Štúdium hviezdneho vývoja nie je možné pozorovaním iba jednej hviezdy – mnohé zmeny hviezd prebiehajú príliš pomaly na to, aby ich bolo možné zaznamenať aj po mnohých storočiach. Preto vedci študujú veľa hviezd, z ktorých každá je v určitej fáze svojho životného cyklu. V posledných desaťročiach sa v astrofyzike rozšírilo modelovanie štruktúry hviezd pomocou počítačovej technológie.

Encyklopedický YouTube

1 / 5

✪ Hviezdy a hviezdny vývoj (hovorí astrofyzik Sergej Popov)

✪ Hviezdy a hviezdny vývoj (rozprávajú Sergej Popov a Ilgonis Vilks)

✪ Evolúcia hviezd. Vývoj modrého obra za 3 minúty

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Surdin V.G. Evolúcia hviezd 1. časť

titulky

Termonukleárna fúzia vo vnútri hviezd

mladé hviezdy

Proces vzniku hviezdy sa dá opísať jediným spôsobom, ale následné štádiá vývoja hviezdy závisia takmer výlučne od jej hmotnosti a až na samom konci vývoja hviezdy môže hrať rolu jej chemické zloženie.

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou

Mladé hviezdy nízkej hmotnosti (až tri hmotnosti Slnka) [ ] , ktoré sú na ceste k hlavnej postupnosti , sú úplne konvekčné, - proces konvekcie pokrýva celé telo hviezdy. Stále ide v skutočnosti o protohviezdy, v ktorých centrách sa jadrové reakcie len začínajú a všetko žiarenie vzniká najmä vďaka gravitačnej kompresii. Kým sa nenastolí hydrostatická rovnováha, svietivosť hviezdy pri konštantnej efektívnej teplote klesá. V Hertzsprung-Russellovom diagrame takéto hviezdy tvoria takmer vertikálnu dráhu, nazývanú Hayashiho dráha. Keď sa kontrakcia spomaľuje, mladá hviezda sa blíži k hlavnej sekvencii. Objekty tohto typu sú spojené s hviezdami typu T Taurus.

V tomto čase sa u hviezd s hmotnosťou väčšou ako 0,8 hmotnosti Slnka jadro stáva priehľadným pre žiarenie a prevláda prenos radiačnej energie v jadre, pretože konvekcia je čoraz viac brzdená zvyšujúcim sa zhutňovaním hviezdnej hmoty. Vo vonkajších vrstvách hviezdneho telesa prevláda konvekčný prenos energie.

Nie je s určitosťou známe, aké vlastnosti majú hviezdy s nižšou hmotnosťou v okamihu, keď zasiahnu hlavnú sekvenciu, pretože čas, ktorý tieto hviezdy strávia v kategórii mladých, presahuje vek vesmíru [ ]. Všetky predstavy o vývoji týchto hviezd sú založené len na numerických výpočtoch a matematickom modelovaní.

Keď sa hviezda zmršťuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začína zvyšovať a keď sa dosiahne určitý polomer hviezdy, kompresia sa zastaví, čo vedie k zastaveniu ďalšieho zvyšovania teploty v jadre hviezdy spôsobeného kompresie a potom k jej zníženiu. Pre hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,0767 Slnka sa to nestane: energia uvoľnená počas jadrových reakcií nikdy nebude stačiť na vyrovnanie vnútorného tlaku a gravitačnej kontrakcie. Takéto „podhviezdy“ vyžarujú viac energie, než sa vyprodukuje v procese termonukleárnych reakcií, a patria k takzvaným hnedým trpaslíkom. Ich osudom je neustála kontrakcia, kým ju tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých fúznych reakcií, ktoré sa začali.

Mladé hviezdy strednej hmotnosti

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) [ ] sa kvalitatívne vyvíjajú presne rovnakým spôsobom ako ich menšie sestry a bratia, s výnimkou toho, že nemajú konvekčné zóny až po hlavnú postupnosť.

