Studium hvězdné evoluce je nemožné pozorováním pouze jedné hvězdy - mnoho změn ve hvězdách probíhá příliš pomalu, než aby si je bylo možné všimnout i po mnoha staletích. Vědci proto studují mnoho hvězd, z nichž každá je v určité fázi svého životního cyklu. Během několika posledních desetiletí se v astrofyzice rozšířilo modelování struktury hvězd pomocí počítačové technologie.

Encyklopedický YouTube

1 / 5

✪ Hvězdy a hvězdný vývoj (říká astrofyzik Sergej Popov)

✪ Hvězdy a hvězdný vývoj (vyprávěný Sergejem Popovem a Ilgonisem Vilksem)

✪ Evoluce hvězd. Vývoj modrého obra za 3 minuty

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Surdin V.G. Hvězdná evoluce část 1

titulky

Termonukleární fúze v nitru hvězd

mladé hvězdy

Proces vzniku hvězdy lze popsat jediným způsobem, ale následné fáze vývoje hvězdy závisí téměř výhradně na její hmotnosti a až na samém konci vývoje hvězdy může hrát roli její chemické složení.

Mladé hvězdy s nízkou hmotností

Mladé hvězdy nízké hmotnosti (až tři hmotnosti Slunce) [ ] , které jsou na cestě k hlavní posloupnosti , jsou zcela konvektivní, - proces konvekce pokrývá celé tělo hvězdy. Stále se ve skutečnosti jedná o protohvězdy, v jejichž centrech právě začínají jaderné reakce a k veškerému záření dochází především díky gravitační kompresi. Dokud se neustaví hydrostatická rovnováha, svítivost hvězdy při konstantní efektivní teplotě klesá. V Hertzsprung-Russellově diagramu tvoří takové hvězdy téměř svislou dráhu, zvanou Hayashiho dráha. Jak se kontrakce zpomaluje, mladá hvězda se blíží k hlavní sekvenci. Objekty tohoto typu jsou spojeny s hvězdami typu T Taurus.

V této době se u hvězd s hmotností větší než 0,8 hmotnosti Slunce stává jádro pro záření transparentní a převládá přenos radiační energie v jádru, protože konvekce je stále více omezována rostoucím zhutňováním hvězdné hmoty. Ve vnějších vrstvách hvězdného tělesa převládá konvektivní přenos energie.

Není s jistotou známo, jaké vlastnosti mají hvězdy s nižší hmotností v okamžiku, kdy zasáhly hlavní sekvenci, protože doba, kterou tyto hvězdy stráví v mladé kategorii, přesahuje věk  vesmíru [ ]. Všechny představy o vývoji těchto hvězd jsou založeny pouze na numerických výpočtech a matematickém modelování.

Jak se hvězda smršťuje, tlak degenerovaného elektronového plynu se začíná zvyšovat, a když je dosaženo určitého poloměru hvězdy, komprese se zastaví, což vede k zastavení dalšího zvyšování teploty v jádru hvězdy způsobeného kompresi a poté k jejímu snížení. U hvězd o hmotnosti menší než 0,0767 hmotnosti Slunce se to nestane: energie uvolněná při jaderných reakcích nikdy nebude stačit k vyrovnání vnitřního tlaku a gravitační kontrakce. Takové „podhvězdy“ vyzařují více energie, než se vyprodukuje v procesu termonukleárních reakcí, a patří mezi tzv. hnědé trpaslíky. Jejich osudem je neustálá kontrakce, dokud ji tlak degenerovaného plynu nezastaví, a pak postupné ochlazování se zastavením všech započatých fúzních reakcí.

Mladé hvězdy střední hmotnosti

Mladé hvězdy střední hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slunce) [ ] se vyvíjejí kvalitativně přesně stejným způsobem jako jejich menší sestry a bratři, kromě toho, že nemají konvektivní zóny až do hlavní sekvence.

Objekty tohoto typu jsou spojeny s tzv. Hvězdy Ae\Be Herbiga jsou nepravidelné proměnné spektrálního typu B-F0. Mají také disky a bipolární trysky. Rychlost odtoku hmoty z povrchu, svítivost a efektivní teplota jsou výrazně vyšší než u T Tauri, takže účinně zahřívají a rozptylují zbytky protohvězdného oblaku.

Mladé hvězdy o hmotnosti větší než 8 hmotností Slunce

Hvězdy s takovou hmotností již mají vlastnosti normálních hvězd, protože prošly všemi mezistupněmi a byly schopny dosáhnout takové rychlosti jaderných reakcí, která kompenzovala ztrátu energie zářením, přičemž hmotnost byla akumulována pro dosažení hydrostatické rovnováhy jádro. U těchto hvězd je odliv hmoty a svítivosti tak velký, že nejen zastaví gravitační kolaps vnějších oblastí molekulárního mračna, které se ještě nestaly součástí hvězdy, ale naopak je rozptýlí. Hmotnost vytvořené hvězdy je tedy znatelně menší než hmotnost protohvězdného oblaku. S největší pravděpodobností to vysvětluje nepřítomnost hvězd s hmotností větší než asi 300 hmotností Slunce v naší galaxii.

střední cyklus hvězdy

Hvězdy přicházejí v široké škále barev a velikostí. Podle nedávných odhadů se pohybují ve spektrálním typu od horké modré po chladnou červenou a v hmotnosti od 0,0767 do asi 300 hmotností Slunce. Svítivost a barva hvězdy závisí na teplotě jejího povrchu, která je zase určena její hmotností. Všechny nové hvězdy „zaujmou své místo“ na hlavní posloupnosti podle svého chemického složení a hmotnosti. Zde samozřejmě nejde o fyzický pohyb hvězdy - pouze o její polohu na naznačeném diagramu, která závisí na parametrech hvězdy. Ve skutečnosti pohyb hvězdy po diagramu odpovídá pouze změně parametrů hvězdy.

Termonukleární „spalování“ hmoty obnovené na nové úrovni způsobuje monstrózní expanzi hvězdy. Hvězda se "nafoukne", stane se velmi "volnou" a její velikost se zvětší asi 100krát. Hvězda se tak stává červeným obrem a fáze hoření helia trvá asi několik milionů let. Téměř všichni rudí obři jsou proměnné hvězdy.

