zvijezde iz Populacije II imaju mnogo nižu metalnost, oko 10% od zvijezda poput Sunca. Dakle, zvijezde populacije I su bogate metalom, a zvijezde populacije II su siromašne metalom. Postoji niz metalnosti unutar svake populacije, ali većina zvijezda se prilično prirodno uklapa u jednu od ove dvije grupe.

Zvjezdane populacije su donekle organizovane prema lokaciji. Većina zvijezda na disku spiralne galaksije je populacija I. To uključuje Sunce i sve njegove susjede. Otvorena zvjezdana jata sadrže uglavnom zvijezde populacije I. Međutim, središnja izbočina spiralne galaksije sadrži uglavnom zvijezde populacije II. Takođe, kuglasta jata sadrže gotovo isključivo zvijezde populacije II. A eliptične galaksije sadrže uglavnom zvijezde populacije II.

 

Populacije i zvjezdana evolucija

Sekularni astronomi su pretpostavili da razlog za dvije zvjezdane populacije ima veze sa evolucijom zvijezda – kako se kaže da se zvijezde mijenjaju tokom miliona godina. Iako ne vjerujem da takva pretpostavka ima zasluge, vrijedno je razgovarati o ideji i dokazima koji je osporavaju. Sekularni astronomi vjeruju da su dvije populacije posledica različitih generacija zvijezda. Smatraju da su zvijezde populacije II starija generacija, a zvijezde populacije I mlađa generacija. Ovo je zasnovano na ideji velikog praska.

Prema najprihvaćenijoj priči o sekularnom porijeklu, veliki prasak bi trebao proizvesti samo tri najlakša elementa: vodonik, helijum i izvjesne količine litijuma u tragovima. Uslovi (gustina i temperatura) nisu odgovarajući za proizvodnju bilo kojih drugih elemenata. Ipak, nalazimo teže elemente u svemiru. Dakle, sekularni astronomi vjeruju da su one nastale nuklearnom fuzijom u najmasivnijim zvijezdama. Kada ove zvijezde eksplodiraju u supernovi, teži elementi se formiraju u jezgru i zatim se puštaju u svemir, kontaminirajući gas vodonika i helijuma u tragovima metala. Sledeća generacija zvijezda bi se formirala iz takvog gasa, pri čemu bi imala malu količinu metalnosti. Ovo su pop II zvijezde. Zatim, kada najteže pop II zvijezde eksplodiraju, proizvode još više teških elemenata i dodatno obogaćuju okolni gas metalima. Treća generacija zvijezda bi tada imala najviše metala. To bi bile pop I zvijezde.

Dakle, sekularisti vjeruju da je Sunce u suštini zvijezda treće generacije, dok su zvijezde populacije II druga generacija. U takvom scenariju možemo očekivati ​​da će pop II zvijezde generalno biti starije od pop I zvijezda. Ali to ne bi uvijek moralo biti slučaj iz istog razloga zbog kojeg stric, u nekim okolnostima, može biti mlađi od vlastitog nećaka. Generacija nije uvijek jednaka godinama.

Međutim, zašto bi u takvom scenariju bile samo dvije populacije, nije mi jasno. Treba li vjerovati da postoje samo dvije generacije zvijezda? Na osnovu njihovog sjaja i raspoloživog goriva, najtoplije plave zvezde imaju maksimalan životni vijek od nekoliko miliona godina. Ako je svemir zaista bio star 13,8 milijardi godina, zašto onda nisu postojale stotine generacija najtoplijih, najbrže gorećih zvijezda? Zašto samo dvije?

Još važnije, gdje je prva generacija zvijezda? Ako Veliki prasak može proizvesti samo vodonik, helijum i litijum, tada bi se prve zvijezde sastojale samo od ta tri elementa. One bi se zvale zvijezde populacije III i očekivalo se da će se naći u najudaljenijim galaksijama.[26] Najhladnije, crvene zvijezde imaju dovoljno goriva za živote koji su daleko veći od sekularne starosti univerzuma. Stoga bi mnoge zvijezde populacije III trebale postojati i danas. Pa gdje su one? Činjenica da je svemirski teleskop Džejms Veb pronašao metale u najudaljenijim galaksijama bila je šokantna za sekularnu zajednicu. Ali to je ono što su astronomi predviđali.

