Proučavanje evolucije zvijezda nemoguće je promatranjem samo jedne zvijezde - mnoge promjene na zvijezdama odvijaju se presporo da bi se primijetile čak i nakon mnogo stoljeća. Stoga znanstvenici proučavaju mnoge zvijezde, od kojih je svaka u određenoj fazi svog životnog ciklusa. Tijekom posljednjih nekoliko desetljeća modeliranje strukture zvijezda pomoću računalne tehnologije postalo je rašireno u astrofizici.

Enciklopedijski YouTube

1 / 5

✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (kaže astrofizičar Sergej Popov)

✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (pripovijedaju Sergej Popov i Ilgonis Vilks)

✪ Evolucija zvijezda. Evolucija plavog diva u 3 minute

✪ S. A. Lamzin - "Evolucija zvijezda"

✪ Surdin V.G. Evolucija zvijezda 1. dio

titlovi

Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

mlade zvijezde

Proces nastajanja zvijezda može se opisati na jedan način, ali kasniji stupnjevi evolucije zvijezde gotovo u potpunosti ovise o njezinoj masi, a tek na samom kraju evolucije zvijezde može igrati ulogu njezin kemijski sastav.

Mlade zvijezde male mase

Mlade zvijezde male mase (do tri Sunčeve mase) [ ] , koji su na putu do glavnog niza , potpuno su konvektivni, - proces konvekcije pokriva cijelo tijelo zvijezde. To su zapravo još uvijek protozvijezde u čijim središtima nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog gravitacijske kompresije. Dok se ne uspostavi hidrostatska ravnoteža, sjaj zvijezde opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. U Hertzsprung-Russell dijagramu, takve zvijezde tvore gotovo okomitu stazu, koja se naziva Hayashijeva staza. Kako se kontrakcija usporava, mlada se zvijezda približava glavnoj sekvenci. Objekti ove vrste povezani su sa zvijezdama tipa T Bik.

U to vrijeme, kod zvijezda s masom većom od 0,8 Sunčeve mase, jezgra postaje prozirna za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgri postaje dominantan, budući da je konvekcija sve više otežana sve većim zbijanjem zvjezdane tvari. U vanjskim slojevima zvjezdanog tijela prevladava konvektivni prijenos energije.

Ne zna se sa sigurnošću koje karakteristike imaju zvijezde manje mase u trenutku kada udare u glavnu sekvencu, budući da vrijeme koje ove zvijezde provode u mladoj kategoriji premašuje starost Svemira [ ] . Sve ideje o evoluciji ovih zvijezda temelje se samo na numeričkim proračunima i matematičkom modeliranju.

Kako se zvijezda skuplja, tlak degeneriranog elektronskog plina počinje rasti, a kada se postigne određeni radijus zvijezde, kompresija prestaje, što dovodi do zaustavljanja daljnjeg porasta temperature u jezgri zvijezde izazvanog kompresije, a zatim do njenog smanjenja. Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčeve mase to se ne događa: energija oslobođena tijekom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da uravnoteži unutarnji tlak i gravitacijsku kontrakciju. Takve "podzvijezde" zrače više energije nego što se proizvodi u procesu termonuklearnih reakcija i pripadaju tzv. smeđim patuljcima. Njihova je sudbina konstantno sažimanje sve dok ga pritisak degeneriranog plina ne zaustavi, a potom postupno hlađenje uz prestanak svih započetih reakcija fuzije.

Mlade zvijezde srednje mase

Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 solarnih masa) [ ] kvalitativno se razvijaju na potpuno isti način kao i njihova manja sestra i braća, s tim da nemaju konvektivne zone do glavne sekvence.

Objekti ovog tipa povezani su s tzv. Ae\Be Herbigove zvijezde su nepravilne varijable spektralnog tipa B-F0. Također imaju diskove i bipolarne mlaznice. Brzina istjecanja tvari s površine, luminozitet i efektivna temperatura znatno su veći nego kod T Tauri, pa učinkovito zagrijavaju i raspršuju ostatke protozvjezdanog oblaka.

Mlade zvijezde s masom većom od 8 Sunčevih masa

Zvijezde s takvim masama već imaju karakteristike normalnih zvijezda, jer su prošle kroz sve međufaze i uspjele postići takvu brzinu nuklearnih reakcija koja je kompenzirala gubitak energije zračenjem dok se masa akumulirala za postizanje hidrostatske ravnoteže Jezgra. U tim zvijezdama, odljev mase i sjaja su toliko veliki da ne samo da zaustavljaju gravitacijski kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, raspršuju. Tako je masa formirane zvijezde osjetno manja od mase protozvjezdanog oblaka. Najvjerojatnije to objašnjava nepostojanje zvijezda s masom većom od oko 300 solarnih masa u našoj galaksiji.

srednji životni ciklus zvijezde

Zvijezde dolaze u velikom izboru boja i veličina. Njihov spektralni tip varira od vrućih plavih do hladnih crvenih, a mase od 0,0767 do oko 300 solarnih masa, prema nedavnim procjenama. Sjaj i boja zvijezde ovise o temperaturi njezine površine, koja je pak određena njezinom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnom nizu prema svom kemijskom sastavu i masi. Ovdje se, naravno, ne radi o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njezinom položaju na naznačenom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde.

Termonuklearno "spaljivanje" materije nastavljeno na novoj razini uzrokuje monstruozno širenje zvijezde. Zvijezda "nabubri", postane vrlo "labava", a njezina veličina se poveća za oko 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni div, a faza gorenja helija traje oko nekoliko milijuna godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde.

Završne faze evolucije zvijezda

Stare zvijezde male mase

Trenutačno se pouzdano ne zna što se događa s lakim zvijezdama nakon iscrpljenja zaliha vodika u njihovoj unutrašnjosti. Budući da je svemir star 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da iscrpi zalihe vodikovog goriva u takvim zvijezdama, trenutne teorije temelje se na računalnim simulacijama procesa koji se odvijaju u takvim zvijezdama.

Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u nekim aktivnim zonama, što uzrokuje njihovu nestabilnost i jake zvjezdane vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do stvaranja planetarne maglice, a zvijezda samo isparava, postajući još manja od smeđeg patuljka [ ] .

