Za pocetak.

Postanak svemira



Ovo je prica o coveku i svemiru; o tome kako je u ljudskoj svesti sazrevala misao o postanku vremena, prostora i materije. Autor, profesor Vladimir Ajdacic, koji je inace nedavno dobio "Izvanredni zlatni beocug" za zivotno delo, na majstorski nacin objasnjava:


I mi se poput nasih davnih predaka, koji su posmatrali cudesni nebeski svod posut zvezdama, pitamo:
- Kako je nastao Svemir?
- Kada je Svemir "rodjen"?
- Da li je on delo Tvorca ili Prirode?
- Sta se u njeme sada desava?
- Kakva je sudbina Svemira?

Mitovi i predanja o postanku Svemira neobicne su raznovrsnosti i lepote. Pomenucemo samo jedno tumacenje postanka sveta, ono nama najblize, iz Starog zaveta, Knjige postanja. U njoj pise
"U pocetku stvori Bog nebo i zemlju.
A zemlja bjese bez oblicja i pusta, i bjese tama
nad bezdanom; i duh Bozji dizase se nad vodom.
I rece Bog: Neka bude svjetlost. I bi svjetlost
I vide Bog svjetlost da je dobra; i rastavi Bog svjetlost od tame."

Dugi se niz godina, od Mojsija do novijih dana, u okviru judejsko-hriscanske religije odrzalo verovanje o Bogu kao tvorcu Svemira. Medjutim, znatno pre nego sto je ziveo Mojsije, u Kini je pocela da se razvija jedna od najstarijih nauka - astronomija. Njom su se bavili pre rodjenja Hrista ljudi u starom Egiptu, Vavilonu, staroj Grckoj, Arabiji i u drugim zemljama, medju kojima i u Juznoj Americi - stari narodi: Acteki, Inke i Maje.
Iz te daleke proslosti ostale su nam neobicne gradjevine - prve "astronomske kule" i instrumenti, kao i slavna imena naucnika zagledanih u nebo: Aristarha, Eratostena, Hiparha i Ptolomeja.
Do prekretnice u astronomiji dolazi pojavom Nikole Kopernika (1472-1543), astronoma poljskog porekla, koji svojim delom, objavljenim pred samu smrt, "O kruzenjima nebeskih tela", rusi vekovima vazeci Ptolomejev geocentricni sistem koga je podrzavala katolicka crkva. Prema Ptolomeju, Zemlja se nalazila u centru sveta i oko nje su kruzile planete. Kopernik je dokazao da je taj "centar" Sunce, a da je Zemlja samo jedna od njegovih planeta.
Krajem 16. veka dolazi do otkrica durbina. Saznavsi za to otkrice Holandjana, Galileo Galilej (1564-1642) sam pravi nekoliko durbina kojima posmatra nebo. Njima otkriva Jupiterove satelite, Venerine mene, planine na Mesecu i zvezde u Mlecnom Putu.

Drugi sjajni astronom Johan Kepler, savremenik Galilejev, pronalazi da se planete krecu oko Sunca po elipticnim, a ne po kru�nim putanjama i daje cuvene zakone kretanja planeta.
U 17. veku radja se Isak Njutn (1642-1727), jedan od najvecih naucnika svih vremena. Neprolaznu slavu stekao je svojim zakonom gravitacije kojim je objasnio privlacenje nebeskih tela, cudesnu harmoniju koja je navela stare Grke, Pitagorejce, da u odusevljenju kazu "da nebeske sfere sviraju". Matematicar, fizicar i astronom, on konstruise prvi teleskop sa ogledalom, tzv. reflektor.
Ovim Njutnovim tipom teleskopa, cija konkavna ogledala mogu da dosegnu razmere i od vise metara, dajuci tako velika uvecanja, siroko su raskriljena "vrata" Svemira i omogucena posmatranja veoma udaljenih objekata. Viljem Hersel (1738-1822) posle dvogodisnjeg rada 1789. godine sklapa do tada najveci teleskop na svetu, cije je ogledalo u precnuku merilo 1,22 metra! Tokom 50 narednih godina, ovaj za to vreme dzinovski teleskop nece imati takmaca. Hersel je pomocu njega dosao do velikih otkrica, cime je zasluzio ime osnivaca zvezdane, tj. stelarne astronomije.
Ubrzo se crtaju zvezdane mape ili karte nase galaksije, Mlecnog puta, a godinama kasnije i karte drugih velikih skupina zvezda - novootkrivenih galaksija i njihovih jata. Tokom 18. i 19. veka astronomi su, pomno pretrazujuci nebo, sakupili obilje podataka o zvezdama i galaksijama - covekov vidokrug je fantasticno uvecan zahvaljujuci sve vecim optickim teleskopima. Odjednom je on shvatio da je njegova kuca - Svemir - mnogo veca nego sto je ikada zamisljao.

