Gotovo sve sjajnije zvezde imaju svoja sopstvena imena. Ona su najvecim delom arapskog porekla dok neka poticu iz stare Grcke kao na primer Sirijus i Spika. Astonomi koriste ova imena dajuci  povremeno prednost  sistemu grckih slova koji je Nemacki astronom Bajer (Johann Bayer) uveo 1603. g. u svom kapitalnom delu, zvezdanom atlasu Uranometrija. Bajer je najsjajniju zvezdu obelezio sa a sledecu po sjaju sa b i tako dalje po redosledu. Drugi sistem za oznacavanje zvezda dao je nesto kasnije Engleski astonom Flamsted (Royal John Flamsteed). On je u svom katalogu objavljenom 1725. g. zvezde obelezio arapskim brojevima od 1 pa na dalje krecuci se po sazvezdju u smeru porasta rektasenziske koordinate. Tako danas svaka sjajnija zvezda ima nekoliko oznaka sa kojima je odredena. Zvezda Algenib je ujedno i Gama Pegazi i 88 Peg. Danas pored tih postoje i dodatne oznake iz drugih savremenih kataloga (SAO, HD), kao i poseban sistem oznacavanja za promenjljive zvezde.

Zracenje, sjajnost, magnituda
Zracenje      Sve informacije koje imamo o nekom nebeskom objektu dobijamo analizom energije koje je ono zraci. Radio talasi, svetlost, toplota, X-zraci i g-zraci predstavljaju oblike elektromagnetnog zracenja – energije koja se u obliku talasa prenosi kroz svemir. Elektromagnetni spektar je potpuna oblast talasnih duzina elektromagnetnog zracenja od vrlo dugog kao što su radio talasi pa do vrlo kratkog kao gama-talasi . Zemljina atmosfera je propusna za zracenje najveceg dela talasnih duzina i ove oblasti se mogu posmatrati sa zemlje. Zracenje ostalih talasnih duzina se proucava pomocu instrumenata koji su postavljeni van zemljine atmosfere.

Sjajnost i magnitude      Prividan sjaj nebeskih objekata zavisi od kolicine zracenja koje naše oko (ili neki merni instrument) primi. Uobicajno je da se sjaj izracunava prema skali magnituda. Ptolomej je u svom zvezdanom katalogu (koji je baziran na cetiri veka ranijem Hiparhovom) sve zvezde koje je mogao videti klasifikovao u 6 velicina sjaja koje je nazvao magnitudama. Najsjajnije zvezde je proglasio zvezdama prve magnitude, one nesto slabije zvezdama druge magnitude i tako dalje sve do zvezda koje su se jedva videle i za koje je odredio da budu šeste magnitude. Kasnije, pronalaskom teleskopa skala je produzena da bi se klasifikovale zvezde koje se ne mogu videti slobodnim okom pa smo dobili zvezde sedme magnitude, osme i tako dalje. Kada su u 19-om veku razvijene instrumentalne metode za merenja relativnog sjaja zvezda uoceno je da zvezda koja ima za jednu magnitudu veci sjaj od druge (kako su to utvrdili posmatraci u proslosti) priblizno daje 2,5 puta vise svetla. Tako interval od pet magnituda odgovara kolicniku sjaja od  2,5 5 sto je priblizno 100. Ovo definisanje je omogucilo potpuno preciznu primenu i razvoj skale magnituda kao jednog od osnovnih temelja savremene Astronomije. Tako je za veoma sjajne nebeske objekte skala produzena preko nule prema negativnim vrednostima, pa tako najsjajnija zvezda Sirijus ima sjaj –1,46 mag. ; Jupiter –2,9 ; Venera kada je najsjajnija –4,4 ; pun Mesec –12,7; Sunce –26,7.

Prividna magnituda     Ovo je magnituda nekog nebeskog objekta procenjena ljudskim okom, odredjena fotografski na osnovu nekog snimka ili merena fotoelektricnim fotometrom sa neke tacke na zemlji. Obelezava se slovom m. U astronomskoj fotometriji merenja prividne magnitude je moguce vrsiti u razlicitim oblastima talasnih duzina. Vizualna magnituda mv najvise odgovara onome sto vidi ljudsko oko; fotografska magnituda mpg procenjena sa fotografskih snimaka koji koriste tradicionalno plavo osetljive filmove, i foto-vizualna magnituda koja se dobija kombinacijom fotografske emulzije i posebnih filtera kako bi se sto vernije zabelezilo ono sto vidi ljudsko oko. Kod preciznog odredjivanja magnituda zvezda merenja se vrse fotoelektricnim fotometrima i mogu biti izvrsena u razlicitim oblastima talasnih duzina. Najcesce je koriscen takozvani UBV sistem. U je u vezi sa ultra-violetnom, B sa plavom a V sa vidljivom skalom. Tako su B magnitude bliske starim mpg a V magnitude starijim mv i mpv magnitudama. Merenja talasnih duzina se dalje mogu prosiriti tako da obuhvate i crvenu i infracrvenu oblast.

