Astronomija

                    Supernove
   Sunce je izvor života na Zemlji. Sunce potpomaže razvoju biljaka pomoću fotosinteze bez kojih ne bi bilo kiseonika na Zemlji. Dalje, održava stalnu temperaturu bez koje bi nastalo ledeno doba i eventualno uništilo život. Iz svega navedenog, a i mnogih drugih faktora može se zaključiti da je Sunce presudno za održavanje života, pa čak i održavanja planeta na eliptičnim putanjama.
   Međutim, sledeće logično pitanje je šta je to što održava Sunce u svom životu, na osnovu čega širi toplotu i svetlost? Kako zvezda započinje i završava svoj životni vek, ili pak ostaje beli patuljak zauvek? Na ova pitanja ćemo odgovoriti u tekstu koji sledi ispod ovog.
   Jednim pogledom na noćno nebo uočićemo hiljade zvezda, što plavih, što crvenih. One nama deluju kao tačkice jer su udaljene hiljadama svetlosnih godina. Međutim, one su različitih masa i veličina, kao i različitih ponašanja gledano sa strane fizike. Uglavnom, zvezda svoj život živi fuzijom vodonika u helijum, dakle spajanje lakših u teže elemente. Ovo se sve odvija na visokoj temperaturi, 107 K. Odvija se u jezgru zvezde dok god ima dovoljno goriva, odnosno vodnika. Kada se sav vodonik pretvori u helijum zvezda odbacuje svoje spoljašnje omotače, poraste joj masa i stvara se novi "sloj" u kome se tu sada vodonik pretvara u helijum, dok se u jezgru nalazi helijum koji se pretvara u još teži elemenat ugljenik. Sada imamo dve fuzije. Prva je u jezgru gde se helijum pretvara u ugljenik na temperaturi 108 K, i spoljašnji gde se vodonik pretvara u helijum. Ovaj proces se odvija sve dok zvezda ne odbaci sve svoje omotače i dok joj ne nestane goriva za fuziju. Masa zvezde je presudna za ove procese. Ako zvezda nema dovoljnu masu, nema daljeg sagorevanja, ona ostaje kao beli patuljak mnogo manje mase od Sunca sa ugljenikom na površini. Međutim, ako ima masu veću od 1,4 mase Sunca, poznate kao Čandrasekarove granice, ona nastavlja svoj proces fuzionišući još teže elemente. Tako dolazimo do kiseonika na temperaturi 6*107 K. Ako se još nastavi sve ovo, raste elektronski degenerativni pritisak, jezgro kao da je udarilo samo od sebe i dolazi do stravične eksplozije razbacujući sav svoj materijal hiljadama kilometara daleko od zvezde. Od zvezde ne ostaje ništa osim eventualne magline koja se može uočiti sa Zemlje malo profesionalnijim teleskopom. Može se dogoditi da zvezda ima toliku masu da će se svi elektroni pretvoriti u neutrone, i time dobijamo neutronsku zvezdu koja rotira velikom brzinom zbog koje nekad dobija blagi izgled elipse. Od neutronske zvezde mogu nastati magnetari koji imaju veoma jako magnetno polje i ako im se pravac magnetnog polja poklopi sa Zemljom, one se mogu i detektovati.
   Dakle, objasnili smo na najjednostavniji način šta je to što se dešava unutar zvezde i videli smo da su to teški procesi nuklearne fizike i da je naučnicima bilo veoma teško da shvate kakvi su to procesi. Za to su im poslužili radioteleskopi, snimanje talasnih dužina zvezde, i pravljenje tzv. Hertzsprung-Rasselovih dijagrama koji ima logaritamsku skalu i pokazuje klasu i sjaj zvezde. Odavde se mogu napraviti još neke podele gde ne mora doći do eksplozije zvezde. Tako nešto smo pomenuli kod neutronskih zvezda, međutim ima ih još. Ako je zvezda toliko masivna, da ima preko 8 masa Sunaca, direktno prelazu u crnu rupu sa ogromnim gravitacionim poljem iz kojeg ne može čak ni svetlost da pobegne. Formira se i tzv. horizont događaja iza kog ne vidimo šta se dešava sa materijalom koji ode u crnu rupu. Još jedan specifičan slučaj jeste kada imamo da dve zvezde rotiraju oko zajedničkog centra masa (baricentra) i to tako da je jedna zvezda manje mase a druga veće. Uzmimo slučaj da je jedna zvezda beli patuljak, a druga crveni džin. Crveni džin će usled svoje gravitacije početi da privlači materijal sa belog patuljka. Njegova masa počinje da raste što uslovljava dalju fuziju i naravno opet dolazi do stravične eksplozije posle koje ne ostaje ništa od navedenih zvezda. Ovo su supernove tipa Ia. Pre svega, zvezda doživi helijumov bljesak gde joj naglo poraste sjaj i astronomi  na osnovu toga zaključe da je zvezda u odmakloj fazi.
   Naše Sunce će završiti svoj ciklus fuzija kao beli patuljak jer nema dovoljnu masu za dalji razvitak procesa, i spada u klasu G2. Po nekim pretpostavkama, "naduvaće se" do Marsa i uništiti sve planete do Marsa, nakon čega odbacuje sve slojeve i uništava sve planete Sunčevog sistema. Jedna zanimljiva zvezda je Eta Carinae koja menja svoj sjaj iz časa u čas, i očekuje se od nje svakog momenta da eksplodira. Takođe, i Betelgez u sazvežđu Oriona isto treba da eksplodira. Možda je već i eksplodirao samo treba vremena svelosti da dođe do Zemlje.