Paralelno sa razvojem astronomije, matematika (kraljica nauka) i fizika hitale su svojim zvezdanim stazama. Kao da ucestvuju na antickim Olimpijskim igrama, mnogi su naucnici pozeleli da se okite lovorovim vencem. Pronalazac dinamita i bezdimnog baruta, Alfred Nobel, jedan od najbogatijih ljudi svog vremena, zavestao je krajem 19. veka veliki deo svog imetka za dodeljivanje nagrada istaknutim stvaraocima u fizici, hemiji, medicini, knjizevnosti i borbi za mir medju narodima. Cuvena Nobelova nagrada dosla je u pravi cas, u vreme revolucionarnih otkrica, pre svega u fizici.
Maks Plank 1900. godine objavljuje osnove kvantne fizike, a Albert Ajnstajn 1905. daje svoju jedinstvenu Specijalnu teoriju relativnosti, a zatim 1916. Opstu teoriju relativnosti. One ce zajedno sa kvantnom fizikom korenito promeniti nasu sliku sveta i dovesti do neslucenih otkrica i tumacenja do tada neobjasnjivih prirodnih pojava.

Genijalni teorijski fizicar Albert Ajnstajn (1879-1955) postavio je temelje moderne fizike. Njegova Specijalna teorija relativnosti sa ogromnim uspehom bice primenjena kako u atomskoj i nuklearnoj fizici, tako i u astrofizici i kosmologiji.
Na drugoj strani, Ajnstajnova Opsta teorija relativnosti predskazace postojanje ranije apsolutno nezamislivih nebeskih tela, kao sto su: neutronske zvezde, crne rupe, kvazari, gravitaciona sociva, magnetari i druga. Ali ono sto ce predstavljati njen trijumf je sinteza vremen i prostora u vreme-prostor i objasnjenje strukture tog vreme-prostora, za koju je veliki naucnik pokazao da zavisi od dejstva gromadnih masa. Ko je mogao pre Ajnstajna da veruje da ce neko veoma masivno nebesko telo, kao sto je crna rupa, u svojoj blizini da "uvrce" vreme-prostor, tako da svetlosni zrak kroz njega prolazi krivudavom putanjom! I da je cak, moguce u prirodi naci i takvu "vremensku masinu" koja ce remetiti hod vremena i obrtati njegov prirodni tok! I, zamislite sad, da se pomocu takve masine vracate u proslost i na Zemlji posmatrate dinosauruse pre vise od 70 miliona godina!
Ajnstajn je voleo da istakne da ne ceni stvaraoce u nauci koji dohvate "meko drvo" i u njemu izbuse vise "rupa". Shodno tom misljenju, on je i postupao - lacao se najtezih problema, onih koji drugima nisu padali na pamet ili od kojih su bezali. Prvi je pokusao da matematickim putem, koristeci svoju Opstu teoriju, nadje "jednacinu Svemira"! Mucio se, mucio, resavao teske fizicke i matematicke probleme, uvodio razlicite pretpostavke, i posle mnogih napora, gle odjednom, na njegovom radnom stolu nasla se jednacina sveta!
Zadovoljan postignutim, Ajnstajn je dobro osmotrio ovu jednacinu koja se "kocoperila" na belom listu papira. Ceo svet bio je obuhvacen njom! Ali, avaj, ona je Ajnstajnu govorila da se Svemir s vremenom siri!! E to je bilo previse i za takav veliki um. Skoro kao huljenje Boga. Zato Ajnstajn ucini nesto, radi cega se do kraja svog zivota gorko kajao. "Iz nebuha" u jednacinu unese jednu velicinu kojom "zaustavi" sirenje Svemira na papiru! I tako sa njom objavi svoj najnoviji naucni rad. Umesto da se oglasi jednacinom o neprekidnom sirenju Svemira, on je dade u takvom obliku kao da je Svemir od vajkada bio isti i da ce dok je sveta i veka takav i ostati. Veliki naucnik podlegao je "zdravom razumu", misljenju ljudi svog vremena.