Objekty tohto typu sú spojené s tzv. Hviezdy Ae\Be Herbiga sú nepravidelné premenné spektrálneho typu B-F0. Majú tiež disky a bipolárne trysky. Rýchlosť odtoku hmoty z povrchu, svietivosť a efektívna teplota sú podstatne vyššie ako u T Tauri, takže účinne ohrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka

Hviezdy s takouto hmotnosťou už majú vlastnosti normálnych hviezd, pretože prešli všetkými medzistupňami a boli schopné dosiahnuť takú rýchlosť jadrových reakcií, ktorá kompenzovala stratu energie žiarením, pričom hmotnosť bola akumulovaná na dosiahnutie hydrostatickej rovnováhy. jadro. V týchto hviezdach je odliv hmoty a svietivosti taký veľký, že nielen zastavia gravitačný kolaps vonkajších oblastí molekulárneho mraku, ktoré sa ešte nestali súčasťou hviezdy, ale naopak ich rozptyľujú. Hmotnosť vytvorenej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd s hmotnosťou väčšou ako približne 300 hmotností Slnka v našej galaxii.

stredný životný cyklus hviezdy

Hviezdy prichádzajú v širokej škále farieb a veľkostí. Podľa najnovších odhadov sa pohybujú v spektrálnom type od horúcej modrej po studenú červenú a v hmotnosti od 0,0767 do približne 300 hmotností Slnka. Svietivosť a farba hviezdy závisí od teploty jej povrchu, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. Všetky nové hviezdy „zaberajú svoje miesto“ v hlavnej postupnosti podľa ich chemického zloženia a hmotnosti. Tu samozrejme nejde o fyzický pohyb hviezdy - iba o jej polohu na naznačenom diagrame, ktorá závisí od parametrov hviezdy. V skutočnosti pohyb hviezdy pozdĺž diagramu zodpovedá iba zmene parametrov hviezdy.

Termonukleárne „spaľovanie“ hmoty obnovené na novej úrovni spôsobuje monštruóznu expanziu hviezdy. Hviezda sa „nafúkne“, veľmi „uvoľní“ a jej veľkosť sa zväčší asi 100-krát. Hviezda sa tak stáva červeným obrom a fáza horenia hélia trvá asi niekoľko miliónov rokov. Takmer všetci červení obri sú premenné hviezdy.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

V súčasnosti nie je s určitosťou známe, čo sa stane so svetelnými hviezdami po vyčerpaní zásob vodíka v ich vnútri. Keďže vesmír je starý 13,7 miliardy rokov, čo nestačí na vyčerpanie zásob vodíkového paliva v takýchto hviezdach, súčasné teórie sú založené na počítačových simuláciách procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.

Niektoré hviezdy dokážu syntetizovať hélium len v niektorých aktívnych zónach, čo spôsobuje ich nestabilitu a silné hviezdne vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa iba vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík [ ] .

Hviezda s hmotnosťou menšou ako 0,5 hmotnosti Slnka nie je schopná premeniť hélium ani po tom, čo v jej jadre prestanú reakcie zahŕňajúce vodík – hmotnosť takejto hviezdy je príliš malá na to, aby poskytla novú fázu gravitačnej kompresie na stupeň postačujúci pre „ zapaľovanie" hélium. Medzi tieto hviezdy patria červení trpaslíci, ako napríklad Proxima Centauri, ktorých životnosť hlavnej sekvencie sa pohybuje od desiatok miliárd až po desiatky biliónov rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadrách budú po postupnom ochladzovaní naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.

stredne veľké hviezdy

Po dosiahnutí hviezda strednej veľkosti (od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slnka) [ ] fázy červeného obra, vodík končí v jeho jadre a začínajú reakcie syntézy uhlíka z hélia. K tomuto procesu dochádza pri vyšších teplotách a preto sa energetický tok z jadra zvyšuje a v dôsledku toho sa vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú rozpínať. Začiatok syntézy uhlíka znamená novú etapu v živote hviezdy a nejaký čas pokračuje. V prípade hviezdy blízkej veľkosti Slnka môže tento proces trvať približne miliardu rokov.

Zmeny v množstve vyžiarenej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, vrátane zmien veľkosti, povrchovej teploty a uvoľňovania energie. Uvoľňovanie energie je posunuté smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko je sprevádzané narastajúcou stratou hmoty v dôsledku silných hviezdnych vetrov a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sa nazývajú „hviezdy neskorého typu“ (tiež „hviezdy na dôchodku“), OH-IR hviezdy alebo hviezdy podobné Mire, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky produkované vo vnútri hviezdy, ako je kyslík a uhlík. Plyn vytvára expandujúcu škrupinu a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. So silným infračerveným žiarením zo zdrojovej hviezdy sa v takýchto obaloch vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu kozmických maserov.