Závěrečné fáze hvězdného vývoje

Staré hvězdy s nízkou hmotností

V současnosti není s jistotou známo, co se stane se světlými hvězdami po vyčerpání zásob vodíku v jejich hlubinách. Protože vesmír je starý 13,7 miliardy let, což nestačí k vyčerpání zásob vodíkového paliva v takových hvězdách, současné teorie jsou založeny na počítačových simulacích procesů probíhajících v takových hvězdách.

Některé hvězdy dokážou syntetizovat helium pouze v některých aktivních zónách, což způsobuje jejich nestabilitu a silné hvězdné větry. V tomto případě nedojde k vytvoření planetární mlhoviny a hvězda se pouze vypaří a stane se ještě menší než hnědý trpaslík [ ] .

Hvězda o hmotnosti menší než 0,5 hmotnosti Slunce není schopna přeměnit helium ani poté, co reakce zahrnující vodík v jejím jádru ustanou – hmotnost takové hvězdy je příliš malá na to, aby poskytla novou fázi gravitační komprese na stupeň dostatečný pro „ zapalování" helium. Mezi tyto hvězdy patří červení trpaslíci, jako je Proxima Centauri, jejíž hlavní posloupnost života se pohybuje od desítek miliard do desítek bilionů let. Po ukončení termonukleárních reakcí v jejich jádrech budou, postupně ochlazovat, dále slabě vyzařovat v infračervené a mikrovlnné oblasti elektromagnetického spektra.

středně velké hvězdy

Po dosažení středně velká hvězda (od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slunce) [ ] fáze rudého obra končí v jejím jádru vodík a začínají reakce syntézy uhlíku z helia. Tento proces probíhá při vyšších teplotách a proto se energetický tok z jádra zvyšuje a v důsledku toho se vnější vrstvy hvězdy začnou roztahovat. Začátek syntézy uhlíku znamená novou etapu v životě hvězdy a nějakou dobu pokračuje. U hvězdy blízké velikosti Slunce může tento proces trvat asi miliardu let.

Změny v množství vyzařované energie způsobují, že hvězda prochází obdobími nestability, včetně změn velikosti, povrchové teploty a uvolňování energie. Uvolňování energie je posunuto směrem k nízkofrekvenčnímu záření. To vše je doprovázeno rostoucí ztrátou hmoty v důsledku silných hvězdných větrů a intenzivních pulzací. Hvězdy v této fázi se nazývají "hvězdy pozdního typu" (také "staré hvězdy"), OH-IR hvězdy nebo Mira-like hvězdy, v závislosti na jejich přesných charakteristikách. Vyvržený plyn je poměrně bohatý na těžké prvky produkované v nitru hvězdy, jako je kyslík a uhlík. Plyn tvoří rozpínající se obal a ochlazuje se, když se vzdaluje od hvězdy, což umožňuje tvorbu prachových částic a molekul. Se silným infračerveným zářením zdrojové hvězdy se v takových obalech vytvářejí ideální podmínky pro aktivaci kosmických maserů.

Fúzní reakce helia jsou velmi citlivé na teplotu. Někdy to vede k velké nestabilitě. Vznikají nejsilnější pulsace, které v důsledku dávají vnějším vrstvám dostatečné zrychlení, aby mohly být odhozeny a proměněny v planetární mlhovinu. Ve středu takové mlhoviny zůstává holé jádro hvězdy, ve kterém ustávají termonukleární reakce, a když se ochladí, změní se na héliového bílého trpaslíka, zpravidla o hmotnosti 0,5-0,6 slunečního záření. hmotností a průměr řádově jako průměr Země.

Naprostá většina hvězd včetně Slunce dokončuje svůj vývoj smršťováním, dokud tlak degenerovaných elektronů nevyrovná gravitaci. V tomto stavu, kdy se velikost hvězdy stokrát zmenší a hustota se stane milionkrát vyšší než hustota vody, se hvězda nazývá bílý trpaslík. Je zbaven zdrojů energie a postupným ochlazováním se stává neviditelným černým trpaslíkem.

U hvězd hmotnějších než Slunce nedokáže tlak degenerovaných elektronů zastavit další stlačování jádra a elektrony se začnou „tlačit“ do atomových jader, čímž se protony promění v neutrony, mezi kterými nepůsobí elektrostatická odpudivá síla. Taková neutronizace hmoty vede k tomu, že velikost hvězdy, která je nyní ve skutečnosti jedním obrovským atomovým jádrem, se měří v několika kilometrech a hustota je 100 milionkrát vyšší než hustota vody. Takový objekt se nazývá neutronová hvězda; jeho rovnováha je udržována tlakem degenerované neutronové hmoty.

supermasivní hvězdy

Poté, co hvězda o hmotnosti větší než pět hmotností Slunce vstoupí do stádia červeného veleobra, se její jádro začne vlivem gravitačních sil smršťovat. S rostoucí kompresí se zvyšuje teplota a hustota a začíná nová sekvence termonukleárních reakcí. Při takových reakcích se syntetizují stále těžší prvky: helium, uhlík, kyslík, křemík a železo, které dočasně omezují kolaps jádra.

V důsledku toho, jak se tvoří stále více těžkých prvků periodické tabulky, je železo-56 syntetizováno z křemíku. V této fázi je další exotermická termonukleární fúze nemožná, protože jádro železa-56 má maximální hmotnostní defekt a tvorba těžších jader s uvolněním energie je nemožná. Když tedy železné jádro hvězdy dosáhne určité velikosti, tlak v něm již není schopen vydržet váhu nadložních vrstev hvězdy a dochází k okamžitému kolapsu jádra s neutronizací její látky.

Co se stane dál, ještě není zcela jasné, ale v každém případě probíhající procesy během několika sekund vedou k explozi supernovy neuvěřitelné síly.

Silné neutrinové výtrysky a rotující magnetické pole vytlačí většinu materiálu nahromaděného hvězdou [ ] - tzv. sedací prvky včetně železných a lehčích prvků. Expandující hmota je bombardována neutrony emitovanými z jádra hvězdy, zachycují je a vytvářejí tak soubor prvků těžších než železo, včetně těch radioaktivních, až po uran (a možná i Kalifornii). Výbuchy supernov tedy vysvětlují přítomnost prvků těžších než železo v mezihvězdné hmotě, ale není to jediný možný způsob jejich vzniku, který například demonstrují techneciové hvězdy.

tlaková vlna a výtrysky neutrin odnášejí hmotu od umírající hvězdy [ ] do mezihvězdného prostoru. Následně, jak se ochladí a cestuje vesmírem, může se tento materiál supernovy srazit s jiným vesmírným „odpadem“ a případně se podílet na formování nových hvězd, planet nebo satelitů.