Medjutim, kao sto to u nauci obicno biva, "greska lija, pa dolija". Aleksandar Fridman, ruski matematicar, 1922. godine pronadje da je Ajnstajn nedopustivo dodao pomenutu velicinu, i izvede jednu novu jednacinu Svemira, cije je jedno resenje neporecivo govorilo da se Svemir stalno siri! Bio je to nalaz od epohalne vaznosti.

Tih godina Edvin Habl, astronom sa Maunt Vilson opservatorije u SAD, bavio se istrazivanjem kosmickih oblika materije daljih od granica nase galaksije. Tako je otkrio da je Andromeda daleko izvan Mlecnog puta, cime je postavio temelje nove, vangalakticke astronomije. Ubrzo su bile pronadjene i druge galaksije u Svemiru, kao i zapoceta njihova detaljna proucavanja. Habl je mereci spektralne linije svetlosti koja do nas dopire od udaljenih galaksija, uocio jednu izvanredno vaznu razliku. Sve spektralne linije zracenja tih drugih galaksija bile su pomerene ka crvenim, vecim talasnim duzinama u odnosu na iste linije iz nase galaksije. I taj "crveni pomak" bio je utoliko veci ukoliko su galaksije bile udaljenije od nas.
Habl je shvatio da je na tragu jednog od najvecih otkrica u modernoj astronomiji - otkrica sirenja Svemira!
Crveni pomak spektralnih linija nikako se drugacije nije mogao da objasni do medjusobnim razmicanjem galaksija, "bezanjem" jednih galaksija od drugih u Svemiru, koji se poput decjeg gumenog balona, s vremenom sve vise "naduvavao", tj. sirio.
Ovo otkrice odmah je privuklo paznju velikog broja naucnika. Prirodno je bilo upitati se: kada je pocelo ovo razmicanje galaksija? Prvi je u vezi s tim pitanjem belgijski svestenik Zorz Lemetr postavio hipotezu da je Svemir nastao iz "kosmickog atoma" koji se vremenom uvecao do sadasnjeg Svemira. Strogom primenom Ajnstajnove Opste teorije zakljuceno je da je Svemir nastao iz jedne tacke u kojoj je postojala materija beskrajne gustine. Njenom velikom eksplozijom (engl. Big-Bang) nastao je nas Svemir.

Ta Velika eksplozija, prema najnovijim merenjima sjaja jedne vrste supernova koje se nalaze na razlicitim rastojanjima, desila se pre oko 12 milijardi godina.
Taj broj 12 naveo nas je na ideju da konstruisemo "Kalendar Svemira". U tom kalendaru svaki mesec traje milijardu godina. Tako je na osnovu slika lako pratiti sta se u Svemiru desavalo tokom proteklih 12 milijardi godina.