Héliové fúzne reakcie sú veľmi citlivé na teplotu. Niekedy to vedie k veľkej nestabilite. Vznikajú najsilnejšie pulzácie, ktoré v dôsledku toho poskytujú vonkajším vrstvám dostatočné zrýchlenie na to, aby boli odhodené a premenili sa na planetárnu hmlovinu. V strede takejto hmloviny zostáva holé jadro hviezdy, v ktorom prestávajú termonukleárne reakcie, a keď sa ochladzuje, mení sa na héliového bieleho trpaslíka, ktorý má spravidla hmotnosť do 0,5 až 0,6 Slnka. hmotnosti a priemer rádovo ako priemer Zeme.

Prevažná väčšina hviezd vrátane Slnka dokončí svoj vývoj kontrakciou, až kým tlak degenerovaných elektrónov nevyrovná gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy zmenší stonásobne a hustota je miliónkrát vyššia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je zbavený zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva neviditeľným čiernym trpaslíkom.

Vo hviezdach hmotnejších ako Slnko nedokáže tlak degenerovaných elektrónov zastaviť ďalšie stláčanie jadra a elektróny sa začnú „tlačiť“ do atómových jadier, čím sa protóny premenia na neutróny, medzi ktorými nepôsobí elektrostatická odpudivá sila. Takáto neutronizácia hmoty vedie k tomu, že veľkosť hviezdy, ktorá je teraz v skutočnosti jedným obrovským atómovým jadrom, sa meria v niekoľkých kilometroch a hustota je 100 miliónov krát vyššia ako hustota vody. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.

supermasívne hviezdy

Po tom, čo hviezda s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka vstúpi do štádia červeného veleobra, sa jej jadro začne vplyvom gravitačných síl zmenšovať. So zvyšujúcou sa kompresiou sa zvyšuje teplota a hustota a začína sa nová sekvencia termonukleárnych reakcií. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú čoraz ťažšie prvky: hélium, uhlík, kyslík, kremík a železo, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.

V dôsledku toho, ako sa tvorí stále viac ťažkých prvkov periodickej tabuľky, železo-56 sa syntetizuje z kremíka. V tomto štádiu je ďalšia exotermická termonukleárna fúzia nemožná, pretože jadro železa-56 má maximálny hmotnostný defekt a tvorba ťažších jadier s uvoľňovaním energie je nemožná. Keď teda železné jadro hviezdy dosiahne určitú veľkosť, tlak v ňom už nie je schopný odolať váhe nadložných vrstiev hviezdy a s neutronizáciou jej látky nastáva okamžitý kolaps jadra.

Čo sa stane ďalej, ešte nie je úplne jasné, ale v každom prípade prebiehajúce procesy v priebehu niekoľkých sekúnd vedú k výbuchu supernovy s neuveriteľnou silou.

Silné neutrínové výtrysky a rotujúce magnetické pole vytlačia väčšinu materiálu nahromadeného hviezdou [ ] - takzvané sedacie prvky, vrátane železných a ľahších prvkov. Expandujúca hmota je bombardovaná neutrónmi vyžarovanými z jadra hviezdy, zachytávajú ich a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno aj Kaliforniu). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote, no nie je to jediný možný spôsob ich vzniku, čo demonštrujú napríklad technéciové hviezdy.

tlaková vlna a výtrysky neutrín odnášajú hmotu od umierajúcej hviezdy [ ] do medzihviezdneho priestoru. Následne, keď sa ochladzuje a cestuje vesmírom, tento materiál zo supernovy sa môže zraziť s iným vesmírnym odpadom a možno sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.

Procesy, ku ktorým dochádza pri vzniku supernovy, sa stále skúmajú a doteraz táto otázka nie je jasná. Otázkou je aj moment, čo v skutočnosti zostalo z pôvodnej hviezdy. Zvažujú sa však dve možnosti: neutrónové hviezdy a čierne diery.

neutrónové hviezdy

Je známe, že v niektorých supernovách silná gravitácia vo vnútri nadobora spôsobuje, že elektróny sú absorbované atómovým jadrom, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Tento proces sa nazýva neutronizácia. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.

Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie väčšie ako veľké mesto – a majú nepredstaviteľne vysoké hustoty. Ich obežná doba sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zníži (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré neutrónové hviezdy robia 600 otáčok za sekundu. Pre niektoré z nich môže byť uhol medzi vektorom žiarenia a osou rotácie taký, že Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením; v tomto prípade je možné zaznamenať pulz žiarenia, ktorý sa opakuje v časových intervaloch rovnajúcich sa perióde rotácie hviezdy. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými objavenými neutrónovými hviezdami.

Čierne diery

Nie všetky hviezdy, ktoré prešli fázou výbuchu supernovy, sa stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps takejto hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nezmenší ako polomer Schwarzschild. Z hviezdy sa potom stane čierna diera.

Existenciu čiernych dier predpovedala všeobecná teória relativity. Podľa tejto teórie,

> Životný cyklus hviezdy

Popis život a smrť hviezd: vývojové štádiá s fotografiou, molekulárne oblaky, protohviezda, T Býk, hlavná postupnosť, červený obor, biely trpaslík.

Všetko na tomto svete sa vyvíja. Akýkoľvek cyklus začína narodením, rastom a končí smrťou. Samozrejme, hviezdy majú tieto cykly zvláštnym spôsobom. Pripomeňme si napríklad, že majú väčší časový rámec a merajú sa na milióny a miliardy rokov. Navyše ich smrť so sebou nesie určité následky. Ako to vyzerá životný cyklus hviezd?

Prvý životný cyklus hviezdy: Molekulárne oblaky

Začnime zrodom hviezdy. Predstavte si obrovský oblak studeného molekulárneho plynu, ktorý môže ľahko existovať vo vesmíre bez akýchkoľvek zmien. Zrazu však neďaleko od nej vybuchne supernova alebo sa zrazí s iným mrakom. Kvôli tomuto tlaku sa aktivuje proces ničenia. Je rozdelená na malé časti, z ktorých každá je vtiahnutá do seba. Ako ste už pochopili, všetky tieto skupiny sa pripravujú na to, aby sa stali hviezdami. Gravitácia zvyšuje teplotu a uložená hybnosť udržuje rotáciu v chode. Spodný diagram názorne demonštruje kolobeh hviezd (život, fázy vývoja, možnosti transformácie a smrť nebeského telesa s fotografiou).

Druhý životný cyklus hviezdy: protostar

Materiál hustejšie kondenzuje, zahrieva sa a je odpudzovaný gravitačným kolapsom. Takýto objekt sa nazýva protohviezda, okolo ktorej je vytvorený disk materiálu. Časť je priťahovaná k objektu, čím sa zvyšuje jeho hmotnosť. Zvyšok odpadu bude zoskupený a vytvorí planetárny systém. Ďalší vývoj hviezdy závisí od hmotnosti.

Tretí životný cyklus hviezdy: T Býk

Keď materiál zasiahne hviezdu, uvoľní sa obrovské množstvo energie. Nový hviezdny stupeň bol pomenovaný po prototype T Taurus. Ide o premennú hviezdu, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti 600 svetelných rokov (neďaleko).

Môže dosiahnuť veľký jas, pretože materiál sa rozpadá a uvoľňuje energiu. Ale v centrálnej časti nie je dostatočná teplota na podporu jadrovej fúzie. Táto fáza trvá 100 miliónov rokov.

Štvrtý životný cyklus hviezdy:Hlavná sekvencia

V určitom okamihu sa teplota nebeského telesa zvýši na požadovanú úroveň, čím sa aktivuje jadrová fúzia. Všetky hviezdy si tým prechádzajú. Vodík sa premieňa na hélium, čím sa uvoľňuje obrovská tepelná rezerva a energia.

Energia sa uvoľňuje ako gama lúče, ale v dôsledku pomalého pohybu hviezdy klesá s vlnovou dĺžkou. Svetlo je vytlačené von a čelí gravitácii. Môžeme predpokladať, že je tu vytvorená dokonalá rovnováha.