Zvijezda s masom manjom od 0,5 Sunčeve mase nije u stanju pretvoriti helij čak ni nakon prestanka reakcija koje uključuju vodik u njezinoj jezgri - masa takve zvijezde premala je da omogući novu fazu gravitacijske kompresije do stupnja dovoljnog za " paljenje" helij. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke, kao što je Proxima Centauri, čiji životni vijek glavnog slijeda varira od desetaka milijardi do desetaka bilijuna godina. Nakon završetka termonuklearnih reakcija u njihovim jezgrama, one će, postupno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrovalnom području elektromagnetskog spektra.

zvijezde srednje veličine

Po dosezanju zvijezda srednje veličine (od 0,4 do 3,4 Sunčeve mase) [ ] faze crvenog diva vodik završava u njegovoj jezgri, a počinju reakcije sinteze ugljika iz helija. Taj se proces događa na višim temperaturama i stoga se tok energije iz jezgre povećava i, kao rezultat toga, vanjski slojevi zvijezde počinju se širiti. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje još neko vrijeme. Za zvijezdu približnu veličini Sunca, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.

Promjene u količini zračene energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz razdoblja nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Oslobađanje energije pomaknuto je prema niskofrekventnom zračenju. Sve to prati sve veći gubitak mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se "zvijezde kasnog tipa" (također "zvijezde u mirovini"), OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim točnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima proizvedenim u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Plin formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućujući stvaranje čestica prašine i molekula. Uz jako infracrveno zračenje zvijezde izvora, u takvim se ljuskama stvaraju idealni uvjeti za aktivaciju kozmičkih masera.

Reakcije fuzije helija vrlo su osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se najjače pulsacije, koje kao rezultat daju vanjskim slojevima dovoljno ubrzanja da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu takve maglice ostaje gola jezgra zvijezde, u kojoj prestaju termonuklearne reakcije, a kako se hladi, pretvara se u helijev bijeli patuljak, u pravilu, koji ima masu do 0,5-0,6 solarne mase i promjer reda veličine promjera Zemlje.

Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljajući se sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U tom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za faktor stotinu, a gustoća postane milijun puta veća od gustoće vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postupno se hladi, postaje nevidljivi crni patuljak.

U zvijezdama masivnijim od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgre, te se elektroni počinju "utiskivati" u atomske jezgre, čime se protoni pretvaraju u neutrone, između kojih nema elektrostatske sile odbijanja. Takva neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja je sada, zapravo, jedna golema atomska jezgra, mjeri nekoliko kilometara, a gustoća je 100 milijuna puta veća od gustoće vode. Takav se objekt naziva neutronska zvijezda; njegova se ravnoteža održava pritiskom degenerirane neutronske materije.

supermasivne zvijezde

Nakon što zvijezda mase veće od pet masa Sunca uđe u stadij crvenog superdiva, njezina jezgra počinje se skupljati pod utjecajem gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća rastu, te započinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetiziraju se sve teži elementi: helij, ugljik, kisik, silicij i željezo, što privremeno zaustavlja kolaps jezgre.

Kao rezultat toga, kako se formira sve više i više teških elemenata periodnog sustava, željezo-56 se sintetizira iz silicija. U ovoj fazi daljnja egzotermna termonuklearna fuzija postaje nemoguća, budući da jezgra željeza-56 ima maksimalni defekt mase i stvaranje težih jezgri s oslobađanjem energije je nemoguće. Stoga, kada željezna jezgra zvijezde dosegne određenu veličinu, tlak u njoj više nije u stanju izdržati težinu gornjih slojeva zvijezde, te dolazi do trenutnog kolapsa jezgre s neutronizacijom njezine tvari.

Što se dalje događa još nije potpuno jasno, ali, u svakom slučaju, tekući procesi u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerojatne snage.

Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetsko polje istiskuju većinu materijala nakupljenog u zvijezdi [ ] - tzv. elementi za sjedenje, uključujući željezne i lakše elemente. Tvar koja se širi bombardiraju neutroni emitirani iz zvjezdane jezgre, hvatajući ih i tako stvarajući skup elemenata težih od željeza, uključujući one radioaktivne, sve do urana (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernova objašnjavaju prisutnost elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj tvari, ali to nije jedini mogući način njihova nastanka, što, primjerice, pokazuju zvijezde tehnecija.

udarni val i mlazovi neutrina odnose materiju dalje od umiruće zvijezde [ ] u međuzvjezdani prostor. Naknadno, dok se hladi i putuje svemirom, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim otpadom i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.

Procesi koji se odvijaju tijekom formiranja supernove još se proučavaju i za sada ovo pitanje nije jasno. Upitan je i trenutak što je zapravo ostalo od izvorne zvijezde. Međutim, razmatraju se dvije mogućnosti: neutronske zvijezde i crne rupe.

neutronske zvijezde

Poznato je da kod nekih supernova jaka gravitacija u unutrašnjosti supergiganta uzrokuje apsorpciju elektrona od strane atomske jezgre, gdje oni, spajajući se s protonima, stvaraju neutrone. Taj se proces naziva neutronizacija. Elektromagnetske sile koje razdvajaju obližnje jezgre nestaju. Jezgra zvijezde sada je gusta kugla atomskih jezgri i pojedinačnih neutrona.

Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne veće od velikog grada - i imaju nezamislivo veliku gustoću. Njihovo orbitalno razdoblje postaje iznimno kratko kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja kutne količine gibanja). Neke neutronske zvijezde naprave 600 okretaja u sekundi. Za neke od njih, kut između vektora zračenja i osi rotacije može biti takav da Zemlja pada u stožac koji tvori to zračenje; u ovom slučaju moguće je zabilježiti puls zračenja koji se ponavlja u vremenskim intervalima jednakim periodu rotacije zvijezde. Takve neutronske zvijezde nazvane su "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.

Crne rupe

Ne postaju sve zvijezde neutronske zvijezde nakon što su prošle fazu eksplozije supernove. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps takve zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen radijus ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Zvijezda tada postaje crna rupa.