U nezamislivo kratkom vremenu od jedne sekunde (!) zbile su se sledece presudne pojave: stvaranje prostor-vremena, radjanje prirodnih sila i elementarnih cestica, nastajanje protona, elektrona i iscezavanje antimaterije. A zatim slede mnogo duzi svemirski periodi u kojima su se desavali nuklearni procesi, stvarali jonizovani gasovi, kondenzovala materija, formirale zvezde i galaksije ...sve do sadasnjeg trenutka, kojeg od pocetka Velike eksplozije deli 12 milijardi godina.
Postoji vise dokaza za tacnost teorije nastanka Svemira putem Velike eksplozije. Jedan od vrlo vaznih je otkrice svemirskog pozadinskog zracenja od 3 stepena Kelvinove skale. Ovo elektromagnetno-zracenje koje "natapa" citav Svemir pronasli su R.Vilson i A. Penzijas. Ono predstavlja "eho" davne Velike eksplozije, zracenje koje stize iz Svemira koji je sada ohladjen do temperature od 3K. Tu su i vrednosti za starost Svemira koje se mogu izvesti iz Hablove konstante, obilnosti "radioizotopa-casovnika", starosti zvezda i galaksija, udaljenosti kvazara i dr.
Odmah po postavljanju teorije o nastanku Svemira Velikom eksplozijom javila su se mnoga oprecna misljenja. Neka su bila zasnovana na religioznim postavkama; na uverenju da je Bog stvorio svet. Izvestan broj ljudi i dalje veruje da se stvaranje sveta desilo pre samo 4-5 hiljada godina, iako je nepobitno dokazano da je Zemlja stara oko 4,6 milijarde godina! Postoje i veoma ozbiljni nacunici koji odbacuju teoriju Velike eksplozije. Jedan od takvih je bio cuveni engleski astronom Ser Fred Hojl (1915-2001). On je verovao u nepromenljiv, stacionaran Svemir.
Svemir jos uvek krije velike tajne, te moramo biti spremni na mnoga iznenadjenja koja nam on u buducnosti moze prirediti. Jednom prilikom neponovljivi Ajnstajn je izrekao sledecu neobicnu misao:
"Najneshvatljivija stvar, kada je u pitanju Svemir
jeste to da je on shvatljiv."

Nismo dugo poziveli u tom uverenju, a nedavno je otkriveno da se Svemir vremenom sve brze siri!! Kako sad pa to? Otkud mu energija za tako nesto? Da mu ona, mozda, ne "pritice" iz nekog drugog svemira ili se stvara iz vakuuma, ni iz cega?
Eto teskih nedoumica i problema za nova istrazivanja.
A tu je i nezaobilazno pitanje dalje sudbine Svemira. Sta ce s njim biti u nekoj veoma dalekoj buducnosti? Sudeci po nasim sadasnjim saznanjima, Svemir ne raspolaze dovoljnom kolicinom materije da bi se, po utrosku energije koju je stekao pri Velikoj eksploziji, poceo vremenom da skuplja, da bi mozda jednom ponovo "eksplodirao". Cini se da je sada najblizi istini dr Don Pejdz, sa Drzavnog Pensilvanija univerziteta, SAD. Prema njemu, najverovatnije je da ce posle neshvatljivo dugog vremena, duzeg od 100.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 godina, to jest 10116 godina, najveci broj elementarnih cestica koje cine materiju Svemira isceznuti sa svemirske pozornice, ostavivsi za sobom cisto elektromagnetno-zracenje. Preostace veoma mali broj cestica koje ce se medjusobno sve vise udaljavati u svom kruzenju bespucem Svemira, i on ce, prakticno, trajati u nedogled.

Tako smo u vremenu kracem od jednog veka dosli do glavnih odgovora na pitanja u vezi sa Svemirom koja su ranije smatrana apsolutno nedostiznim za ljudski um, a za neke ljude bila cak i bogohulna. Mi sada znamo da je Svemir nastao Velikom eksplozijom pre oko 12 milijardi godina. U Svemiru koji se sve brze siri, sve "vri" od stvaranja i razaranja razlicitih oblika materije. Trenutno najneizvesniji je odgovor na pitanje sudbine Svemira.