Ako dlho bude v hlavnej sekvencii? Musíte začať od hmotnosti hviezdy. Červení trpaslíci (polovica hmoty Slnka) sú schopní minúť stovky miliárd (biliónov) rokov na zásobovanie palivom. Priemerný počet hviezd (ako) žije 10-15 miliárd. Ale tie najväčšie sú staré miliardy alebo milióny rokov. Pozrite sa, ako vyzerá vývoj a smrť hviezd rôznych tried v diagrame.

Piaty životný cyklus hviezdy:červený obor

Počas procesu tavenia končí vodík a hromadí sa hélium. Keď už nezostane žiadny vodík, všetky jadrové reakcie sa zastavia a hviezda sa začne zmenšovať vplyvom gravitácie. Vodíkový obal okolo jadra sa zahreje a zapáli, čo spôsobí, že objekt narastie 1000-10000 krát. V určitom okamihu naše Slnko zopakuje tento osud, keď sa zvýši na obežnú dráhu Zeme.

Teplota a tlak dosahujú maximum a hélium sa spája na uhlík. V tomto bode sa hviezda stiahne a prestane byť červeným obrom. Pri väčšej masívnosti bude objekt spaľovať iné ťažké prvky.

Šiesty životný cyklus hviezdy: biely trpaslík

Hviezda so slnečnou hmotnosťou nemá dostatočný gravitačný tlak na to, aby roztavila uhlík. Preto smrť nastáva s koncom hélia. Vonkajšie vrstvy sa vyhodia a objaví sa biely trpaslík. Najprv je horúco, ale po stovkách miliárd rokov sa ochladí.

Vnútorný život hviezdy je regulovaný pôsobením dvoch síl: príťažlivej sily, ktorá je proti hviezde, drží ju a sily uvoľnenej pri jadrových reakciách prebiehajúcich v jadre. Naopak, má tendenciu „tlačiť“ hviezdu do vzdialeného priestoru. Počas štádií formovania je hustá a stlačená hviezda pod silným vplyvom gravitácie. V dôsledku toho dochádza k silnému zahrievaniu, teplota dosahuje 10-20 miliónov stupňov. To stačí na spustenie jadrových reakcií, v dôsledku ktorých sa vodík premieňa na hélium.

Potom sa počas dlhého obdobia obe sily navzájom vyrovnávajú, hviezda je v stabilnom stave. Keď jadrové palivo jadra postupne vysychá, hviezda sa dostáva do fázy nestability, proti sebe stoja dve sily. Pre hviezdu prichádza kritický moment, do hry vstupujú rôzne faktory - teplota, hustota, chemické zloženie. Hmotnosť hviezdy je na prvom mieste, od nej závisí budúcnosť tohto nebeského telesa – buď hviezda vzplanie ako supernova, alebo sa zmení na bieleho trpaslíka, neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru.

Ako sa míňa vodík

Len veľmi veľké medzi nebeskými telesami (asi 80-násobok hmotnosti Jupitera) sa stávajú hviezdami, menšie (asi 17-krát menšie ako Jupiter) sa stávajú planétami. Existujú aj telesá strednej hmotnosti, sú príliš veľké na to, aby patrili do triedy planét, a príliš malé a studené na to, aby v ich hĺbkach prebiehali jadrové reakcie charakteristické pre hviezdy.

Tieto tmavo sfarbené nebeské telesá majú slabú svietivosť, na oblohe sú dosť ťažko rozlíšiteľné. Hovorí sa im „hnedí trpaslíci“.

Hviezda je teda vytvorená z oblakov pozostávajúcich z medzihviezdneho plynu. Ako už bolo uvedené, hviezda zostáva v rovnovážnom stave pomerne dlho. Potom príde obdobie nestability. Ďalší osud hviezdy závisí od rôznych faktorov. Predstavte si hypotetickú malú hviezdu s hmotnosťou medzi 0,1 a 4 hmotnosťami Slnka. Charakteristickým znakom hviezd s nízkou hmotnosťou je absencia konvekcie vo vnútorných vrstvách, t.j. látky tvoriace hviezdu sa nemiešajú, ako sa to stáva pri hviezdach s veľkou hmotnosťou.