Opća teorija relativnosti predvidjela je postojanje crnih rupa. Prema ovoj teoriji,

> Životni ciklus zvijezde

Opis život i smrt zvijezda: evolucijske faze s fotografijom, molekularni oblaci, protozvijezda, T Bik, glavni niz, crveni div, bijeli patuljak.

Sve na ovom svijetu se razvija. Svaki ciklus počinje rođenjem, rastom i završava smrću. Naravno, zvijezde imaju te cikluse na poseban način. Prisjetimo se, primjerice, oni imaju veći vremenski okvir i mjere se milijunima i milijardama godina. Osim toga, njihova smrt nosi određene posljedice. Kako izgleda životni ciklus zvijezda?

Prvi životni ciklus zvijezde: Molekularni oblaci

Počnimo s rođenjem zvijezde. Zamislite ogroman oblak hladnog molekularnog plina koji lako može postojati u svemiru bez ikakvih promjena. Ali iznenada nedaleko od njega eksplodira supernova ili se sudari s drugim oblakom. Zbog tog pritiska aktivira se proces destrukcije. Podijeljen je na male dijelove od kojih je svaki uvučen u sebe. Kao što ste već shvatili, sve ove skupine spremaju se postati zvijezde. Gravitacija zagrijava temperaturu, a pohranjeni zamah održava rotaciju. Donji dijagram jasno prikazuje ciklus zvijezda (život, faze razvoja, mogućnosti transformacije i smrt nebeskog tijela s fotografijom).

Drugi životni ciklus zvijezde: protozvijezda

Materijal se gušće kondenzira, zagrijava i odbija gravitacijskim kolapsom. Takav se objekt naziva protozvijezda, oko kojeg se formira disk materijala. Dio se privlači objektu, povećavajući njegovu masu. Ostatak krhotina će se grupirati i stvoriti planetarni sustav. Daljnji razvoj zvijezde ovisi o masi.

Treći životni ciklus zvijezde: T Bik

Kada materijal udari u zvijezdu, oslobađa se ogromna količina energije. Novi zvjezdani stupanj nazvan je po prototipu, T Taurus. Ovo je promjenjiva zvijezda udaljena 600 svjetlosnih godina (nedaleko).

Može postići veliku svjetlinu jer se materijal razgrađuje i oslobađa energiju. Ali u središnjem dijelu nema dovoljno temperature da podrži nuklearnu fuziju. Ova faza traje 100 milijuna godina.

Četvrti životni ciklus zvijezde:Glavni niz

U određenom trenutku temperatura nebeskog tijela raste do potrebne razine, aktivirajući nuklearnu fuziju. Sve zvijezde prolaze kroz ovo. Vodik se pretvara u helij, oslobađajući veliku toplinsku rezervu i energiju.

Energija se oslobađa kao gama zrake, ali zbog sporog gibanja zvijezde opada s valnom duljinom. Svjetlost se gura prema van i suočava se s gravitacijom. Možemo pretpostaviti da je ovdje stvorena savršena ravnoteža.

Koliko dugo će biti u glavnoj sekvenci? Morate krenuti od mase zvijezde. Crveni patuljci (polovica Sunčeve mase) sposobni su potrošiti stotine milijardi (trilijuna) godina na opskrbu gorivom. Prosječna zvijezda (kao) živi 10-15 milijardi. Ali oni najveći stari su milijarde ili milijune godina. Pogledajte kako na dijagramu izgleda evolucija i smrt zvijezda raznih klasa.

Peti životni ciklus zvijezde: crveni div

Tijekom procesa taljenja vodik završava i helij se nakuplja. Kada više nema vodika, sve nuklearne reakcije prestaju, a zvijezda se počinje smanjivati ​​zbog gravitacije. Vodikova ljuska oko jezgre se zagrijava i pali, uzrokujući da objekt naraste 1000-10000 puta. U određenom trenutku, naše Sunce će ponoviti ovu sudbinu, povećavši se do zemljine orbite.

Temperatura i tlak dosežu maksimum, a helij se stapa u ugljik. U ovom trenutku zvijezda se skuplja i prestaje biti crveni div. Uz veću masivnost, objekt će spaliti druge teške elemente.

Šesti životni ciklus zvijezde: bijeli patuljak

Zvijezda solarne mase nema dovoljan gravitacijski tlak za spajanje ugljika. Stoga smrt nastupa s prestankom helija. Vanjski slojevi su izbačeni i pojavljuje se bijeli patuljak. U početku je vruće, ali nakon stotina milijardi godina ohladit će se.

Unutarnji život zvijezde reguliran je djelovanjem dviju sila: sile privlačenja, koja se suprotstavlja zvijezdi, drži je, i sile koja se oslobađa tijekom nuklearnih reakcija koje se odvijaju u jezgri. Ona, naprotiv, teži "gurnuti" zvijezdu u daleki svemir. Tijekom faza formiranja, gusta i stisnuta zvijezda je pod jakim utjecajem gravitacije. Kao rezultat toga, dolazi do jakog zagrijavanja, temperatura doseže 10-20 milijuna stupnjeva. To je dovoljno za pokretanje nuklearnih reakcija, uslijed kojih se vodik pretvara u helij.

Zatim, tijekom dugog razdoblja, dvije sile uravnotežuju jedna drugu, zvijezda je u stabilnom stanju. Kada nuklearno gorivo jezgre postupno presuši, zvijezda ulazi u fazu nestabilnosti, dvije sile se suprotstavljaju. Za zvijezdu dolazi kritičan trenutak, u igru ​​dolaze razni faktori - temperatura, gustoća, kemijski sastav. Masa zvijezde je na prvom mjestu, o njoj ovisi budućnost ovog nebeskog tijela - ili će zvijezda planuti poput supernove, ili se pretvoriti u bijelog patuljka, neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

Kako nestane vodika

Samo velika među nebeskim tijelima (oko 80 puta veća od Jupitera) postaju zvijezde, manja (oko 17 puta manja od Jupitera) postaju planeti. Postoje i tijela srednje mase, prevelika su da bi pripadala klasi planeta, a premala i hladna da bi se u njihovim dubinama odvijale nuklearne reakcije karakteristične za zvijezde.

Ova tamno obojena nebeska tijela imaju slabu svjetlost, prilično ih je teško razlikovati na nebu. Zovu se "smeđi patuljci".