Procesy, které probíhají při vzniku supernovy, jsou stále studovány a zatím není tato problematika jasná. Otázkou je také okamžik, co vlastně zbylo z původní hvězdy. Zvažují se však dvě možnosti: neutronové hvězdy a černé díry.

neutronové hvězdy

Je známo, že u některých supernov způsobuje silná gravitace v nitru veleobra pohlcení elektronů atomovým jádrem, kde se po sloučení s protony vytvoří neutrony. Tento proces se nazývá neutronizace. Elektromagnetické síly oddělující blízká jádra zmizí. Jádro hvězdy je nyní hustá koule atomových jader a jednotlivých neutronů.

Takové hvězdy, známé jako neutronové hvězdy, jsou extrémně malé – ne větší než velké město – a mají nepředstavitelně vysoké hustoty. Jejich oběžná doba se extrémně zkracuje, jak se velikost hvězdy zmenšuje (v důsledku zachování momentu hybnosti). Některé neutronové hvězdy dělají 600 otáček za sekundu. U některých z nich může být úhel mezi vektorem záření a osou rotace takový, že Země spadne do kužele vytvořeného tímto zářením; v tomto případě je možné zaznamenat puls záření, který se opakuje v intervalech rovných periodě otáčení hvězdy. Takové neutronové hvězdy byly nazývány "pulsary" a staly se prvními objevenými neutronovými hvězdami.

Černé díry

Ne všechny hvězdy, které prošly fází výbuchu supernovy, se stanou neutronovými hvězdami. Pokud má hvězda dostatečně velkou hmotnost, kolaps takové hvězdy bude pokračovat a samotné neutrony začnou padat dovnitř, dokud se její poloměr nezmenší než poloměr Schwarzschildův. Z hvězdy se pak stane černá díra.

Existenci černých děr předpověděla obecná teorie relativity. Podle této teorie

> Životní cyklus hvězdy

Popis život a smrt hvězd: evoluční stadia s fotografií, molekulární mraky, protohvězda, T Býk, hlavní sekvence, červený obr, bílý trpaslík.

Všechno na tomto světě se vyvíjí. Jakýkoli cyklus začíná narozením, růstem a končí smrtí. Samozřejmě, že hvězdy mají tyto cykly zvláštním způsobem. Připomeňme například, že mají větší časový rámec a měří se na miliony a miliardy let. Jejich smrt s sebou navíc nese určité následky. Jak to vypadá životní cyklus hvězd?

První životní cyklus hvězdy: Molekulární mraky

Začněme zrozením hvězdy. Představte si obrovský oblak studeného molekulárního plynu, který může snadno existovat ve vesmíru bez jakýchkoli změn. Najednou ale nedaleko od ní exploduje supernova nebo se srazí s jiným mrakem. Kvůli tomuto tlaku je aktivován proces ničení. Je rozdělena na malé části, z nichž každá je vtažena do sebe. Jak jste již pochopili, všechny tyto skupiny se připravují stát se hvězdami. Gravitace zvyšuje teplotu a uložená hybnost udržuje rotaci v chodu. Spodní diagram názorně demonstruje cyklus hvězd (život, fáze vývoje, možnosti transformace a smrt nebeského tělesa s fotografií).

Druhý životní cyklus hvězdy: protostar

Materiál hustěji kondenzuje, zahřívá se a je odpuzován gravitačním kolapsem. Takový objekt se nazývá protohvězda, kolem které je vytvořen disk materiálu. Část je přitahována k předmětu, čímž se zvyšuje jeho hmotnost. Zbytek trosek bude seskupen a vytvoří planetární systém. Další vývoj hvězdy vše závisí na hmotnosti.

Třetí životní cyklus hvězdy: T Býk

Když materiál narazí na hvězdu, uvolní se obrovské množství energie. Nový hvězdný stupeň byl pojmenován po prototypu T Taurus. Jedná se o proměnnou hvězdu nacházející se 600 světelných let daleko (nedaleko).

Může dosáhnout velkého jasu, protože materiál se rozkládá a uvolňuje energii. Ale v centrální části není dostatečná teplota pro podporu jaderné fúze. Tato fáze trvá 100 milionů let.

Čtvrtý životní cyklus hvězdy:Hlavní sekvence

V určitém okamžiku teplota nebeského tělesa stoupne na požadovanou úroveň, čímž se aktivuje jaderná fúze. Tím procházejí všechny hvězdy. Vodík se přeměňuje na helium, čímž se uvolňuje obrovská tepelná rezerva a energie.

Energie se uvolňuje jako gama paprsky, ale v důsledku pomalého pohybu hvězdy klesá s vlnovou délkou. Světlo je vytlačeno ven a konfrontuje gravitaci. Můžeme předpokládat, že je zde vytvořena dokonalá rovnováha.

Jak dlouho bude v hlavní sekvenci? Musíte začít od hmotnosti hvězdy. Červení trpaslíci (polovina sluneční hmoty) jsou schopni utratit stovky miliard (bilionů) let na zásobování palivem. Průměrné hvězdy (jako) žijí 10-15 miliard. Ale ty největší jsou staré miliardy nebo miliony let. Podívejte se, jak vypadá vývoj a zánik hvězd různých tříd v diagramu.

Pátý životní cyklus hvězdy:červený obr

Během procesu tání končí vodík a hromadí se helium. Když už nezůstane vůbec žádný vodík, všechny jaderné reakce se zastaví a hvězda se začne vlivem gravitace zmenšovat. Vodíkový obal kolem jádra se zahřeje a vznítí, což způsobí, že objekt naroste 1000-10000krát. V určitém okamžiku naše Slunce tento osud zopakuje, když se zvýší na oběžnou dráhu Země.

Teplota a tlak dosáhnou maxima a helium se spojí do uhlíku. V tomto okamžiku se hvězda smršťuje a přestává být rudým obrem. S větší masivností objekt spálí další těžké prvky.

Šestý životní cyklus hvězdy: bílý trpaslík

Hvězda o hmotnosti slunečního záření nemá dostatečný gravitační tlak na fúzi uhlíku. S koncem helia tedy nastává smrt. Vnější vrstvy jsou vyvrženy a objeví se bílý trpaslík. Zpočátku je horko, ale po stovkách miliard let se ochladí.