      Moze se smatrati da magnitude merene fotoelektricno imaju tacnost do oko jednog stotog dela. One su odredjene za oko 100 000 zvezda ukljucujuci skoro sve zvezde sjajnije od 6,5 mag. Sjaj mnogih slabijih zvezda je meren vizuelnim fotometrima i mogao se dobiti sa preciznoscu od oko jednog desetog dela magnitude. Ipak za najveci broj slabijih zvezda sjaj je utvrdjen procenom ili okom pomocu optickih instrumenata ili sa fotografskih snimaka. U ovim slucajevima greska moze iznositi i vise do pola magnitude .

Indeks Boja     Indeks boja predstavlja razliku izmedju magnituda zvezde merenim u razlicitim oblastima talasnih duzina, uobicajno izmedju B i V (B-V) ili U i B (U-V). B-V indeks bele zvezde je blizak nuli do kod crvenih on moze iznositi i nekoliko magnituda.

Apsolutna magnituda     Prividna magnituda ne moze biti pokazatelj stvarne sjajnosti zvezde jer ce nam neke blize izgledati sjajnije od zvezda koje se nalaze mnogo dalje. Zato je uveden pojam apsolutne magnitude koja predstavlja prividan sjaj posmatrane zvezde, kada bi se ona nalazila na standardnoj udaljenosti od 10 pc (parseka) sto iznosi oko 33 svetlosne godine. Ova velicina je veoma znacajna jer nam omogucuje da vrsimo poredjenja sjaja zvezda koje se nalaze na raznim udaljenostima, sto se mnogo koristi u astrofizickim istrazivanjima. Tako na primer nase Sunce ima apsolutnu magnitudu 4.8 ; tipicna zvezda gigant izmedju +1 i –1 ; supergigant Rigel – 8.1 ; supernove u maksimumu od -16.5 do –21 i najslabije sjajna zvezda za koju se zna V1289 Aql 18.6. Apsolutna magnituda zvezde (M) moze biti izracunata ako se zna prividna magnituda (m) i paralaksa (p ) zvezde.

M = m + 5 + 5 log p

      Ova formula se moze smatrati tacnom samo ako se zanemari uticaj medjuzvezdanog gasa i prasine koji dodatno slabe sjaj udaljenijim zvezdama. Posto se ova materija ne nalazi uniformno, vec je najgusca prema galaktickoj ravni, popravka uzima u obzir galakticke kordinate posmatrane zvezde.

Bolometrijska magnituda    Kolicina ukupnog primljenog zracenja od neke posmatrane zvezde u svim oblastima talasnih duzina izrazava se velicinom koja se naziva bolometrijska magnituda (mbol). Merenja mogu biti nacinjena sa bolometrima - uredjajima koji registruju totalno zracenje bez obzira na talasnu duzinu ili procenom na osnovu merenja standardnim metodama na razlicitim oblastima talasnih duzina. Razlika izmedju bolometrijske magnitude mbol i prividne vizualne magnitude mv ili mpv naziva se bolometrijska korekcija (BC). Ova korekcija je bliska nuli za Sunce i njemu slicne zvezde kod kojih je povrsinska temperatura oko 6500 K. U slucaju toplijih i hladnijih zvezda ova velicina je znacajna jer ovakve zvezde emituju znacajan deo zracenja van vidljivog spektra.