Dakle, zvijezda se formira od oblaka koji se sastoje od međuzvjezdanog plina. Kao što je već navedeno, zvijezda ostaje u uravnoteženom stanju dosta dugo. Zatim dolazi razdoblje nestabilnosti. Daljnja sudbina zvijezde ovisi o raznim čimbenicima. Razmotrimo hipotetsku malu zvijezdu s masom između 0,1 i 4 Sunčeve mase. Karakteristična značajka zvijezda male mase je odsutnost konvekcije u unutarnjim slojevima, tj. tvari koje čine zvijezdu se ne miješaju, kao što se događa u zvijezdama velike mase.

To znači da kada ponestane vodika u jezgri, nema nove zalihe ovog elementa u vanjskim slojevima. Vodik, gori, pretvara se u helij. Postupno se jezgra zagrijava, površinski slojevi destabiliziraju vlastitu strukturu, a zvijezda, kao što se može vidjeti iz D-R dijagrama, polako izlazi iz faze glavnog niza. U novoj fazi povećava se gustoća materije unutar zvijezde, sastav jezgre "degenerira", kao rezultat, pojavljuje se posebna konzistencija. Razlikuje se od normalne materije.

Modifikacija materije

Pri promjeni tvari tlak ovisi samo o gustoći plinova, a ne o temperaturi.

U Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda se pomiče udesno, a zatim prema gore, približavajući se području crvenog diva. Njegove dimenzije se značajno povećavaju, a zbog toga temperatura vanjskih slojeva pada. Promjer crvenog diva može doseći stotine milijuna kilometara. Kada naša uđe u ovu fazu, “progutat će” odnosno Veneru, a ako ne može zarobiti Zemlju, zagrijat će je do te mjere da će život na našoj planeti prestati postojati.

Tijekom evolucije zvijezde temperatura njezine jezgre raste. Prvo se javljaju nuklearne reakcije, a zatim, kada se postigne optimalna temperatura, helij se topi. Kada se to dogodi, nagli porast temperature jezgre uzrokuje izbijanje, a zvijezda se brzo pomiče na lijevu stranu H-R dijagrama. To je takozvani "helium bljesak". U to vrijeme jezgra koja sadrži helij izgara zajedno s vodikom, koji je dio ljuske koja okružuje jezgru. Na G-P dijagramu, ovaj stupanj je fiksiran pomicanjem udesno duž vodoravne linije.

Zadnje faze evolucije

Tijekom transformacije helija u ugljik jezgra se mijenja. Njegova temperatura raste sve dok (ako je zvijezda velika) dok ugljik ne počne gorjeti. Postoji nova epidemija. U svakom slučaju, tijekom posljednjih faza evolucije zvijezde, bilježi se značajan gubitak njezine mase. To se može dogoditi postupno ili naglo, tijekom izbijanja, kada se vanjski slojevi zvijezde rasprsnu poput velikog mjehura. U potonjem slučaju nastaje planetarna maglica - sferična ljuska koja se u svemiru širi brzinom od nekoliko desetaka ili čak stotina kilometara u sekundi.

Konačna sudbina zvijezde ovisi o masi koja ostane nakon svega što se u njoj događa. Ako je tijekom svih transformacija i izbijanja izbacila mnogo materije, a njena masa ne prelazi 1,44 Sunčeve mase, zvijezda se pretvara u bijelog patuljka. Ova se brojka naziva "Chandra-sekara granica" u čast pakistanskog astrofizičara Subrahmanyana Chandrasekhara. To je najveća masa zvijezde pri kojoj zbog pritiska elektrona u jezgri možda neće doći do katastrofalnog kraja.

Nakon izbijanja vanjskih slojeva ostaje jezgra zvijezde, a njezina površinska temperatura je vrlo visoka - oko 100 000 °K. Zvijezda se pomiče na lijevi rub G-R dijagrama i spušta se. Njegov osvjetljenje opada kako se smanjuje njegova veličina.

Zvijezda polako stiže u zonu bijelih patuljaka. To su zvijezde malog promjera (poput naše), ali karakterizirane vrlo velikom gustoćom, milijun i pol puta većom od gustoće vode. Kubični centimetar materijala koji čini bijelog patuljka na Zemlji bi težio oko jedne tone!

Bijeli patuljak predstavlja završnu fazu u evoluciji zvijezde, bez baklji. Ona se polako hladi.

Znanstvenici vjeruju da kraj bijelog patuljka prolazi vrlo sporo, barem od početka postojanja Svemira, čini se da niti jedan bijeli patuljak nije patio od “termalne smrti”.

Ako je zvijezda velika, a njena masa veća od Sunca, eruptirati će poput supernove. Tijekom izbijanja zvijezda može biti potpuno ili djelomično uništena. U prvom slučaju, ostavit će oblak plina s ostacima tvari zvijezde. U drugom ostaje nebesko tijelo najveće gustoće - neutronska zvijezda ili crna rupa.

Svemir je makrokozmos koji se neprestano mijenja, gdje je svaki objekt, tvar ili materija u stanju transformacije i promjene. Ti procesi traju milijardama godina. U usporedbi s trajanjem ljudskog života, ovaj nepojmljivi vremenski raspon je ogroman. Na kozmičkoj razini, te su promjene prilično prolazne. Zvijezde koje sada promatramo na noćnom nebu bile su iste prije nekoliko tisuća godina, kada su ih mogli vidjeti egipatski faraoni, ali zapravo, cijelo to vrijeme, promjena fizičkih karakteristika nebeskih tijela nije prestala ni na trenutak. . Zvijezde se rađaju, žive i svakako stare - evolucija zvijezda ide svojim tokom.

Položaj zvijezda zviježđa Velikog medvjeda u različitim povijesnim razdobljima u intervalu od prije 100 000 godina - naše vrijeme i nakon 100 tisuća godina

Tumačenje evolucije zvijezda s gledišta laika

Laiku prostor izgleda kao svijet mira i tišine. Zapravo, Svemir je gigantski fizički laboratorij, u kojem se događaju grandiozne transformacije, tijekom kojih se mijenjaju kemijski sastav, fizičke karakteristike i struktura zvijezda. Život zvijezde traje dok sija i odaje toplinu. Međutim, takvo briljantno stanje nije vječno. Nakon svijetlog rođenja slijedi razdoblje zrelosti zvijezde, koje neizbježno završava starenjem nebeskog tijela i njegovom smrću.