Umesto pomenutih Ajnstajnovih reci, prema sadasnjem stanju u nauci, posebno znanjima o ustrojstvu Svemira i silama koje vladaju u njemu, od samouverenih naucnika blizi je istini mudri Viljem Sekspir, u cijoj drami o danskom kraljevicu Hamlet kaze:
"Ima vise stvari na nebu i na Zemlji, Horacije,
nego sto smo mi u nasoj filozofiji sanjali."

svemir,bog,postanak...naucno objasnjenje .....ako pozoveno dena brauna  8)

Dan Brown

Den Braun (Dan Brown) je autor brojnih bestselera, ukljucujuci i Da Vincijev kod (The Da Vinci Code), jedan od najprodavanijih romana svih vremena. U prvoj nedelji prodaje, Da Vincijev kod je ostvario nezabelezen uspeh i zaseo na prvo mesto liste bestselera Njujork tajmsa, istovremeno izbijajuci na vrh listi Vol strit zurnala, Pablisers viklija i San Francisko kronikla. Knjiga je kasnije zauzela prvo mesto i na svim kljucnim listama bestselera u svetu. Pocetkom 2004, sva cetiri romana Dena Brauna su u istoj nedelji zauzimala mesta na Tajmsovoj top-listi. U SAD je prodato preko 10 miliona primeraka tvrdog izdanja ove knjige. I na prostorima bivse Jugoslavije dela Den Brauna dozivljavaju prodaju i paznju medija kakva nije upamcena zadnjih desetak godina.

Romani Dena Brauna prevedeni su na vise od 40 jezika.

Den Braun je zavrsio koledz Amherst i akademiju Filips Ekseter, na kojoj je predavao engleski, pre nego sto se potpuno posvetio pisanju. Zanimanje za kriptografiju i tajne drzavne agencije navelo ga je da napise svoj prvi roman, Digitalna tvrdjava (Digital Fortress), koji je brzo izbio na prvo mesto eBook top-liste. Roman istrazuje tanku liniju izmedju gradjanske privatnosti i nacionalne bezbednosti. Braunov sledeci roman tehno-triler, Tacka prevare (Deception point), bavi se slicnim pitanjima morala u politici, nacionalnoj bezbednosti i drzavnim tajnama.

ne vidim ga  :mrgreen:

salim se....

sta da kazem a ne uvredim neke strane ovde  :-k


svemir bog i posanje ne ideu u jedan kos.po meni.
tamo gde pocinje naucno objasnjavanje i razjasnjenje postanja i boga nestaje vera.
nema logike i matematike u veri.
ona se zove ljubav i sija i zivi u dusi.

Mislim da se varas




Evolucija

Vise stotina miliona godina nakon sto je vreme pocelo da tece (posle Velikog praska) pod uticajem gravitacije u vasioni su poceli da se izdvajaju u zasebne celine ogromni oblaci gasa. To su bile protogalaksije, spororotirajuci kuglasti skupovi vodonika i helijuma od kojih ce milijardu godina kasnije nastati galaksije. Unutar ovih oblaka slobodno su vrsljale cestice tvari u svim smerovima i svim brzinama, sudarale se, odbijale, ali i lepile jedna za drugu pod dejstvom gravitacionog privlacenja. Vremenom su nastale milijardi grudvi ovih cestica. Vece su privlacile manje i tako se jos vise uvecavale. Pod dejstvom sopstvene gravitacije njihova zapremina se smanjivala, a time se povecavao njihov unutrasnji pritisak. Kod mnogih je pritisak narastao do takvih razmera da su se pokrenuli nuklearni procesi i grudve su se uzarile i zasijale sopstvenom zvetloscu. Tako su nastale prve zvezde, a time i galaksije.

Te prve zvezde bile su sacinjene samo od vodonika (3/4) i helijuma (1/4) jer drugih elemenata nije ni bilo. Ali te zvezde su bile dobra kuhinja za stvaranje novih, tezih elemenata. U eksplozijama supernovih ti elementi su rasuti daleko u medjuzvezdani prostor. Ta nova zvezdana prasina bila je testo za nove zvezde i druga tela.

I same protogalaksije su se sazimale ka svom centru pod dejstvom svoje sopstvene gravitacije. Svaka cestica materije gravitaciono utice na sve ostale cestice, ali rezultanta svih takvih privlacenja je sazimanje oblaka materije ka svom centru. Dakle, zapremina oblaka se smanjuje, a tada na scenu stupa zakon odrzanja ugonog momenta obrtanja i sa smanjenjem zapremine spororotirajuci oblak pocinje brze da se obrce (u literaturi na ovom mestu je neizbezno poredjenje sa klizacicom koja se obrce sve brze sto ruke vise privlaci sebi).