To znamená, že keď sa vodík v jadre minie, vo vonkajších vrstvách už nie je nová zásoba tohto prvku. Horiaci vodík sa mení na hélium. Postupne sa jadro ohrieva, povrchové vrstvy destabilizujú svoju vlastnú štruktúru a hviezda, ako je vidieť z D-R diagramu, sa pomaly presúva z fázy hlavnej sekvencie. V novej fáze sa hustota hmoty vo vnútri hviezdy zvyšuje, zloženie jadra „degeneruje“, v dôsledku čoho sa objavuje špeciálna konzistencia. Odlišuje sa od bežnej hmoty.

Modifikácia hmoty

Pri zmene hmoty tlak závisí iba od hustoty plynov a nie od teploty.

V Hertzsprung-Russellovom diagrame sa hviezda posúva doprava a potom nahor a blíži sa k oblasti červeného obra. Jeho rozmery sa výrazne zväčšujú, a preto teplota vonkajších vrstiev klesá. Priemer červeného obra môže dosiahnuť stovky miliónov kilometrov. Keď sa ten náš dostane do tejto fázy, „zhltne“ alebo Venušu a ak nedokáže zachytiť Zem, zahreje ju do takej miery, že život na našej planéte prestane existovať.

Počas vývoja hviezdy stúpa teplota jej jadra. Najprv dochádza k jadrovým reakciám, potom, keď sa dosiahne optimálna teplota, hélium sa topí. Keď k tomu dôjde, náhle zvýšenie teploty jadra spôsobí výbuch a hviezda sa rýchlo presunie na ľavú stranu H-R diagramu. Ide o takzvaný „héliový záblesk“. V tomto čase jadro obsahujúce hélium zhorí spolu s vodíkom, ktorý je súčasťou obalu obklopujúceho jadro. Na diagrame G-P je tento stupeň fixovaný pohybom doprava pozdĺž vodorovnej čiary.

Posledné fázy evolúcie

Počas premeny hélia na uhlík sa jadro mení. Jeho teplota stúpa, kým (ak je hviezda veľká), kým uhlík nezačne horieť. Je tu nové ohnisko. V každom prípade počas posledných fáz vývoja hviezdy je zaznamenaná významná strata jej hmotnosti. To sa môže stať postupne alebo náhle, počas výbuchu, keď vonkajšie vrstvy hviezdy prasknú ako veľká bublina. V druhom prípade sa vytvorí planetárna hmlovina - sférický obal, ktorý sa šíri vo vesmíre rýchlosťou niekoľkých desiatok alebo dokonca stoviek kilometrov za sekundu.

Konečný osud hviezdy závisí od hmoty, ktorá zostala po všetkom, čo sa v nej deje. Ak pri všetkých premenách a výbuchoch vyvrhla veľa hmoty a jej hmotnosť nepresiahne 1,44 hmotnosti Slnka, hviezda sa zmení na bieleho trpaslíka. Toto číslo sa nazýva "Chandra-sekara limit" na počesť pakistanského astrofyzika Subrahmanyan Chandrasekhar. To je maximálna hmotnosť hviezdy, pri ktorej nemusí dôjsť ku katastrofálnemu koncu kvôli tlaku elektrónov v jadre.

Po výbuchu vonkajších vrstiev zostáva jadro hviezdy a jej povrchová teplota je veľmi vysoká - asi 100 000 °K. Hviezda sa presunie k ľavému okraju G-R diagramu a klesá. Jeho svietivosť klesá so zmenšovaním jeho veľkosti.

Hviezda sa pomaly dostáva do zóny bielych trpaslíkov. Sú to hviezdy malého priemeru (ako sú tie naše), ale vyznačujúce sa veľmi vysokou hustotou, jeden a pol miliónkrát väčšou hustotou ako voda. Kubický centimeter materiálu, ktorý tvorí bieleho trpaslíka, by na Zemi vážil asi jednu tonu!

Biely trpaslík predstavuje posledné štádium vývoja hviezdy bez erupcií. Pomaly sa ochladzuje.

Vedci sa domnievajú, že koniec bieleho trpaslíka prechádza veľmi pomaly, prinajmenšom od začiatku existencie vesmíru sa zdá, že ani jeden biely trpaslík netrpel „tepelnou smrťou“.