Nastanak protozvijezde iz oblaka plina i prašine prije 5-7 milijardi godina

Sve naše informacije o zvijezdama danas se uklapaju u okvire znanosti. Termodinamika nam daje objašnjenje procesa hidrostatske i toplinske ravnoteže u kojima se nalazi zvjezdana tvar. Nuklearna i kvantna fizika omogućuju nam razumijevanje složenog procesa nuklearne fuzije, zahvaljujući kojem postoji zvijezda koja zrači toplinom i daje svjetlost okolnom prostoru. Pri rađanju zvijezde stvara se hidrostatska i toplinska ravnoteža koju održavaju vlastiti izvori energije. Na zalasku briljantne zvjezdane karijere ta je ravnoteža poremećena. Dolazi do niza nepovratnih procesa, čiji je rezultat uništenje zvijezde ili kolaps - grandiozni proces trenutne i briljantne smrti nebeskog tijela.

Eksplozija supernove svijetli je kraj života zvijezde rođene u ranim godinama Svemira

Promjena fizičkih karakteristika zvijezda posljedica je njihove mase. Na brzinu evolucije objekata utječe njihov kemijski sastav i, donekle, postojeći astrofizički parametri - brzina rotacije i stanje magnetskog polja. Ne može se točno reći kako se sve zapravo događa zbog ogromnog trajanja opisanih procesa. Brzina evolucije, stupnjevi transformacije ovise o vremenu rođenja zvijezde i njezinoj lokaciji u Svemiru u trenutku rođenja.

Evolucija zvijezda sa znanstvenog gledišta

Svaka zvijezda rođena je iz ugruška hladnog međuzvjezdanog plina, koji se pod utjecajem vanjskih i unutarnjih gravitacijskih sila komprimira u stanje plinske lopte. Proces kompresije plinovite tvari ne prestaje ni na trenutak, praćen ogromnim oslobađanjem toplinske energije. Temperatura nove formacije raste sve dok se ne pokrene termonuklearna fuzija. Od tog trenutka prestaje kompresija zvjezdane tvari i uspostavlja se ravnoteža između hidrostatskog i toplinskog stanja objekta. Svemir je nadopunjen novom punopravnom zvijezdom.

Glavno zvjezdano gorivo je atom vodika kao rezultat pokrenute termonuklearne reakcije

U evoluciji zvijezda njihovi su izvori toplinske energije od temeljne važnosti. Zračenje i toplinska energija koja izlazi u svemir s površine zvijezde obnavlja se zbog hlađenja unutarnjih slojeva nebeskog tijela. Termonuklearne reakcije koje se neprestano događaju i gravitacijska kontrakcija u unutrašnjosti zvijezde nadoknađuju gubitak. Sve dok u dubinama zvijezde ima dovoljno nuklearnog goriva, zvijezda jako svijetli i zrači toplinom. Čim se proces termonuklearne fuzije uspori ili potpuno zaustavi, pokreće se mehanizam unutarnje kompresije zvijezde kako bi se održala toplinska i termodinamička ravnoteža. U ovoj fazi objekt već emitira toplinsku energiju koja je vidljiva samo u infracrvenom zračenju.

Na temelju opisanih procesa možemo zaključiti da je evolucija zvijezda sukcesivna promjena izvora zvjezdane energije. U suvremenoj astrofizici procesi transformacije zvijezda mogu se rasporediti u skladu s tri ljestvice:

• nuklearna vremenska crta;
• toplinski segment života zvijezde;
• dinamički segment (finale) života svjetiljke.

U svakom pojedinačnom slučaju razmatraju se procesi koji određuju starost zvijezde, njezine fizičke karakteristike i vrstu smrti objekta. Nuklearna vremenska linija je zanimljiva sve dok se objekt napaja iz vlastitih izvora topline i zrači energiju koja je proizvod nuklearnih reakcija. Procjena trajanja ove faze izračunava se određivanjem količine vodika koja će se u procesu termonuklearne fuzije pretvoriti u helij. Što je veća masa zvijezde, to je veći intenzitet nuklearnih reakcija i, sukladno tome, veća je svjetlina objekta.

Veličine i mase različitih zvijezda, od superdiva do crvenog patuljka

Toplinska vremenska skala definira stupanj evolucije tijekom kojeg zvijezda troši svu toplinsku energiju. Taj proces počinje od trenutka kada se potroše posljednje zalihe vodika i prestanu nuklearne reakcije. Za održavanje ravnoteže objekta pokreće se proces kompresije. Zvjezdana tvar pada prema središtu. U ovom slučaju postoji prijelaz kinetičke energije u toplinsku energiju koja se troši na održavanje potrebne ravnoteže temperature unutar zvijezde. Dio energije bježi u svemir.

S obzirom na to da je sjaj zvijezda određen njihovom masom, u trenutku kompresije objekta, njegov sjaj u svemiru se ne mijenja.

Zvijezda na putu do glavne sekvence

Formiranje zvijezda događa se prema dinamičnoj vremenskoj liniji. Zvjezdani plin slobodno pada prema unutra prema središtu, povećavajući gustoću i pritisak u utrobi budućeg objekta. Što je veća gustoća u središtu plinske kuglice, to je viša temperatura unutar objekta. Od ovog trenutka toplina postaje glavna energija nebeskog tijela. Što je veća gustoća i viša temperatura, to je veći tlak u unutrašnjosti buduće zvijezde. Zaustavlja se slobodni pad molekula i atoma, prestaje proces kompresije zvjezdanog plina. Ovo stanje objekta obično se naziva protozvijezda. Objekt se sastoji od 90% molekularnog vodika. Postizanjem temperature od 1800K vodik prelazi u atomsko stanje. U procesu raspadanja troši se energija, usporava se porast temperature.