Dakle, izgleda da zvjezdane populacije imaju mnogo više veze sa strukturom nego s generacijom ili godinama. Biblijski gledano, mislio bih da sve zvijezde imaju otprilike iste godine budući da su stvorene istog dana u sedmici stvaranja.[27] Ipak, Bog ih je organizovao hemijom na različite lokacije (zvjezdana jata, spiralni krakovi, itd.) iz svojih suverenih razloga. Naša radost je otkriti šta je Gospod stvorio i, u nekim slučajevima, razumjeti razlog.

Džejson Lajl, doktor astrofizike

 

_________________________

[1] Sa izuzetkom planeta. Pet svjetlih tačaka svjetlosti koje vidimo na noćnom nebu su planete koje su svijetle jer samo reflektuju sunčevu svjetlost kao i Zemlja.

[2] U prosjeku.

[3] Zaista je nevjerovatno da naše oči imaju tako zapanjujući raspon detekcije svjetline. Možemo vidjeti Sunce danju, a noću naše iste oči mogu vidjeti zvijezde koje su 12,5 triliona puta slabije od sunca!

[4] Ovo zanemaruje komplikacije kao što je intragalaktičko izumiranje. Intervencijski materijal može uzrokovati da zvijezda izgleda malo bleđe nego da je prostor između zvijezda potpuno prazan. Ovaj efekat je obično mali, ali može biti važan u određenim okolnostima.

[5] Zapravo, ove linije nisu potpuno crne. Ali one su mnogo tamnije od boja koje ih okružuju i često izgledaju crne u poređenju.

[6] Ove linije je ranije vidio Vilijam Hajd Volaston koristeći manje razvijen instrument.

[7] Prizemni spektri takođe pate od telurske kontaminacije. Ovo je dodavanje apsorpcionih linija dok sunčeva svjetlost prolazi kroz Zemljinu atmosferu; elementi kao što je kiseonik otisak na spektru. One se mogu razlikovati od solarnih ili zvjezdanih apsorpcionih linija jer (1) se pojavljuju u svim spektrima i (2) na njih ne utiče Doplerov pomak izvora.

[8] Zapravo je prilično teško proizvesti savršeni kontinualni spektar. Tamne boje imaju tendenciju da daju najbolju aproksimaciju – otuda i termin „crno tijelo“.

[9] Da su vanjski slojevi sunca topliji od unutrašnjih slojeva, Fraunhoferove linije bi bile svijetle, a ne tamne. To jest, vidjeli bismo emisioni spektar nametnut kontinualnom spektru.

[10] Na isti način, osoba se može identifikovati po otiscima prstiju čak i ako ne znamo mehanizam koji uzrokuje dizajn otisaka prstiju osobe.

[11] Spektroskopija otkriva samo sastav supstance koja je proizvela svjetlost – u ovom slučaju sunčevu površinu (fotosferu). Međutim, vodonik i helijum su gasovi i lako se mešaju za spoljne slojeve sunca. Nadalje, gustina Sunca se može izračunati mjerenjem njegove mase (izvedene iz orbitalnog perioda planeta) i zapremine. Gustina je u skladu sa kompozicijom unutrašnjosti koja je otprilike ista kao i površina.

[12] Da budemo precizni, dva objekta kruže oko svog zajedničkog centra mase.

[13] Sa svim uključenim detaljima, jednačina za sjaj zvijezde izgleda ovako: L = 4πσr² T⁴, gdje je σ (poznata) Stefan-Bolcmanova konstanta koja ima vrijednost od 5,67 × 10^-8 W m^-2 K^-1. U ovoj jednačini postoje tri varijable: L, r i T. Dakle, ako znamo bilo koje dvije varijable, možemo riješiti za treću. Ako je udaljenost zvijezde poznata, tada se može izračunati njezin sjaj. A temperaturu bilo koje zvijezde je lako odrediti iz njenog spektra. Dakle, možemo izračunati veličinu (prečnik) bilo koje zvijezde poznate udaljenosti.

[14] Ovo je primjer pristranosti selekcije.