Vnitřní život hvězdy je regulován působením dvou sil: přitažlivé síly, která hvězdu oponuje, drží ji, a síly uvolněné při jaderných reakcích probíhajících v jádře. Naopak má tendenci „tlačit“ hvězdu do dalekého vesmíru. Během fází formování je hustá a stlačená hvězda pod silným vlivem gravitace. V důsledku toho dochází k silnému zahřívání, teplota dosahuje 10-20 milionů stupňů. To stačí k zahájení jaderných reakcí, v jejichž důsledku se vodík přeměňuje na helium.

Poté se po dlouhou dobu obě síly vyrovnají, hvězda je ve stabilním stavu. Když jaderné palivo jádra postupně vysychá, hvězda se dostává do fáze nestability, stojí proti sobě dvě síly. Pro hvězdu přichází kritický okamžik, do hry vstupuje řada faktorů – teplota, hustota, chemické složení. Hmotnost hvězdy je na prvním místě, na ní závisí budoucnost tohoto nebeského tělesa – buď hvězda vzplane jako supernova, nebo se změní v bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu nebo černou díru.

Jak dochází vodík

Pouze velmi velká mezi nebeskými tělesy (asi 80krát větší než Jupiter) se stávají hvězdami, menší (asi 17krát menší než Jupiter) se stávají planetami. Existují také tělesa střední hmotnosti, jsou příliš velká na to, aby patřila do třídy planet, a příliš malá a chladná na to, aby v jejich hlubinách probíhaly jaderné reakce charakteristické pro hvězdy.

Tato tmavě zbarvená nebeská tělesa mají slabou svítivost, na obloze se dají dost těžko rozlišit. Říká se jim „hnědí trpaslíci“.

Hvězda tedy vzniká z mraků skládajících se z mezihvězdného plynu. Jak již bylo uvedeno, hvězda zůstává v rovnovážném stavu po poměrně dlouhou dobu. Pak přichází období nestability. Další osud hvězdy závisí na různých faktorech. Uvažujme hypotetickou malou hvězdu s hmotností mezi 0,1 a 4 hmotnostmi Slunce. Charakteristickým znakem hvězd s nízkou hmotností je absence konvekce ve vnitřních vrstvách, tzn. látky tvořící hvězdu se nemísí, jak se to děje u hvězd s velkou hmotností.

To znamená, že když dojde vodík v jádře, nedojde k žádné nové zásobě tohoto prvku ve vnějších vrstvách. Hořením se vodík mění na helium. Postupně se jádro ohřívá, povrchové vrstvy destabilizují vlastní strukturu a hvězda, jak je patrné z D-R diagramu, se pomalu přesouvá z fáze Hlavní sekvence. V nové fázi se hustota hmoty uvnitř hvězdy zvyšuje, složení jádra „degeneruje“, v důsledku toho se objevuje zvláštní konzistence. Liší se od normální hmoty.

Modifikace hmoty

Při změně hmoty závisí tlak pouze na hustotě plynů, nikoli na teplotě.

V Hertzsprungově-Russellově diagramu se hvězda posouvá doprava a pak nahoru a přibližuje se k oblasti rudého obra. Jeho rozměry se výrazně zvětšují a v důsledku toho klesá teplota vnějších vrstev. Průměr rudého obra může dosahovat stovek milionů kilometrů. Když naše vstoupí do této fáze, „spolkne“ neboli Venuši, a pokud nedokáže zachytit Zemi, zahřeje ji do takové míry, že život na naší planetě přestane existovat.

Během vývoje hvězdy se teplota jejího jádra zvyšuje. Nejprve probíhají jaderné reakce, poté, když je dosaženo optimální teploty, helium taje. Když k tomu dojde, náhlý nárůst teploty jádra způsobí výbuch a hvězda se rychle přesune na levou stranu H-R diagramu. Jedná se o takzvaný „heliový záblesk“. V této době jádro obsahující helium shoří spolu s vodíkem, který je součástí obalu obklopujícího jádro. Na G-P diagramu je tento stupeň fixován pohybem doprava podél vodorovné čáry.

Poslední fáze evoluce

Při přeměně helia na uhlík se jádro mění. Jeho teplota stoupá, dokud (pokud je hvězda velká), dokud uhlík nezačne hořet. Došlo k novému ohnisku. V každém případě je během posledních fází vývoje hvězdy zaznamenán významný úbytek její hmotnosti. To se může stát postupně nebo náhle, během výbuchu, kdy vnější vrstvy hvězdy prasknou jako velká bublina. V druhém případě se vytvoří planetární mlhovina - kulový obal, který se šíří vesmírem rychlostí několika desítek nebo dokonce stovek kilometrů za sekundu.

Konečný osud hvězdy závisí na hmotnosti, která zůstane po všem, co se v ní stane. Pokud při všech přeměnách a výronech vyvrhla hodně hmoty a její hmotnost nepřesáhne 1,44 hmotnosti Slunce, změní se hvězda v bílého trpaslíka. Toto číslo se nazývá "Chandra-sekara limit" na počest pákistánského astrofyzika Subrahmanyan Chandrasekhar. To je maximální hmotnost hvězdy, při které nemusí dojít ke katastrofickému konci kvůli tlaku elektronů v jádře.

Po výbuchu vnějších vrstev zůstává jádro hvězdy a její povrchová teplota je velmi vysoká - asi 100 000 °K. Hvězda se pohybuje k levému okraji G-R diagramu a klesá. Jeho svítivost klesá se zmenšováním jeho velikosti.

Hvězda se pomalu dostává do zóny bílých trpaslíků. Jsou to hvězdy malého průměru (jako naše), ale vyznačující se velmi vysokou hustotou, jeden a půl milionkrát větší než hustota vody. Krychlový centimetr materiálu, který tvoří bílého trpaslíka, by na Zemi vážil asi jednu tunu!

Bílý trpaslík představuje poslední fázi ve vývoji hvězdy, bez záblesků. Pomalu se ochlazuje.

Vědci se domnívají, že konec bílého trpaslíka prochází velmi pomalu, přinejmenším od počátku existence vesmíru se zdá, že ani jeden bílý trpaslík netrpěl „tepelnou smrtí“.