Svemir se sastoji od 75% molekularnog vodika, koji se u procesu nastanka protozvijezda pretvara u atomski vodik - nuklearno gorivo zvijezde

U takvom stanju, tlak unutar plinske kuglice se smanjuje, čime se daje sloboda tlačnoj sili. Ovaj se slijed ponavlja svaki put kad se prvo ionizira sav vodik, a zatim dolazi na red ionizacija helija. Na temperaturi od 10⁵ K, plin je potpuno ioniziran, kompresija zvijezde prestaje i dolazi do hidrostatske ravnoteže objekta. Daljnja evolucija zvijezde odvijat će se u skladu s toplinskom vremenskom skalom, mnogo sporije i dosljednije.

Radijus protozvijezde se smanjivao sa 100 AJ od početka formiranja. do ¼ a.u. Objekt se nalazi usred oblaka plina. Kao rezultat akrecije čestica iz vanjskih područja zvjezdanog oblaka plina, masa zvijezde će se stalno povećavati. Posljedično, temperatura unutar objekta će porasti, prateći proces konvekcije - prijenos energije iz unutarnjih slojeva zvijezde na njezin vanjski rub. Naknadno, s porastom temperature u unutrašnjosti nebeskog tijela, konvekciju zamjenjuje transport zračenja, koji se kreće prema površini zvijezde. U ovom trenutku luminoznost objekta naglo raste, a raste i temperatura površinskih slojeva zvjezdane kugle.

Konvekcijski procesi i transport zračenja u novoformiranoj zvijezdi prije početka reakcija termonuklearne fuzije

Na primjer, za zvijezde čija je masa identična onoj našeg Sunca, kompresija protozvjezdanog oblaka događa se za samo nekoliko stotina godina. Što se tiče završne faze formiranja objekta, kondenzacija zvjezdane materije se proteže milijunima godina. Sunce se kreće prema glavnoj sekvenci prilično brzo, a taj će put trajati stotinu milijuna ili milijardi godina. Drugim riječima, što je veća masa zvijezde, to je duže vrijeme potrebno za formiranje punopravne zvijezde. Zvijezda s masom od 15 M kretat će se duž staze do glavnog niza mnogo duže - oko 60 tisuća godina.

Faza glavne sekvence

Iako neke fuzijske reakcije počinju na nižim temperaturama, glavna faza izgaranja vodika počinje na 4 milijuna stupnjeva. Od ove točke počinje faza glavne sekvence. Novi oblik reprodukcije zvjezdane energije, nuklearni, stupa na scenu. Kinetička energija koja se oslobađa tijekom kompresije objekta blijedi u pozadini. Postignuta ravnoteža osigurava dug i miran život zvijezde koja se nađe u početnoj fazi glavnog niza.

Fisija i raspad atoma vodika u procesu termonuklearne reakcije koja se odvija u unutrašnjosti zvijezde

Od ove točke nadalje, promatranje života zvijezde jasno je vezano uz fazu glavnog niza, koji je važan dio evolucije nebeskih tijela. Upravo je u ovoj fazi jedini izvor zvjezdane energije rezultat izgaranja vodika. Predmet je u stanju ravnoteže. Kako se nuklearno gorivo troši, mijenja se samo kemijski sastav objekta. Boravak Sunca u fazi glavnog niza trajat će otprilike 10 milijardi godina. Toliko će vremena biti potrebno našem izvornom svjetiljku da potroši sve zalihe vodika. Što se tiče masivnih zvijezda, njihova evolucija je brža. Zračeći više energije, masivna zvijezda ostaje u fazi glavnog niza samo 10-20 milijuna godina.

Manje masivne zvijezde gore puno duže na noćnom nebu. Dakle, zvijezda mase 0,25 M ostat će u fazi glavnog niza desetke milijardi godina.

Hertzsprung-Russell dijagram koji procjenjuje odnos između spektra zvijezda i njihovog sjaja. Točke na dijagramu su lokacije poznatih zvijezda. Strelice pokazuju pomak zvijezda iz glavnog niza u faze divova i bijelih patuljaka.

Da bismo zamislili evoluciju zvijezda, dovoljno je pogledati dijagram koji karakterizira putanju nebeskog tijela u glavnom nizu. Gornji dio grafikona izgleda manje pretrpan objektima, budući da je to mjesto gdje su koncentrirane masivne zvijezde. Ovo mjesto se objašnjava njihovim kratkim životnim ciklusom. Od danas poznatih zvijezda, neke imaju masu od 70M. Objekti čija masa prelazi gornju granicu od 100M možda se uopće neće formirati.

Nebeska tijela, čija je masa manja od 0,08M, nemaju sposobnost prevladavanja kritične mase potrebne za početak termonuklearne fuzije i ostaju hladna cijeli život. Najmanje protozvijezde se skupljaju i formiraju patuljke poput planeta.

Planetarni smeđi patuljak u usporedbi s normalnom zvijezdom (našim Suncem) i planetom Jupiterom

U donjem dijelu niza koncentrirani su objekti, među kojima dominiraju zvijezde čija je masa jednaka masi našeg Sunca i malo više. Zamišljena granica između gornjeg i donjeg dijela glavne sekvence su objekti čija je masa - 1,5M.

Naknadni stupnjevi zvjezdane evolucije

Svaka od opcija za razvoj stanja zvijezde određena je njezinom masom i duljinom vremena tijekom kojeg se odvija transformacija zvjezdane materije. No, Svemir je višestruk i složen mehanizam, pa evolucija zvijezda može ići i na druge načine.

Putujući glavnom sekvencom, zvijezda mase približno jednake masi Sunca ima tri glavne mogućnosti rute:

1. živi svoj život smireno i spokojno počivaj u nepreglednim prostranstvima Svemira;
2. prijeći u fazu crvenog diva i polako stariti;
3. prijeći u kategoriju bijelih patuljaka, eksplodirati u supernovu i pretvoriti se u neutronsku zvijezdu.

Moguće mogućnosti evolucije protozvijezda ovisno o vremenu, kemijskom sastavu objekata i njihovoj masi

Nakon glavne sekvence dolazi divovska faza. Do tog vremena zalihe vodika u unutrašnjosti zvijezde potpuno su iscrpljene, središnje područje objekta je helijeva jezgra, a termonuklearne reakcije pomaknute su na površinu objekta. Pod utjecajem termonuklearne fuzije ljuska se širi, ali raste masa jezgre helija. Obična zvijezda pretvara se u crvenog diva.