Zvezdana rastojanja    Dimenzije svemira su ogromne pa je tako za rastojanja izmedju zvezda i galakija neprikladno koristiti i kilometar kao najvecu jedinicu koja je u upotrebi za merenje rastojanja na zemlji. Iz tog razloga za razdaljine izmedju zvezda i galaksija se koristi takozvana Svetlosna godina ( engleski: Light year ili skraceno l.y.). Ovo je udaljenost koju prelazi svetlosni zrak za godinu dana, krecuci se brzinom od blizu 300 000 kilometara u sekundi. Ovo iznosi priblizno 9,5 10 12 ili 9 500 000 000 000 (devet ipo hiljada milijardi) kilometara. Tako je nama najbliza zvezda Proksima Kentauri udaljena 4,2 Svetlosne godine. Manje "Svetlosne jedinice" kao sto su: svetlosni meseci, nedelje, dani, minuti i sekunde su takodje u upotrebi za rastojanja unutar suncevog sistema. Na ovaj nacin mereno Mesec je od nas udaljen samo 1,3 svetlosne sekunde dok je Sunce daleko 8,3 svetlosne minute ili 499 svelosnih sekundi. Ipak za rastojanja unutar Suncevog sistema najcesce se koristi Astronomska jedinica koja predstavlja srednje rastojanje Zemlja – Sunce u iznosu oko150 000 000 km.

Parsek   Jedinica za udaljenosti koja je najcesce u upotrebi kod astrofizickih razmatranja jeste Parsek (pc). Jedan Parsek predstavlja udaljenost do zvezde koja bi imala godisnju paralaksu od jedne lucne sekunde. Naravno takva zvezda ne postoji jer najvecu paralaksu pokazuje nama najbliza zvezda Proksima Kentauri od 0,772 lucne sekunde sto daje udaljenost od 1,3 pc.suncekret radni.gif (4418 bytes) Trigonometrijska paralaksa je godisnja razlika u polozaju jednog nebeskog tela vidjenog sa dva razlicita mesta a izrazena u jedinicama ugla.

Na slici je prikazana relativno bliska zvezda vidjena sa zemlje zajedno sa udaljenijim zvezdama u pozadini. Ako je posmatramo preko cele godine mozemo zapaziti da ona opisuje malu elipsu u odnosu na ostale zvezde koje se cine nepokretne. Ova elipsa ce biti splostenija sto je posmatrana zvezda blize ekliptici. Duzina vece poluose ovako dobijene elipse izrazena u uglovnim sekundama predstavlja godisnju paralaksu (p) posmatrane zvezde.

Najveci broj zvezdanih paralaksi su toliko male vrednosti da su prakticno ne merljive.

Zvezdana kretanja  Kretanje neke zvezde u odnosu na Sunce se izrazava preko dve glavne komponente brzine: radijalne koja se naziva radijalna brzina (R) i predstavlja kretanje u liniji posmatranja i tangencijalne brzine (T) koja odredjuje kretanje normalno na liniju posmatranja. Kada su brzine R i T odredjene lako je izracunati ukupnu brzinu zvezde kao i njen pravac kretanja u prostoru odredjen uglom q

V = ( R2 + V2)1/2                tan q = T / R

Radijalna brzina moze biti odredjena iz pomeranja linija zvezdanog spektra prouzrokovanim Doplerovim efektom. Pozitivna radijalna brzina znaci da se zvezda udaljava dok negativna vrednost oznacava da nam se zvezda priblizava. Najveci broj zvezda ima radijalne brzine izmedju +40 i -40 km/s. Periodicne promene u vrednostima radijalnih brzina su ranije ukazivale na orbitalna kretanja spektroskopski dvojnih zvezda dok se poslednjih godina razvojem preciznosti mernih uredjaja na ovaj nacin otkrivaju cak i planetarni sistemi oko zvezda.

Tangencijalna komponenta zvezdanog kretanja se uocava kao spora promena u poziciji zvezde. Zapazeno uglovno pomeranje u toku od jedne godine se definise kao godisnje sopstveno pomeranje zvezde (m) i izrazava se u uglovnim sekundama. Najvece poznato sopstveno pomeranje ima takozvana Barnardova zvezda od oko 10.3 uglovnih sekundi godisnje. Kao posledica ovakvog kretanja dolazi do promene oblika sazvezdja ali je proces suvise spor da bi se golim okom registrovao u toku jednog ljudskog veka.
Jos nije napravljen toliko jak teleskop koji bi nam otkrio disk neke zvezde neracunajuci Sunce. Prva merenja zvezdanih precnika su nacinjena uredjajima zvanim stelarni interferometri ciji je rad zasnovan na principu interferencije svetlosnih talasa sa razlicitih delova nekog objekta konacnih dimenzija. Ovakvom metodom su odredjene velicine za izvestan broj zvezda. Tako je na primer za zvezdu a Oriona ili Betelgez izmerena velicina od 3 stota dela uglovne sekunde sto za udaljenost zvezde od 500 svetlosnih godina daje precnik od skoro 700 milijona kilometara ili 500 puta veci od suncevog. Inace dosada najveca ovako dobijena vrednost iznosi 5.6 stota dela sekunde za zvezdu R Kasiopeje.

