-PRIREDIO: MILADIN VELjKOVIĆ

Radioaktivnost, koju je otkrio 1896. g. Anri Bekerel (1852–1908), podstakla je pretpostavku da se rješenje nalazi u energiji skoncentrisanoj u atomskom jezgru. Pokazalo se da radioaktivnost može uticati na zagrijavanje tijela koje ima sastav i veličinu jedne planete, ali ne može dostići snagu zračenja i dugovječnost zvijezde. Na sintezu elemenata, kao na izvor energije, počinje da se ukazuje od 1915, ali pouzdan odgovor obezbijediće tek bolje upoznavanje unutrašnje strukture zvijezda i napredak nuklearne fizike. U svakoj zvijezdi djeluju dvije suprotne sile: gravitacija koja je sažima i toplota koja je širi (nadima). Da bi zvijezda opstala, njena unutrašnjost mora da bude u stanju ravnoteže. Navedene sile, koje djeluju na svaki njen sloj, moraju da se izjednačavaju, a toplota koja izvire iz jednog sloja mora biti ili proizvedena u njemu, ili, pak, kroz njega propuštena. Na početku XX vijeka stabilne zvijezde su tretirane sa stanovišta mehanike i termodinamike.

Pouzdanu teoriju unutrašnje građe zvijezda postavlja dvadesetih godina XX stoljeća Englez Artur Stanli Edington (1882–1944). Ovaj naučnik je uspostavio veoma značajnu vezu između mase i snage zračenja, tzv. odnos masa – luminozitet i ustvrdio da su zvijezde kosmička tijela koja su strogo ograničena svojom masom. On je, naime, ustanovio da ne može postojati zvijezda mase mnogo veće od mase Sunca, niti zvijezda mnogo manje mase: okvirne granice se kreću otprilike od 0,05 do 50 Sunčevih masa. Tijela male mase ne mogu podržavati visoku temperaturu zbog čega ne mogu da zrače, dok tijela prevelike mase imaju u središtu tako visoku temperaturu, da ih mora razoriti njihov unutrašnji pritisak.

Dostignuća nuklearne fizike tokom XX vijeka omogućavaju konačno 1938. Hansu Albrehtu Beteu (1906–2005) i Karlu Fridrihu fon Vajcekeru (1912–2007), da računski dokažu kako se na temperaturi od deset i više miliona stepeni odvija sjedinjavanje (nuklearna fuzija) vodonika u helijum. Prilikom sinteze lakših vodonikovih atoma u teži helijum, dolazi do tzv. defekta mase, odnosno jedan dio mase se transformiše u energiju (na osnovu čuvene Ajnštajnove formule). Usklađivanje teorijskih postavki sa posmatračkim podacima o fizičkim svojstvima zvijezda, postepeno dovodi do pravilnog saznanja o strukturi Sunca i zvijezda, tako da je već u prvoj polovini XX vijeka bilo jasno da vodonik predstavlja njihov pretežni sastojak. Ujedno, sve temeljitije se izgrađuje nova pouzdana teorija o strukturi zvijezda, o njihovoj unutrašnjoj građi, načinu dobijanja energije, kao i o vremenskom toku njihove evolucije.

Početkom XX vijeka Hugo fon Seliger (1849–1924) je procijenio da prečnik Mliječnog puta iznosi 23.000 svjetlosnih godina (sg), odnosno oko 7.000 parseka (pc). Godine 1904. Jakob Kaptejn (1851–1922) otkrio je pravilno kretanje zvijezda u Sunčevoj okolini, pri čemu se jedna zvjezdana struja kretala u jednom, a druga u suprotnom smjeru. Ova pojava je protumačena opštim, zajedničkim kretanjem zvijezda oko centra Mliječnog puta ili obrtanjem čitavog sistema Galaksije kao cjeline. Posebno značajnu ulogu u istraživanjima veličine Galaksije, kao i određivanju udaljenosti između njenih djelova, odigrale su pravilno promjenljive zvijezde poznate pod imenom cefeide. Pored tih objekata, korišćeni su za tu svrhu i pogodni zvjezdani skupovi. Henrijeta Levit (1868–1921) početkom XX stoljeća je otkrila da se cefeide ponašaju na vrlo pravilan način. Ukoliko je vremenski interval duži između dva njihova maksimuma sjaja, u tom slučaju su im i luminoziteti veći. Time je, zapravo, ustanovljen i postupak za posredno određivanje jačine zračenja tih zvijezda. S obzirom na to da svjetlosni fluks, koji pristiže na Zemlju, zavisi od udaljenosti zvijezda, to se njime može mjeriti i njihova udaljenost. Ova metoda mjerenja udaljenosti pomoću cefeida iznesena je 1908. godine. Princip fizičkog uzroka promjene sjaja otkrio je 1914. Harlou Šepli (1885–1972) jer cefeide periodično mijenjaju zapreminu, one, zapravo, pulsiraju u pravilnim vremenskim ciklusima.


(NASTAVIĆE SE)

---