Pokud je hvězda velká a její hmotnost je větší než Slunce, vybuchne jako supernova. Během výbuchu může být hvězda zcela nebo částečně zničena. V prvním případě zanechá oblak plynu se zbytkovými látkami hvězdy. Ve druhém zůstává nebeské těleso nejvyšší hustoty – neutronová hvězda nebo černá díra.

Vesmír je neustále se měnící makrokosmos, kde se každý objekt, látka nebo hmota nachází ve stavu transformace a změny. Tyto procesy trvají miliardy let. Ve srovnání s délkou lidského života je toto nepochopitelné časové rozpětí obrovské. V kosmickém měřítku jsou tyto změny spíše pomíjivé. Hvězdy, které nyní pozorujeme na noční obloze, byly stejné před tisíci lety, kdy je mohli vidět egyptští faraoni, ale ve skutečnosti se po celou tu dobu změna fyzických vlastností nebeských těles ani na vteřinu nezastavila. . Hvězdy se rodí, žijí a jistě stárnou – vývoj hvězd pokračuje jako obvykle.

Pozice hvězd souhvězdí Velké medvědice v různých historických obdobích v intervalu před 100 000 lety - naše doba a po 100 000 letech

Výklad vývoje hvězd z pohledu laika

Pro laika se prostor jeví jako svět klidu a ticha. Vesmír je ve skutečnosti gigantická fyzikální laboratoř, kde probíhají grandiózní přeměny, při kterých se mění chemické složení, fyzikální vlastnosti a struktura hvězd. Život hvězdy trvá tak dlouho, dokud svítí a vydává teplo. Takový brilantní stav však není věčný. Po jasném zrození následuje období hvězdné zralosti, které nevyhnutelně končí stárnutím nebeského tělesa a jeho smrtí.

Vznik protohvězdy z oblaku plynu a prachu před 5-7 miliardami let

Všechny naše dnešní informace o hvězdách zapadají do rámce vědy. Termodynamika nám poskytuje vysvětlení procesů hydrostatické a tepelné rovnováhy, ve kterých se nachází hvězdná hmota. Jaderná a kvantová fyzika nám umožňuje pochopit složitý proces jaderné fúze, díky kterému existuje hvězda, která vyzařuje teplo a dává světlo okolnímu prostoru. Při zrodu hvězdy vzniká hydrostatická a tepelná rovnováha udržovaná vlastními zdroji energie. Při západu oslnivé hvězdné kariéry je tato rovnováha narušena. Přichází řada nevratných procesů, jejichž výsledkem je zničení hvězdy nebo kolaps - grandiózní proces okamžité a zářivé smrti nebeského tělesa.

Výbuch supernovy je jasným koncem života hvězdy zrozené v prvních letech vesmíru

Změna fyzikálních vlastností hvězd je způsobena jejich hmotností. Rychlost vývoje objektů je ovlivněna jejich chemickým složením a do jisté míry i existujícími astrofyzikálními parametry – rychlostí rotace a stavem magnetického pole. Jak se vše vlastně děje, nelze přesně říci vzhledem k obrovské době trvání popsaných procesů. Rychlost evoluce, fáze přeměny závisí na době zrození hvězdy a její poloze ve Vesmíru v době zrození.

Evoluce hvězd z vědeckého hlediska

Jakákoli hvězda se rodí ze sraženiny studeného mezihvězdného plynu, který je vlivem vnějších a vnitřních gravitačních sil stlačen do stavu plynové koule. Proces stlačování plynné látky se ani na okamžik nezastaví, doprovázený kolosálním uvolněním tepelné energie. Teplota nového útvaru stoupá, dokud není spuštěna termojaderná fúze. Od tohoto okamžiku ustává stlačování hvězdné hmoty a je dosaženo rovnováhy mezi hydrostatickým a tepelným stavem objektu. Vesmír byl doplněn novou plnohodnotnou hvězdou.

Hlavním hvězdným palivem je atom vodíku v důsledku spuštěné termonukleární reakce

Ve vývoji hvězd mají zásadní význam jejich zdroje tepelné energie. Zářivá a tepelná energie unikající do vesmíru z povrchu hvězdy se doplňuje ochlazováním vnitřních vrstev nebeského tělesa. Neustále probíhající termonukleární reakce a gravitační kontrakce v nitru hvězdy kompenzují ztrátu. Dokud je v hlubinách hvězdy dostatek jaderného paliva, hvězda jasně září a vyzařuje teplo. Jakmile se proces termojaderné fúze zpomalí nebo úplně zastaví, spustí se mechanismus vnitřní komprese hvězdy pro udržení tepelné a termodynamické rovnováhy. V této fázi již objekt vyzařuje tepelnou energii, která je viditelná pouze v infračerveném světle.

Na základě popsaných procesů můžeme dojít k závěru, že vývoj hvězd je postupná změna zdrojů hvězdné energie. V moderní astrofyzice mohou být procesy transformace hvězd uspořádány podle tří měřítek:

• jaderná časová osa;
• tepelný úsek života hvězdy;
• dynamický segment (konečný) životnosti svítidla.

V každém jednotlivém případě jsou zvažovány procesy, které určují stáří hvězdy, její fyzikální vlastnosti a typ smrti objektu. Jaderná časová osa je zajímavá, pokud je objekt poháněn vlastními zdroji tepla a vyzařuje energii, která je produktem jaderných reakcí. Odhad doby trvání této fáze je vypočítán stanovením množství vodíku, které se v procesu termojaderné fúze změní na helium. Čím větší je hmotnost hvězdy, tím větší je intenzita jaderných reakcí a tím vyšší je svítivost objektu.

Velikosti a hmotnosti různých hvězd, od veleobra po červeného trpaslíka

Tepelná časová škála definuje fázi vývoje, během které hvězda spotřebuje veškerou tepelnou energii. Tento proces začíná od okamžiku, kdy jsou vyčerpány poslední zásoby vodíku a jaderné reakce ustaly. Pro udržení rovnováhy objektu se spustí proces komprese. Hvězdná hmota padá směrem ke středu. V tomto případě dochází k přechodu kinetické energie na tepelnou energii vynaloženou na udržení potřebné teplotní rovnováhy uvnitř hvězdy. Část energie uniká do vesmíru.

Vzhledem k tomu, že svítivost hvězd je dána jejich hmotností, v okamžiku stlačení objektu se jeho jasnost v prostoru nemění.