VelicineNajznacajnije je da su dimenzije zvezda u neraskidivoj zavisnosti od njihovih temperatura i emisivnosti. Ova zavisnost je najocitije predstavljena u obliku Hercsprung–Raselovog dijagrama. Precnici tipicnih zvezda su u rasponu od nekoliko stotina miliona kilometara (super giganti), preko 1.4 miliona (Sunce), do nekoliko stotina kilometara (beli patuljci) ili cak i samo nekoliko desetina

---

Zvezdane mase i gustine

Mase zvezda se direktno mogu odrediti samo u slucaju visestrukih zvezdanih sistema iz njihovih perioda obrtanja oko zajednickog tezista. U svim ostalim slucajevima mase zvezda se procenjuju iz zavisnosti masa-sjajnost preko unapred procenjenih apsolutnih magnituda. Najveci broj zvezda ima masu u intervalu izmedju 0.1 i 10 suncevih masa. Kao posledica toga sto zvezdane mase mogu da se nadju u mnogo manjem opsegu nego zvezdani precnici postoje veoma velike varijacije u zvezdanim gustinama. Tako Sunce ima srednju gustinu od 1.4 103 kg / m3, prosecan supergigant 10-2 kg / m3, beli patuljak izmedju 108 - 1011  kg / m3, a neutronska zvezda cak 1016 - 1018 kg / m3.

Zvezdane temperature  Temperatura na povrsini neke zvezde direktno moze biti procenjena na osnovu njene boje, odnosno njenog B-V kolor indeksa. Posto ova velicina veoma blisko korespondira sa zvezdanom spektralnom klasom, zavisnost temperature zvezda prema ostalim zvezdanim karakteristikama moze se jasno sagledati na osnovu Hertzsprung-Raselovog dijagrama. Na ovaj nacin dobijena povrsinska temperatura Sunca iznosi oko 5700 K (stepeni kelvina). Temperature koje nastaju u zvezdanim jezgrima su vece za nekoliko reda velicina. Tako se temperatura u centru Sunca procenjuje na 15 miliona Kelvina. Ovako visoke temperature obezbedjuju uslove za procese fuzije, cijim se odvijanjem stvara celokupna energija zvezde.
Spektralna klasifikacija zvezda

Italijanski astronom Seki (P. A. Secchi) je 1860. nacinio prvi pokusaj da klasifikuje zvezde na osnovu vizuelnog posmatranja njihovog spektra (boje) tako sto je zvezde podelio u cetiri grupe. Kasnije klasifikacije koje su bile bazirane na foto postupcima omogucile su naravno mnogo finiju podelu. Hardvardski sistem klasifikacije prvi put objavljen od Pikeringa (E. C. Pickering), a kasnije doradjen od Kenona (A. J. Cannon) i Fleminga (W. P. Fleming) bio je neposredan predhodnik sistemu koji se danas koristi. Danasnji sistem klasifikacije nosi naziv MKK (po njegovim tvorcima Morganu Kinenu i Kelmanu (Morgan, Keenan, Kellman), MK ili Jerksov (Yerks) sistem. Ovaj sistem donosi dve oznake spektralne klasifikacije. Prva je oznaka spektralne klase dok je druga oznaka klase emisivnosti koja je merilo stvarne sjajnosti zvezde.

Spektralne klase zvezda    Osnovni empirijski podatci vezani za fizicke osobine zvezda dobijaju se na osnovu merenja i analize zracenja koje one emituju. Izucavanje spektralnih karakteristika zvezda daje nam mozda najznacajnije informacije o zvezdama. Prema tipu i karakteristikama njihovih spektara zvezde su podeljene na spektralne tipove (klase). Osnovni kriterijum klasifikacije je intenzitet i vrsta spektralnih linija (emisionih i apsorbcionih) i pojava razlizitih molekulskih traka u spektrima svake od njh. Kako je hemiski sastav povrsinskih slojeva zvezda prakticno istovetan jasno je da da je temperatura ta koja koja odredjuje stepen pobudjenja atoma i molekula, a to znaci i spektralni tip.

Preko 90% svih zvezda se mogu svrstati u jedan od sedam glavnih tipova spektralne klase. Tipovi su oznaceni slovima preuzetim iz starijeg Hardvardskog sistema.