Ak je hviezda veľká a jej hmotnosť je väčšia ako Slnko, vybuchne ako supernova. Počas výbuchu môže byť hviezda úplne alebo čiastočne zničená. V prvom prípade zanechá oblak plynu so zvyškovými látkami hviezdy. V druhom zostáva nebeské teleso s najväčšou hustotou – neutrónová hviezda alebo čierna diera.

Vesmír je neustále sa meniaci makrokozmos, kde každý objekt, látka alebo hmota je v stave transformácie a zmeny. Tieto procesy trvajú miliardy rokov. V porovnaní s dĺžkou ľudského života je toto nepochopiteľné časové rozpätie obrovské. V kozmickom meradle sú tieto zmeny skôr prchavé. Hviezdy, ktoré teraz pozorujeme na nočnej oblohe, boli rovnaké pred tisíckami rokov, keď ich mohli vidieť egyptskí faraóni, ale v skutočnosti sa po celý ten čas zmena fyzikálnych vlastností nebeských telies nezastavila ani na sekundu. . Hviezdy sa rodia, žijú a určite starnú – vývoj hviezd pokračuje ako obvykle.

Postavenie hviezd súhvezdia Ursa Major v rôznych historických obdobiach v intervale pred 100 000 rokmi - náš čas a po 100 000 rokoch

Interpretácia vývoja hviezd z pohľadu laika

Pre laika sa priestor javí ako svet pokoja a ticha. Vesmír je v skutočnosti gigantické fyzikálne laboratórium, kde prebiehajú grandiózne premeny, počas ktorých sa mení chemické zloženie, fyzikálne vlastnosti a štruktúra hviezd. Život hviezdy trvá dovtedy, kým svieti a vydáva teplo. Takýto brilantný stav však nie je večný. Po jasnom narodení nasleduje obdobie dozrievania hviezd, ktoré sa nevyhnutne končí starnutím nebeského telesa a jeho smrťou.

Vznik protohviezdy z oblaku plynu a prachu pred 5-7 miliardami rokov

Všetky naše informácie o hviezdach dnes zapadajú do rámca vedy. Termodynamika nám dáva vysvetlenie procesov hydrostatickej a tepelnej rovnováhy, v ktorých sa nachádza hviezdna hmota. Jadrová a kvantová fyzika nám umožňuje pochopiť zložitý proces jadrovej fúzie, vďaka ktorému existuje hviezda, ktorá vyžaruje teplo a dáva svetlo do okolitého priestoru. Pri zrode hviezdy vzniká hydrostatická a tepelná rovnováha udržiavaná vlastnými zdrojmi energie. Pri západe brilantnej hviezdnej kariéry je táto rovnováha narušená. Prichádza séria nezvratných procesov, ktorých výsledkom je zničenie hviezdy alebo kolaps - grandiózny proces okamžitej a brilantnej smrti nebeského tela.

Výbuch supernovy je jasným koncom života hviezdy zrodenej v prvých rokoch vesmíru

Zmena fyzikálnych vlastností hviezd je spôsobená ich hmotnosťou. Rýchlosť vývoja objektov je ovplyvnená ich chemickým zložením a do určitej miery existujúcimi astrofyzikálnymi parametrami – rýchlosťou rotácie a stavom magnetického poľa. Nedá sa presne povedať, ako sa všetko vlastne deje kvôli obrovskému trvaniu opísaných procesov. Rýchlosť vývoja, štádiá transformácie závisia od času zrodu hviezdy a jej polohy vo vesmíre v čase narodenia.

Evolúcia hviezd z vedeckého hľadiska

Akákoľvek hviezda sa rodí zo zrazeniny studeného medzihviezdneho plynu, ktorý sa vplyvom vonkajších a vnútorných gravitačných síl stlačí do stavu plynovej gule. Proces stláčania plynnej látky sa ani na chvíľu nezastaví, sprevádzaný kolosálnym uvoľnením tepelnej energie. Teplota nového útvaru stúpa, kým sa nespustí termonukleárna fúzia. Od tohto momentu sa stláčanie hviezdnej hmoty zastaví a dosiahne sa rovnováha medzi hydrostatickým a tepelným stavom objektu. Vesmír bol doplnený o novú plnohodnotnú hviezdu.