Hvězda na cestě do hlavní sekvence

Ke vzniku hvězd dochází podle dynamické časové osy. Hvězdný plyn volně padá dovnitř směrem ke středu a zvyšuje hustotu a tlak v útrobách budoucího objektu. Čím vyšší je hustota ve středu plynové koule, tím vyšší je teplota uvnitř předmětu. Od této chvíle se teplo stává hlavní energií nebeského tělesa. Čím větší je hustota a čím vyšší teplota, tím větší je tlak v nitru budoucí hvězdy. Zastaví se volný pád molekul a atomů, zastaví se proces stlačování hvězdného plynu. Tento stav objektu se obvykle nazývá protostar. Objekt je z 90 % tvořen molekulárním vodíkem. Při dosažení teploty 1800 K přechází vodík do atomárního stavu. V procesu rozpadu se spotřebovává energie, nárůst teploty se zpomaluje.

Vesmír je ze 75 % tvořen molekulárním vodíkem, který se v procesu tvorby protohvězd mění na atomární vodík – jaderné palivo hvězdy

V takovém stavu se tlak uvnitř plynové koule snižuje, čímž se uvolňuje tlaková síla. Tato sekvence se opakuje pokaždé, když je všechen vodík nejprve ionizován, a pak přichází na řadu ionizace helia. Při teplotě 10⁵ K je plyn zcela ionizován, stlačování hvězdy se zastaví a nastává hydrostatická rovnováha objektu. Další vývoj hvězdy bude probíhat v souladu s tepelným časovým měřítkem, mnohem pomaleji a důsledněji.

Poloměr protohvězdy se od počátku formování zmenšuje ze 100 AU. až ¼ a.u. Objekt je uprostřed oblaku plynu. V důsledku narůstání částic z vnějších oblastí oblaku hvězdného plynu bude hmotnost hvězdy neustále narůstat. V důsledku toho se teplota uvnitř objektu zvýší, což doprovází proces konvekce - přenos energie z vnitřních vrstev hvězdy na její vnější okraj. Následně se zvýšením teploty v nitru nebeského tělesa je konvekce nahrazena radiačním transportem, pohybujícím se směrem k povrchu hvězdy. V tuto chvíli rychle roste svítivost objektu a roste i teplota povrchových vrstev hvězdné koule.

Konvekční procesy a radiační transport v nově vzniklé hvězdě před začátkem termonukleárních fúzních reakcí

Například u hvězd, jejichž hmotnost je totožná s hmotností našeho Slunce, dochází ke stlačení protohvězdného mračna za pouhých několik set let. Pokud jde o konečnou fázi formování objektu, kondenzace hvězdné hmoty se protáhla na miliony let. Slunce se pohybuje směrem k hlavní sekvenci poměrně rychle a tato cesta bude trvat sto milionů nebo miliardy let. Jinými slovy, čím větší je hmotnost hvězdy, tím delší je doba strávená na vzniku plnohodnotné hvězdy. Hvězda o hmotnosti 15 M se bude po cestě k hlavní posloupnosti pohybovat mnohem déle – asi 60 tisíc let.

Fáze hlavní sekvence

Ačkoli některé fúzní reakce začínají při nižších teplotách, hlavní fáze spalování vodíku začíná při 4 milionech stupňů. Od tohoto okamžiku začíná fáze hlavní sekvence. Do hry vstupuje nová forma reprodukce hvězdné energie, jaderná. Kinetická energie uvolněná při stlačení předmětu mizí do pozadí. Dosažená rovnováha zajišťuje dlouhý a tichý život hvězdy, která se ocitne v počáteční fázi hlavní sekvence.

Štěpení a rozpad atomů vodíku v procesu termonukleární reakce probíhající v nitru hvězdy

Od tohoto okamžiku je pozorování života hvězdy jasně vázáno na fázi hlavní posloupnosti, která je důležitou součástí vývoje nebeských těles. Právě v této fázi je jediným zdrojem hvězdné energie výsledek spalování vodíku. Objekt je ve stavu rovnováhy. Při spotřebě jaderného paliva se mění pouze chemické složení objektu. Pobyt Slunce ve fázi hlavní posloupnosti bude trvat přibližně 10 miliard let. Tolik času bude vyžadovat naše nativní svítidlo, aby spotřebovalo celou zásobu vodíku. Co se týče hmotných hvězd, jejich vývoj je rychlejší. Masivní hvězda, která vyzařuje více energie, zůstává ve fázi hlavní sekvence pouze 10-20 milionů let.

Méně hmotné hvězdy hoří na noční obloze mnohem déle. Hvězda o hmotnosti 0,25 M tedy zůstane ve fázi hlavní posloupnosti desítky miliard let.

Hertzsprungův–Russellův diagram odhadující vztah mezi spektrem hvězd a jejich svítivostí. Body na diagramu jsou umístění známých hvězd. Šipky ukazují přesun hvězd z hlavní sekvence do fází obrů a bílých trpaslíků.

Pro představu vývoje hvězd se stačí podívat na diagram, který charakterizuje dráhu nebeského tělesa v hlavní posloupnosti. Horní část grafu vypadá méně přeplněná objekty, protože zde jsou soustředěny hmotné hvězdy. Toto umístění se vysvětluje jejich krátkým životním cyklem. Z dnes známých hvězd mají některé hmotnost 70M. Předměty, jejichž hmotnost přesahuje horní hranici 100 m, se nemusí tvořit vůbec.

Nebeská tělesa, jejichž hmotnost je menší než 0,08 M, nemají schopnost překonat kritickou hmotnost nezbytnou pro zahájení termojaderné fúze a zůstávají celý život chladná. Nejmenší protohvězdy se zmenšují a tvoří trpaslíky podobné planetám.

Planetární hnědý trpaslík ve srovnání s normální hvězdou (naše Slunce) a planetou Jupiter

Ve spodní části sekvence jsou soustředěny objekty, kterým dominují hvězdy o hmotnosti rovnající se hmotnosti našeho Slunce a o něco více. Pomyslnou hranici mezi horní a spodní částí hlavní sekvence tvoří objekty, jejichž hmotnost je - 1,5M.

Následující fáze hvězdného vývoje

Každá z možností vývoje stavu hvězdy je dána její hmotností a délkou doby, po kterou probíhá přeměna hvězdné hmoty. Vesmír je však mnohostranný a složitý mechanismus, takže vývoj hvězd může probíhat i jinými cestami.