Velika faza i njezine značajke

U zvijezdama s malom masom, gustoća jezgre postaje kolosalna, pretvarajući zvjezdanu tvar u degenerirani relativistički plin. Ako je masa zvijezde nešto veća od 0,26 M, povećanje tlaka i temperature dovodi do početka fuzije helija, pokrivajući cijelo središnje područje objekta. Od tada temperatura zvijezde brzo raste. Glavna značajka procesa je da degenerirani plin nema sposobnost širenja. Pod utjecajem visoke temperature povećava se samo brzina fisije helija, što je popraćeno eksplozivnom reakcijom. U takvim trenucima možemo promatrati bljesak helija. Sjaj objekta se povećava stotinama puta, ali agonija zvijezde se nastavlja. Postoji prijelaz zvijezde u novo stanje, gdje se svi termodinamički procesi odvijaju u jezgri helija iu razrijeđenoj vanjskoj ljusci.

Struktura zvijezde glavnog niza solarnog tipa i crvenog diva s izotermnom helijevom jezgrom i slojevitom zonom nukleosinteze

Ovo stanje je privremeno i nije održivo. Zvjezdana tvar se stalno miješa, dok se značajan dio izbacuje u okolni prostor, tvoreći planetarnu maglicu. U središtu ostaje vruća jezgra, koja se naziva bijeli patuljak.

Za zvijezde velike mase ti procesi nisu tako katastrofalni. Izgaranje helija zamijenjeno je reakcijom nuklearne fisije ugljika i silicija. Na kraju će se zvjezdana jezgra pretvoriti u zvjezdano željezo. Faza diva određena je masom zvijezde. Što je veća masa objekta, niža je temperatura u njegovom središtu. To očito nije dovoljno za pokretanje reakcije nuklearne fisije ugljika i drugih elemenata.

Sudbina bijelog patuljka - neutronske zvijezde ili crne rupe

Nakon što je u stanju bijelog patuljka, objekt je u ekstremno nestabilnom stanju. Zaustavljene nuklearne reakcije dovode do pada tlaka, jezgra prelazi u stanje kolapsa. Oslobođena energija u ovom slučaju troši se na raspad željeza do atoma helija, koji se dalje raspada u protone i neutrone. Pokrenuti proces razvija se velikom brzinom. Kolaps zvijezde karakterizira dinamički dio ljestvice i traje djelić sekunde. Paljenje preostalog nuklearnog goriva događa se na eksplozivan način, oslobađajući kolosalnu količinu energije u djeliću sekunde. To je sasvim dovoljno za dizanje u zrak gornjih slojeva objekta. Posljednja faza bijelog patuljka je eksplozija supernove.

Jezgra zvijezde počinje kolabirati (lijevo). Kolaps formira neutronsku zvijezdu i stvara protok energije u vanjske slojeve zvijezde (središte). Energija koja se oslobađa kao rezultat izbacivanja vanjskih slojeva zvijezde tijekom eksplozije supernove (desno).

Preostala supergusta jezgra bit će skupina protona i elektrona koji se međusobno sudaraju i formiraju neutrone. Svemir je nadopunjen novim objektom - neutronskom zvijezdom. Zbog velike gustoće dolazi do degeneracije jezgre, te prestaje proces kolapsa jezgre. Kad bi masa zvijezde bila dovoljno velika, kolaps bi se mogao nastaviti sve dok ostaci zvjezdane tvari konačno ne padnu u središte objekta, formirajući crnu rupu.

Objašnjenje završnog dijela evolucije zvijezda

Za normalne ravnotežne zvijezde opisani procesi evolucije nisu vjerojatni. Međutim, postojanje bijelih patuljaka i neutronskih zvijezda dokazuje stvarno postojanje procesa kompresije zvjezdane tvari. Mali broj takvih objekata u Svemiru ukazuje na prolaznost njihovog postojanja. Završna faza zvjezdane evolucije može se predstaviti kao sekvencijalni lanac dva tipa:

• normalna zvijezda - crveni div - izbacivanje vanjskih slojeva - bijeli patuljak;
• masivna zvijezda - crveni superdiv - eksplozija supernove - neutronska zvijezda ili crna rupa - nepostojanje.

Shema evolucije zvijezda. Mogućnosti za nastavak života zvijezda izvan glavnog niza.

Prilično je teško objasniti procese koji se odvijaju sa stajališta znanosti. Nuklearni znanstvenici se slažu da se u slučaju završne faze evolucije zvijezda radi o zamoru materije. Kao rezultat dugotrajnog mehaničkog, termodinamičkog utjecaja, materija mijenja svoja fizikalna svojstva. Zamor zvjezdane tvari, osiromašene dugotrajnim nuklearnim reakcijama, može objasniti pojavu degeneriranog elektronskog plina, njegovu naknadnu neutronizaciju i anihilaciju. Ako svi gore navedeni procesi idu od početka do kraja, zvjezdana tvar prestaje biti fizička tvar - zvijezda nestaje u svemiru, ne ostavljajući ništa za sobom.

Međuzvjezdani mjehurići i oblaci plina i prašine, koji su mjesto rođenja zvijezda, ne mogu se obnoviti samo na račun nestalih i eksplodiranih zvijezda. Svemir i galaksije su u ravnoteži. Dolazi do stalnog gubitka mase, smanjuje se gustoća međuzvjezdanog prostora u jednom dijelu svemira. Posljedično, u drugom dijelu Svemira stvaraju se uvjeti za nastanak novih zvijezda. Drugim riječima, radi shema: ako je određena količina materije nestala na jednom mjestu, na drugom mjestu u Svemiru pojavila se ista količina materije u drugom obliku.

Konačno

Proučavajući evoluciju zvijezda, dolazimo do zaključka da je Svemir ogromna razrijeđena otopina u kojoj se dio materije pretvara u molekule vodika, koje su građevni materijal za zvijezde. Drugi dio se rastvara u prostoru, nestajući iz sfere materijalnih osjeta. Crna rupa u ovom smislu je točka prijelaza cjelokupnog materijala u antimateriju. Prilično je teško u potpunosti shvatiti značenje onoga što se događa, pogotovo ako se, proučavajući evoluciju zvijezda, oslanjamo samo na zakone nuklearne, kvantne fizike i termodinamike. S proučavanjem ove problematike treba povezati teoriju relativne vjerojatnosti, koja dopušta zakrivljenost prostora, koja omogućuje transformaciju jedne energije u drugu, jednog stanja u drugo.