[15] Mnogi astronomi bi ukazali na tačke isključivanja klastera kao dokaz u korist standardnog modela evolucije zvijezda. To jest, neka zvjezdana jata imaju manjak zvijezda glavnog niza ranog tipa, ali obilje džinova. Budući da zvijezde ranog tipa brže troše gorivo od zvijezda kasnog tipa, one bi zaista prije napustile glavnu sekvencu. Stoga sekularni astronomi koriste ovo kao alat za procjenu starosti klastera. Međutim, čak i jata za koja se pretpostavlja da su vrlo stara često sadrže pregršt plavih zvijezda glavnog niza poznatih kao „plavi zalutali“, što je u suprotnosti s predviđanjima modela. Sekularni astronomi pretpostavljaju da su takvi zaostali nastali spajanjem zvijezda i stoga su nedavno, ali ne postoji način da se to testira.

[16] Podsjetimo da se prividna magnituda odnosi na sjaj zvijezde kako se pojavljuje na našem nebu na Zemlji. Sistem je zaostao u smislu da sjajnije zvijezde imaju manju magnitudu. Najslabije zvijezde vidljive golim okom imaju prividnu magnitudu od oko 6, dok su najsjajnije zvijezde oko 0 ili čak malo negativne.

[17] Ovo je primarno pomračenje. Sekundarna eklipsa nije uočljiva golim okom, ali se može detektovati instrumentima.

[18] Sada znamo da postoje dvije porodice Cefeida: klasične Cefeide i Cefeide tipa II. Svaka porodica poštuje relaciju period-svjetlost, ali odnos je drugačiji za dvije porodice, pri čemu su cefeide tipa II nešto slabije. Postoji i nekoliko potkategorija.

[19] Napravio sam fotometrijska zapažanja na RR Lyrae, mjereći njegovu svjetlost kao funkciju vremena. U polju kao što je astronomija gdje većina stvari izgleda potpuno isto iz noći u noć, i iz vijeka u vijek, nevjerovatno je vidjeti kako zvijezda mijenja svoj sjaj u tako brzoj vremenskoj skali.

[20] Supernove su nepredvidive. Statistika za jedan vijek zasnovana je na prosjeku. Dakle, postoji otprilike 1% šanse da će se supernova dogoditi u našoj galaksiji svake godine. Činjenica da je nismo imali 400 godina ne čini je vjerovatnijom u ovom vijeku nego u bilo kojem drugom stoljeću.

[21] Postoje male varijacije u ovom broju zbog drugih faktora. Na primjer, ako se bijeli patuljak brzo rotira, može malo preći ovu granicu prije nego što se uruši.

[22] Brzina svjetlosti je gornja granica mase koja se kreće kroz svemir. Dakle, masa se ne može kretati kroz svemir brže od brzine svjetlosti. Ali sam prostor može biti povučen gravitacijom bilo kojom brzinom – čak i brže od te svjetlosti. To je ono što čini crne rupe mogućim.

[23] Ipak, 1919. godine, astronomi su bili u mogućnosti da izmjere blago savijanje svjetlosti pomoću sunčeve gravitacije opažene u pozadinskim zvijezdama tokom potpunog pomračenja Sunca. Količina otklona odgovarala je predviđanjima Ajnštajnove opšte teorije relativnosti.

[24] Ovo se zove marginalno stabilan radijus. Orbite izvan ove udaljenosti su sigurne jer blagi pomak u orbiti dovodi do druge stabilne orbite. Međutim, unutar ovog radijusa, mali pomak u pogrešnom smjeru mogao bi potencijalno uzrokovati prolazak objekta unutar horizonta događaja.

[25] Reference na ljeto ili zimu su date iz perspektive sjeverne hemisfere. Čitaoci koji se nalaze na južnoj hemisferi trebali bi to promijeniti.

[26] To je zato što, u sekularnom pogledu, vidimo najudaljenije galaksije ne onakve kakve su danas, već kakve su bile prije više milijardi godina, ubrzo nakon velikog praska. Imajte na umu da broj generacije ide obrnuto od broja populacije. Prva generacija bi bila populacija III, druga populacija II, a treća populacija I.

[27] Jedini izuzetak bile bi sve zvijezde koje su nastale od tada. Iako priznajem da je to teoretski moguće (budući da je zvijezda lopta gasa, a ne organizam nesmanjive složenosti), uslovi potrebni za takvu pojavu izgledaju malo vjerovatni, posebno unutar biblijskog vremenskog okvira.