Ali sa brzim obrtanjem raste centrifugalna sila koja sa svoje strane tera cestice od centra rotiranja. Konacno, rezultat uravnotezenja svih kinetickih sila jeste razvlacenje nekada loptastog oblaka u disk. Ili, ako ne u disk ono bar u neku stisnjenu kuglu.

Sve sto se nalazi unutar ove stisnjene kugle vremenom uredi svoje kretanje prema opstem proseku. U sudarima i pod gravitacionim dejstvom svih formi materije sve konacno pocne da se krece uniformno.

Ali zvezde koje su se formirale u spoljnim oblastima protogalaksija nemaju gotovo nikakvu priliku da se sudare. One se krecu kroz ogromna, daleka i pusta prostranstva i izlozena su jedino opstem dejstvu gravitacije galaksije. Te zvezde se tvrdoglavo i danas krecu po svojim starim putanjama sasvim razlicitim od putanja zvezda iz unutrasnjosti diska. Prepoznajemo ih po njihovom siromasnom sastavu posto su nastale u doba kada su postojali samo laki elementi. Cesto se krecu u jatima od nekoliko stotina do nekoliko miliona zvezda. Jedna takva je M13 koja se sredinom leta teleskopom lepo vidi iz nasih krajeva.

To su inace najstarije zvezde koje uopste postoje (destak milijardi godina) i one su svedoci najranijih dana galaksije. Krecu se na nekih desetak hiljada svetlostnih godina iznad i ispod diska galaksije, u prostoru za koji se dugo verovala da je sasvim pust i prazan. Medjutim, oderdjeno, dosta snazno gravitaciono dejstvo, daleko vece od gravitacionog dejstva spoljnih zvezda, se ocitava u ovim oblastima i astronomi danas cvrsto veruju da su ti daleki prostori dobro popunjeni tamnom materijom.

Tipovi galaksija

Sve galaksije u osnovi su iste i to je logicno jer su nastale otprilike u isto vreme, od istih fundamentalnih cestica i po istim fizickim zakonima.

Ipak postoje i razlike medju njima. Najuocljivije su morfoloske i prve podele galaksija na tipove ticu se bas njihovog oblika. Habl ih je delio na elipticne, socivaste, spiralne i nepravilne, a spiralne na normalne i preckaste. Jedno vreme se verovalo da evolucija galaksije ide od elipticnih ka spiralnim, ali danas je ta teorija napustena jer se pretpostavlja da je oblik neke galaksije posledica nacina sazimanja jos u stadijumu protogalaksije.
Hablova podela galaksija. Ovako predstavljena sugerise razvoj galaksija od elipticnih ka spiralnim. Iako je ta teorija danas napustena, podela galaksija koju je dao Habl se zadrzala.

Elipticne (Elliptical)

Ove galaksije imaju oblik elipse, a medjusobno se razlikuju po manjoj ili vecoj spljostenosti. Takav oblik je, naravno, samo njihova dvodimenzionalna porjekcija koju vidimo na nebeskom svodu; u stvarnosti ove galaksije imaju oblik elipsoida.

Spljostenost elipticnih galaksija Habl je racunao po formuli 10(a-b/b) gde je a velika poluosa, a b mala poluosa elipse. Elipticne galaksije se oznacavaju slovom E (od Elliptical) i brojem koji govori o stepenu spljostenosti po gore navedenoj formuli. Dobar primer ovih galaksija je M32 koja pripada tipu E2.

Medjutim treba imati u vidu da ce ovako racunata spljostenost biti tacna jedino za one galaksije koje gledamo sa strane, tj. kada njenu osu rotiranja vidimo pod pravim uglom. Mnoge elipticne galaksije vidimo "od gore", tj. tako da njihova osa rotiranja ide ka nama i tada te galaksije imaju manje-vise oblik kruga. Izmedju ove dve krajnosti postoji bezbroj varijanti.