O B A F G K M

Posto je ovaj sistem klasifikacije dovoljno precizan svaka od ovih osnovnih klasa je mogla biti podeljena u deset podklasa sa precizno razdvojenim karakteristikama. Tako su u okviru klase A razdvojene klase A0, A1, .., A9, gde bi klasa A5 bila tacno izmedju A0 i F0 klase. Kriterijum koji se koristi da bi se zvezde razvrstale po ovim klasama je prilicno slozen ali se moze prihvatiti da je karakteristika svake klase postojanje odredjenih tipova apsorbcionih linija u zvezdanom spektru.
Kao dopuna ovim osnovnim klasama kasnije su pridodate jos neke. Tako su tipovi R i N po spektru veoma slicni G5 – K5 osim sto su dodatno prisutne trake C2 i CN (kod R manje a kod N vise). Novi tip S se od tipa K razlikuje samo po prisustvu traka CiO. Tip W klasifikuje takozvane Volf – Rajetove zvezde (Wolf – Rayet) koje u svom spektru sadrze intenzivne emisione linije.

Klase emisivnosti zvezda   Medju zvezdama iste spektralne klase mogu postojati znacajne razlike u emisivnosti odnosno kolicini energije koju one zrace. Tako je na osnovu ovog kriterijuma izvrsena podela zvezda na sedam klasa emisivnosti, a oznaka klase je rimski broj koji stoji odmah pored oznake spektralne klase.
Klase po potrebi mogu biti podeljene na potklase koje se obelezavaju sa: a, ab ili b. Isto tako koristi se i na primer oznaka III-IV koja govori da je zvezda izmedju te dve klase emisivnosti.

Tako neke poznatije zvezde imaju sledecu punu oznaku po MKK klasifikaciji: Sunce: G2V, b Cet (Deneb Caitos): K0III, a CMi (Polara): F5IV-V, a Ori (Betelgez): M2Iab.

Kao dodatak MKK notaciji mogu biti koriscene i oznake za neke nestandardne karakteristike pojedinih zvezdanih spektara: e - emisione linije, m - linije metala, p - neobicni spektri, v - promenljivi spektri, itd.

Hercsprung – Raselov dijagram   Mukotrpni posao generacija astronoma na sakupljanju podataka o zvezdama dobio je puni smisao tek kada su na osnovu njih utvrdene empirijske zakonitosti izmedju pojedinih velicina koje karakterisu zvezde. U nizu takvih zakonitosti najveci znacaj ima veza izmedju apsolutnih zvezdanih velicina i spektralnih klasa zvezda, koju su na pocetku ovog veka (1905 – 1914) uocili nezavisno jedan od drugoga danski astronom Hercsprung (E. Hertzsprung) i amerikanac Rasel (H. N. Russell). Ova zavisnost je najboje prikazana Hercsprung – Raselovim ili HR dijagramom.

Na slici je prikazan HR dijagram zvezda poznatih apsolutnih zvezdanih velicina i spektralnih klasa. Ako posmatramo raspodelu zvezda po dijagramu mozemo primetiti da je najvezi broj zvezda rasporedjen duz relativno uskog pojasa koji se proteze po dijaginali dijagrama, od levog gornjeg ugla (vreli plavi super divovi) do desnog donjeg ugla (hladni crveni patuljci). Ovaj pojas se naziva glavni niz (grana) HR dijagrama i odlikuje se sem brojnosti i malim rasejanjem tacaka koje predstavljaju zvezde. Sledeca po brojnosti je grupa zvezda spektralnih klasa G – M i apsolutnih zvezdanih velicina oko 0m koje se nazivaju zvezde divovi. Njihove emisivnosti i radijusi za nekoliko redova velicina nadmasuju vrednosti zvezda glavnog niza istih spektralnih klasa. Nesto iznad ove grupe se nalaze malobrojni super divovi sa apsolutnim velicinama od -3m od -8m. Posmatranja su pokazala da na jednu zvezdu super diva dolazi oko 1000 divova i oko 10 miliona zvezda glavnog niza. Na apcisi HR dijagrama se cesto pored spektralne klase stavlja i skala temperatura zvezda. Tako polozaj zvezde u HR dijagramu odredjuje odnos izmedju dva najvaznija posmatracka parametra emisivnosti i temperature zvezde. HR dijagram ima svoj veliki znacaj kako u pregledu i klasifikaciji najbrojnijih objekata u vasioni zvezda, tako i u razumevanju njihovog zivotnog ciklusa.

Autor: Aleksandar Ilicic , Casopis   http://astronomija.co.yu

Vrlo zanimljivo 

veoma lepa tema.

vrrrlooo