Hvězda s hmotností přibližně stejnou jako hmotnost Slunce má při cestování po hlavní posloupnosti tři hlavní možnosti cesty:

1. žij svůj život klidně a klidně odpočívej v obrovských rozlohách Vesmíru;
2. přejít do fáze červeného obra a pomalu stárnout;
3. přejít do kategorie bílých trpaslíků, propuknout v supernovu a proměnit se v neutronovou hvězdu.

Možné varianty vývoje protohvězd v závislosti na čase, chemickém složení objektů a jejich hmotnosti

Po hlavní sekvenci přichází obří fáze. V této době jsou zásoby vodíku v nitru hvězdy zcela vyčerpány, centrální oblastí objektu je jádro helia a termonukleární reakce jsou posunuty na povrch objektu. Vlivem termojaderné fúze se obal roztahuje, ale roste hmota jádra helia. Obyčejná hvězda se promění v červeného obra.

Obří fáze a její vlastnosti

U hvězd s malou hmotností se hustota jádra stává kolosální a mění hvězdnou hmotu na degenerovaný relativistický plyn. Pokud je hmotnost hvězdy o něco více než 0,26 M, zvýšení tlaku a teploty vede k zahájení fúze helia, která pokrývá celou centrální oblast objektu. Od té doby teplota hvězdy rychle stoupá. Hlavním rysem procesu je, že degenerovaný plyn nemá schopnost expandovat. Vlivem vysoké teploty se zvyšuje pouze rychlost štěpení helia, které je doprovázeno výbušnou reakcí. V takových chvílích můžeme pozorovat héliový záblesk. Jasnost objektu se stokrát zvýší, ale agónie hvězdy pokračuje. Dochází k přechodu hvězdy do nového stavu, kdy všechny termodynamické procesy probíhají v jádře helia a ve zředěném vnějším obalu.

Struktura hvězdy hlavní posloupnosti slunečního typu a červeného obra s izotermickým heliovým jádrem a vrstevnatou zónou nukleosyntézy

Tento stav je dočasný a neudržitelný. Hvězdná hmota se neustále promíchává, přičemž její značná část je vyvrhována do okolního prostoru a vzniká planetární mlhovina. Ve středu zůstává horké jádro, které se nazývá bílý trpaslík.

Pro hvězdy s vysokou hmotností nejsou tyto procesy tak katastrofické. Spalování helia je nahrazeno jadernou štěpnou reakcí uhlíku a křemíku. Nakonec se hvězdné jádro změní na hvězdné železo. Fáze obra je určena hmotností hvězdy. Čím větší je hmotnost objektu, tím nižší je teplota v jeho středu. To zjevně nestačí k zahájení jaderné štěpné reakce uhlíku a dalších prvků.

Osud bílého trpaslíka – neutronové hvězdy nebo černé díry

Jakmile je objekt ve stavu bílého trpaslíka, je v extrémně nestabilním stavu. Zastavené jaderné reakce vedou k poklesu tlaku, jádro přechází do stavu kolapsu. Uvolněná energie je v tomto případě vynaložena na rozpad železa na atomy helia, které se dále rozpadá na protony a neutrony. Zahájený proces se vyvíjí rychlým tempem. Kolaps hvězdy charakterizuje dynamickou část stupnice a trvá zlomek sekundy. Ke vznícení zbývajícího jaderného paliva dochází výbušným způsobem, přičemž se uvolní obrovské množství energie ve zlomku sekundy. To je docela dost na to, aby vyhodil do povětří horní vrstvy objektu. Poslední fází bílého trpaslíka je výbuch supernovy.

Jádro hvězdy se začíná hroutit (vlevo). Kolaps vytvoří neutronovou hvězdu a vytvoří tok energie do vnějších vrstev hvězdy (středu). Energie uvolněná v důsledku vyvržení vnějších vrstev hvězdy během výbuchu supernovy (vpravo).

Zbývající superhusté jádro bude shluk protonů a elektronů, které při vzájemné kolizi vytvářejí neutrony. Vesmír byl doplněn o nový objekt – neutronovou hvězdu. Díky vysoké hustotě jádro degeneruje a proces kolapsu jádra se zastaví. Pokud by byla hmotnost hvězdy dostatečně velká, kolaps by mohl pokračovat, dokud zbytky hvězdné hmoty nakonec nespadly do středu objektu a vytvořily černou díru.

Vysvětlení závěrečné části vývoje hvězd

U normálních rovnovážných hvězd jsou popsané procesy evoluce nepravděpodobné. Existence bílých trpaslíků a neutronových hvězd však dokazuje skutečnou existenci procesů stlačování hvězdné hmoty. Malý počet takových objektů ve Vesmíru ukazuje na pomíjivost jejich existence. Konečné stádium hvězdné evoluce může být reprezentováno jako sekvenční řetězec dvou typů:

• normální hvězda - červený obr - vyvržení vnějších vrstev - bílý trpaslík;
• masivní hvězda - červený veleobr - exploze supernovy - neutronová hvězda nebo černá díra - neexistence.

Schéma vývoje hvězd. Možnosti pokračování života hvězd mimo hlavní sekvenci.

Vysvětlit probíhající procesy z hlediska vědy je poměrně obtížné. Jaderní vědci se shodují, že v případě závěrečné fáze hvězdného vývoje máme co do činění s únavou hmoty. V důsledku dlouhodobého mechanického, termodynamického působení mění hmota své fyzikální vlastnosti. Únava hvězdné hmoty, vyčerpaná dlouhodobými jadernými reakcemi, může vysvětlit vznik degenerovaného elektronového plynu, jeho následnou neutronizaci a anihilaci. Pokud všechny vyjmenované procesy proběhnou od začátku do konce, hvězdná hmota přestane být fyzickou substancí – hvězda zmizí ve vesmíru a nezanechá po sobě nic.

Mezihvězdné bubliny a plynová a prachová mračna, která jsou rodištěm hvězd, nelze doplňovat pouze na úkor zmizelých a vybuchlých hvězd. Vesmír a galaxie jsou v rovnováze. Dochází k neustálému úbytku hmoty, hustota mezihvězdného prostoru v jedné části vnějšího prostoru klesá. Následně jsou v jiné části vesmíru vytvořeny podmínky pro vznik nových hvězd. Jinými slovy, schéma funguje: pokud na jednom místě zmizelo určité množství hmoty, na jiném místě Vesmíru se stejné množství hmoty objevilo v jiné podobě.