Elipticne galaksije su gradjene uglavnom od crvenih i zutih zvezda, giganata i patuljaka, ali nedostaju plavi i beli suprgiganti. Gasa gotovo da i nema u elipticnom galaksijama posto su ga usisale zvezde. Zvezde su uglavnom veoma stare (1010 godina). Sjaj elipticnih galaksija lagano opada od centra ka preriferiji. Ove galaksije ako uopste rotiraju to cine veoma sporo.


Socivaste (prelazne) (Lenticular)

Ovaj tip Habl je uveo naknadno, kao vezu izmedju elipticnih i spiralnih galaksija. Zato se zovu i prelazne. Hablova oznaka za njih je S0. Imaju veliko i sjajno jezgro i ravan disk. Poput elipticnih galaksija ni one nemaju oblake prasine i gasova. U sali se kaze da su to spiralne galaksije samo bez krakova.



Spiralne (Spiral)

    * normalne

Spiralne galaksije spadaju u najlepse tvorevine koje se mogu videti na nebu. Sastoje se od sjajnog jedra (ili jezgra) iz kojeg izviru dugi kraci savijeni u spiralu. Ali ovako izgledaju samo ako ih gledamo "odgore" (kada ravan njihove rotacije gledamo pod pravim ili nekim slicnim uglom). Gledano sa strane vidimo disk sa uocljivim jedrom dok duz ekvatora celog diska prolazi pruga tamne materije. Ove galaksije obiluju plavim i belim supergigantima.

Habl je ove galaksije podelio po razvijenosti krakova  i jedra. U tip Sa po toj podeli spadaju galaksije sa slabo razvijenim kracima i naglasenim jedrom koje zauzima cak i 50% prostora od citave galaksije. Tip Sb ima vec jasne i otvorene krake dok im je jedro manje nego kod galaksija Sa tipa. Na kraju tip Sc ima jos otvorenije krake, i sasvim malo jedro.

Obicno postoje dva kraka koja izviru iz suprotnih krajeva jedra, ali ima dosta spiralnih galaksija sa vise od dva kraka.

Kraci su posebno zanimljiva prica jer su izgleda mnogo postojaniji nego sto bi se na prvi pogled reklo. Kako se zvezde blize jedru brze krecu od onih koje su na daljim orbitama trebalo bi da se kraci sve vise uvijaju (namotavaju) dok se konacno ne stope u jedinstven disk. To se medjutim ne desava. Resenje ove zagonetke ponudila je interesantna teorija po kojoj su kraci samo veca koncentracija zvezda, ali se oni ne sastoje od uvek istih zvezda. Zvezde zapravo prolaze kroz krake, stim sto se u njima nesto duze zadrzavaju jer njihov izlazak iz kraka usporava gravitacija zvezda koje su iza njih (onih koje tek sto su usle u krak). To znaci da se zvezde u ovim glalksijama ne krecu konstantnom borzinom: kad se priblizavaju kraku one jura, a kad izlaze one idu polako.

Na ovaj nacin kraci uspevaju da zadrze svoj nepromenjen izgled. Oni se i sami lagano obrcu oko jedra, ali mnogo sporije od zvezda koje ih cine.

Ove promene brzina u spiralnoj grani dovode do gomilanja ogromnih oblaka gasova duz unutrasnjosti grana. Ponekad su pritisci u ovom oblacima dovoljno veliki da se u njima rode zvezde. Na snimcima spiralnih galaksija mogu se u granama videti svetle magline - zvezdana porodilista.

Ako vidite neku galaksiju duz cijeg ekvatora se prostire tamna pruga mozete biti gotovo sigurni da se radi o galaksiji sa spiralnim kracima.

    * preckaste (barred spirals)

Kod nekih spiralnih galaksija kraci ne izviru direktno iz jedra vec iz posebne koncentracije zvezda koja poput neke precke lezi u centru diska. Po tome se ove galaksije zovu prckaste ili premostene galaksije. Njihova oznaka je SB (B dolazi od barred = premosten). I one se dele kao i obicne spiralne galaksije na a, b i c tip i to po istom principu tj. prema razvijenosti svojih krakova i po velicini jedra.