Životni ciklus zvijezda

Obična zvijezda oslobađa energiju pretvarajući vodik u helij u nuklearnoj peći koja se nalazi u njezinoj jezgri. Nakon što zvijezda potroši vodik u središtu, on počinje izgarati u ljusci zvijezde koja se povećava i bubri. Veličina zvijezde se povećava, njena temperatura pada. Ovim procesom nastaju crveni divovi i superdivovi. Životni vijek svake zvijezde određen je njezinom masom. Masivne zvijezde završavaju svoje životne cikluse eksplozijom. Zvijezde poput Sunca smanjuju se i postaju gusti bijeli patuljci. U procesu transformacije iz crvenog diva u bijelog patuljka, zvijezda može odbaciti svoje vanjske slojeve poput lagane plinovite ljuske, otkrivajući jezgru.

Iz knjige ČOVJEK I NJEGOVA DUŠA. Život u fizičkom tijelu i astralnom svijetu autor Ivanov Yu M

Iz knjige Velika sovjetska enciklopedija (GI) autora TSB

Iz knjige Putnici Autor Dorožkin Nikolaj

Iz knjige Ekonomika nekretnina Autor Burkhanova Natalia

Težak životni put Odnos naših domaćih znanstvenika prema Svenu Hedinu doživio je značajne promjene. Razlozi leže kako u karakteru samog Hedina tako iu političkim prilikama njegova vremena. Od mladosti, poznavajući ruski jezik i osjećajući simpatije prema Rusiji i njoj

Iz knjige Financije: Cheat Sheet Autor autor nepoznat

4. Životni ciklus nekretnina Budući da nekretnine tijekom svog postojanja prolaze kroz ekonomske, fizičke, pravne promjene, svaka nepokretna stvar (osim zemljišta) prolazi kroz sljedeće faze

Iz knjige Sve o svemu. Svezak 5 autor Likum Arkadij

47. UTJECAJ FINANCIJA NA ŽIVOTNI STANDARD STANOVNIŠTVA

Iz knjige Organizacijsko ponašanje: Varalica Autor autor nepoznat

Je li daleko od zvijezda? Postoje zvijezde u svemiru koje su toliko udaljene od nas da mi čak nemamo mogućnost znati njihovu udaljenost niti odrediti njihov broj. Ali koliko je najbliža zvijezda udaljena od Zemlje? Udaljenost od Zemlje do Sunca je 150.000.000 kilometara. Od svjetla

Iz knjige Marketing: Cheat Sheet Autor autor nepoznat

50. ŽIVOTNI CIKLUS ORGANIZACIJE Raširen je koncept životnog ciklusa organizacije – njegove promjene s određenim slijedom stanja u interakciji s okolinom. Postoje određene faze kroz koje organizacije prolaze, i

Iz knjige Biologija [Kompletan vodič za pripremu ispita] Autor Lerner Georgij Isaakovič

45. ŽIVOTNI CIKLUS PROIZVODA Životni ciklus proizvoda je promjena u prodaji i dobiti tijekom njegovog životnog vijeka. Proizvod ima fazu nastanka, rasta, zrelosti i kraj - "smrt", odlazak.1. Faza "razvoj i lansiranje na tržište". Ovo je razdoblje ulaganja u marketing

Iz knjige 200 poznatih trovanja autor Antsyshkin Igor

2.7. Stanica je genetska jedinica živih bića. Kromosomi, njihova građa (oblik i veličina) i funkcije. Broj kromosoma i njihova konstantnost vrste. Značajke somatskih i zametnih stanica. Životni ciklus stanice: interfaza i mitoza. Mitoza je dioba somatskih stanica. Mejoza. Faze

Iz knjige A Quick Reference Book of Necessary Knowledge Autor Černjavski Andrej Vladimirovič

4.5.1. Životni ciklus algi Podjela zelenih algi obuhvaća jednostanične kolonijalne i višestanične biljke. Ukupno ima oko 13 tisuća vrsta. Chlamydomonas, chlorella su jednostanični. Kolonije tvore stanice volvoxa i pandorina. Na višestanične

Iz knjige Popularni astrolog Autor Šalašnjikov Igor

ŽRTVE ZVIJEZDA Talijanski matematičar Cardano bio je filozof, liječnik i astrolog. Isprva se bavio isključivo medicinom, a od 1534. bio je profesor matematike u Milanu i Bologni; međutim, kako bi povećao svoje skromne prihode, profesor nije otišao

Iz knjige Najnoviji filozofski rječnik Autor Gritsanov Aleksandar Aleksejevič

25 najbližih zvijezda mV - vizualna magnituda; r je udaljenost do zvijezde, pc; L je luminozitet (snaga zračenja) zvijezde, izražen u jedinicama luminoziteta Sunca (3,86–1026

Iz knjige Ja poznajem svijet. Virusi i bolesti autor Chirkov S. N.

Vrste zvijezda U usporedbi s ostalim zvijezdama u Svemiru, Sunce je patuljasta zvijezda i spada u kategoriju normalnih zvijezda, u čijim se dubinama vodik pretvara u helij. Na ovaj ili onaj način, ali vrste zvijezda grubo opisuju životni ciklus jedne zasebno

Iz autorove knjige

"ŽIVOTNI SVIJET" (Lebenswelt) jedan je od središnjih pojmova Husserlove kasne fenomenologije, koji je on formulirao kao rezultat prevladavanja uskog horizonta strogo fenomenološke metode baveći se problemima svjetske povezanosti svijesti. Takvo uključivanje "globalnog"

Iz autorove knjige

Životni ciklus virusa Svaki virus ulazi u stanicu na svoj jedinstven način. Nakon penetracije mora prije svega skinuti gornju odjeću kako bi barem djelomično otkrio svoju nukleinsku kiselinu i počeo je kopirati.Rad virusa je dobro organiziran.