Konečně

Studiem vývoje hvězd jsme dospěli k závěru, že vesmír je obří řídký roztok, ve kterém se část hmoty přeměňuje na molekuly vodíku, které jsou stavebním materiálem pro hvězdy. Druhá část se rozpouští v prostoru, mizí ze sféry hmotných vjemů. Černá díra je v tomto smyslu přechodovým bodem veškerého materiálu do antihmoty. Je poměrně obtížné plně pochopit význam toho, co se děje, zvláště pokud se při studiu vývoje hvězd opíráme pouze o zákony jaderné, kvantové fyziky a termodynamiky. Se studiem této problematiky by měla být spojena teorie relativní pravděpodobnosti, která umožňuje zakřivení prostoru, které umožňuje přeměnu jedné energie v jinou, jednoho stavu v druhý.

Životní cyklus hvězd

Obyčejná hvězda uvolňuje energii přeměnou vodíku na helium v ​​jaderné peci umístěné v jejím jádru. Poté, co hvězda spotřebuje vodík ve středu, začne hořet ve slupce hvězdy, která se zvětší a bobtná. Velikost hvězdy se zvětšuje, její teplota klesá. Tento proces dává vzniknout červeným obrům a veleobrům. Životnost každé hvězdy je dána její hmotností. Masivní hvězdy končí svůj životní cyklus výbuchem. Hvězdy jako Slunce se zmenšují a stávají se hustými bílými trpaslíky. V procesu přeměny z červeného obra na bílého trpaslíka může hvězda odhodit své vnější vrstvy jako lehký plynný obal a obnažit jádro.

Z knihy ČLOVĚK A JEHO DUŠE. Život ve fyzickém těle a astrálním světě autor Ivanov Yu M

Z knihy Velká sovětská encyklopedie (GI) autora TSB

Z knihy Cestovatelé autor Dorozhkin Nikolay

Z knihy Ekonomika nemovitostí autor Burkhanová Natalia

Obtížná životní cesta Postoj našich domácích vědců ke Svenu Hedinovi doznal výrazných změn. Důvody spočívají jak v postavě samotného Hedina, tak v politických situacích jeho doby. Od mládí znalost ruského jazyka a sympatie k Rusku a jeho

Z knihy Finance: Cheat Sheet autor autor neznámý

4. Životní cyklus nemovitých věcí Vzhledem k tomu, že nemovitosti procházejí během své existence ekonomickými, fyzickými, právními změnami, každá nemovitá věc (s výjimkou pozemku) prochází následujícími fázemi:

Z knihy Vše o všem. Svazek 5 autor Likum Arkady

47. DOPAD FINANCÍ NA ŽIVOTNÍ STANDARD OBYVATELSTVA

Z knihy Organizační chování: Cheat Sheet autor autor neznámý

Je to daleko od hvězd? Ve vesmíru jsou hvězdy, které jsou od nás tak daleko, že ani nemáme možnost znát jejich vzdálenost nebo nastavit jejich počet. Ale jak daleko je nejbližší hvězda od Země? Vzdálenost Země od Slunce je 150 000 000 kilometrů. Od světla

Z knihy Marketing: Cheat Sheet autor autor neznámý

50. ŽIVOTNÍ CYKLUS ORGANIZACE Pojem životního cyklu organizace je rozšířený - jeho změny s určitou posloupností stavů při interakci s okolím. Existují určité fáze, kterými organizace procházejí, a

Z knihy Biologie [Kompletní průvodce přípravou na zkoušku] autor Lerner Georgy Isaakovich

45. ŽIVOTNÍ CYKLUS PRODUKTU Životní cyklus produktu je změna tržeb a zisku v průběhu jeho životnosti. Výrobek má fázi vzniku, růstu, zralosti a konce - "smrt", odchod.1. Etapa „vývoj a uvedení na trh“. Toto je období investic do marketingu

Z knihy 200 slavných otrav autor Antsyshkin Igor

2.7. Buňka je genetická jednotka živých věcí. Chromozomy, jejich struktura (tvar a velikost) a funkce. Počet chromozomů a jejich druhová stálost. Vlastnosti somatických a zárodečných buněk. Životní cyklus buňky: interfáze a mitóza. Mitóza je dělení somatických buněk. Redukční dělení buněk. Fáze

Z knihy Rychlá referenční kniha nezbytných znalostí autor Černyavskij Andrej Vladimirovič

4.5.1. Životní cyklus řas Rozdělení zelených řas zahrnuje jednobuněčné koloniální a mnohobuněčné rostliny. Celkem existuje asi 13 tisíc druhů. Chlamydomonas, chlorella jsou jednobuněčné. Kolonie jsou tvořeny buňkami volvox a pandorina. K mnohobuněčným

Z knihy Populární astrolog autor Šalašnikov Igor

OBĚTI HVĚZD Italský matematik Cardano byl filozof, lékař a astrolog. Nejprve se zabýval výhradně medicínou, ale od roku 1534 byl profesorem matematiky v Miláně a Bologni; aby však zvýšil svůj skromný příjem, profesor neodešel

Z knihy Nejnovější filozofický slovník autor Gritsanov Alexander Alekseevič

25 nejbližších hvězd mV - vizuální velikost; r je vzdálenost ke hvězdě, pc; L je svítivost (síla záření) hvězdy, vyjádřená v jednotkách svítivosti Slunce (3,86–1026

Z knihy Znám svět. Viry a nemoci autor Chirkov S. N.

Typy hvězd Slunce je ve srovnání s ostatními hvězdami ve vesmíru trpasličí hvězda a patří do kategorie normálních hvězd, v jejichž hlubinách se vodík přeměňuje na helium. Tak či onak, ale typy hvězd zhruba popisují životní cyklus jedné zvlášť

Z autorovy knihy

„ŽIVOTNÍ SVĚT“ (Lebenswelt) je jedním z ústředních pojmů Husserlovy pozdní fenomenologie, kterou formuloval jako výsledek překonání úzkého horizontu přísně fenomenologické metody řešením problémů světových souvislostí vědomí. Takové zahrnutí „globálního“

Z autorovy knihy

Životní cyklus viru Každý virus vstupuje do buňky svým vlastním jedinečným způsobem. Po průniku se musí nejprve svléknout, aby alespoň částečně obnažil svou nukleovou kyselinu a začal ji kopírovat Práce viru je dobře organizovaná.