Nepravilne (irregular)

   
Kako im ime govori ove galaksije nemaju pravilan oblik. Habl ih je oznacio slovom I sto dolazi od irregular (= nepravilan).

Zasto su neke galaksije nepravilnog oblika? Postoji nekoliko mogucnosti. Prvo, da bi galaksija dobila pravilan oblik potrebna je odredjena minimalna srednja gustina materije oblaka koji pretenduje da postane galaksija. Tek nakon toga pod dejstvom rotacije i gravitacije oblak vremenom zauzme pravilan oblik. Ako, medjutim oblak ne raspolaze dovoljnom kolicinom materije ostace bez ikakve forme.

Druga mogucnost je da su neke galaksije jos suvise mlade i da jos nisu stigle da zauzmu pravilan oblik. A postoji i mogucnost da su neke galaksije nepravilne zbog gravitacionog dejstva neke druge, bliske galaksije (takav slucaj izgleda postoji kod M82 na koju deluje M 81). Ili pak da je doslo do sudara dve (ili vise) galaksija koji je izoblicio obe.

I medju nepravilnim galaksijama uocavaju se neke specificnosti po kojima se one dele na dve potklase. Potklasa I I su sjajnije, imaju slozenu strukturu i u nekim od njih se naslucuju tragovi spiralnih krakova.Obicno se ove galaksije nalaze u parovima sto bi moglo da govori o nekadasnjim spiralnim galaksijama ciji oblik je narusen medjusobnim gravitacionim dejstvom.

Galaksije I II imaju slab povrsinski sjaj, a to dolazi od siromastva zvezdama.

Лигхтсофт опрости ми али бих желео да ти поставим једно просто питање.
Видим да си учен и паметан човек. Занима те наука и све је то лепо, али интересује ме да ли си дошао до неког закључка до неке тврдње где би наука могла чврсто да стане иза неке тврдње и каже да то је сигурно тако? Не знам шта те спречава да сам себи кажеш хајде одвојићу месец дана да се посветим Богу и православној цркви и видим какво објашњење и какве одговоре ми она нуди. Сигуран сам да можеш почети прво са недељним Светим Литургијама а Хвала Богу да у твом граду има доста цркава, па сам исто тако сигуран да можеш постити и причестити се Светим Тајнама. У близини твог града има један од ретких Духовника који може одговорити на сва твоја постављена питања (могу ти дати име манастира где се налази тај Духовник) и сигуран сам да ћеш бити задовољан одговорима. Сигуран сам да ти тих месец дана неће проћи узалуд а ми се можемо после тога срести и видети и ако грешим признаћу своју герешку.   :wave:

Deki, ovo sto postavljam, nije umanjenje znacaja Boga, vec vidjenje grandoznosti svemira a samim tim i grandioznost Tvorca, pa ko god on bio.


Zvezde

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     

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.

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.

Najznacajnije 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

Mase zvezda

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.

Знам, али када будеш имао времена волео бих да ми одговориш на питање.

Прави мали курс из астрономије. Браво!!!  =D>

Узимам за право да постављам питања (ипак сам ја дао ову идеју главном/главним ауторима...)

Нека питања ћу постављати на прескок, некад ћу се враћати...

Ајде мало о звездама детаљније, оно главни низ, плави џинови,црвени патуљци, о језгру и процесима у њему, може и мало формула (нисам баш толика незналица   :D)...

По могућству оставите и референце на које се позивате...

И не морате да журите са одговорима, треба ово све сварити...

Само напред: И познаћете истину и истина ће вас ослободити (Јован 8,32)

Хвала, на брзој реакцији Лајтсофт. Само настави(-те)...

Надам се да ће више познавалаца да се појави...


Е, баш си брз, и порука ми је закаснила...Али дај више о процесима у језгру и на сунцу...

Ја морам да се бацим на читање...