Hlavným hviezdnym palivom je atóm vodíka v dôsledku spustenej termonukleárnej reakcie

Vo vývoji hviezd majú zásadný význam ich zdroje tepelnej energie. Žiarivá a tepelná energia unikajúca do vesmíru z povrchu hviezdy sa dopĺňa v dôsledku ochladzovania vnútorných vrstiev nebeského telesa. Neustále prebiehajúce termonukleárne reakcie a gravitačná kontrakcia vo vnútri hviezdy kompenzujú stratu. Pokiaľ je v hĺbke hviezdy dostatok jadrového paliva, hviezda jasne žiari a vyžaruje teplo. Len čo sa proces termonukleárnej fúzie spomalí alebo úplne zastaví, spustí sa mechanizmus vnútornej kompresie hviezdy, aby sa udržala tepelná a termodynamická rovnováha. V tejto fáze už objekt vyžaruje tepelnú energiu, ktorá je viditeľná len v infračervenom spektre.

Na základe opísaných procesov môžeme konštatovať, že vývoj hviezd je postupná zmena zdrojov hviezdnej energie. V modernej astrofyzike môžu byť procesy transformácie hviezd usporiadané v súlade s tromi stupnicami:

• jadrová časová os;
• tepelný segment života hviezdy;
• dynamický segment (konečný) životnosti svietidla.

V každom jednotlivom prípade sa berú do úvahy procesy, ktoré určujú vek hviezdy, jej fyzikálne vlastnosti a typ smrti objektu. Jadrová časová os je zaujímavá, pokiaľ je objekt poháňaný vlastnými zdrojmi tepla a vyžaruje energiu, ktorá je produktom jadrových reakcií. Odhad trvania tohto štádia sa vypočíta tak, že sa určí množstvo vodíka, ktoré sa premení na hélium v ​​procese termonukleárnej fúzie. Čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým väčšia je intenzita jadrových reakcií, a teda aj vyššia svietivosť objektu.

Veľkosti a hmotnosti rôznych hviezd, od superobra po červeného trpaslíka

Tepelná časová stupnica definuje štádium vývoja, počas ktorého hviezda spotrebuje všetku tepelnú energiu. Tento proces začína od okamihu, keď sa vyčerpajú posledné zásoby vodíka a prestanú jadrové reakcie. Na udržanie rovnováhy objektu sa spustí proces kompresie. Hviezdna hmota padá smerom do stredu. V tomto prípade dochádza k prechodu kinetickej energie na tepelnú energiu vynaloženú na udržanie potrebnej teplotnej rovnováhy vo vnútri hviezdy. Časť energie uniká do vesmíru.

Vzhľadom na skutočnosť, že svietivosť hviezd je určená ich hmotnosťou, v okamihu stlačenia objektu sa jeho jas v priestore nemení.

Hviezda na ceste k hlavnej sekvencii

Tvorba hviezd prebieha podľa dynamickej časovej osi. Hviezdny plyn voľne padá dovnútra smerom k stredu, čím sa zvyšuje hustota a tlak v útrobách budúceho objektu. Čím vyššia je hustota v strede plynovej gule, tým vyššia je teplota vo vnútri objektu. Od tohto momentu sa teplo stáva hlavnou energiou nebeského telesa. Čím väčšia je hustota a čím vyššia teplota, tým väčší je tlak vo vnútri budúcej hviezdy. Zastaví sa voľný pád molekúl a atómov, zastaví sa proces stláčania hviezdneho plynu. Tento stav objektu sa zvyčajne nazýva protohviezda. Objekt je z 90 % molekulárny vodík. Pri dosiahnutí teploty 1800 K prechádza vodík do atómového stavu. V procese rozpadu sa spotrebúva energia, zvyšovanie teploty sa spomaľuje.

Vesmír je zo 75% tvorený molekulárnym vodíkom, ktorý sa v procese tvorby protohviezd mení na atómový vodík - jadrové palivo hviezdy

V takomto stave sa tlak vo vnútri plynovej gule znižuje, čím sa dáva voľnosť tlakovej sile. Táto sekvencia sa opakuje vždy, keď je všetok vodík najprv ionizovaný, a potom prichádza na rad ionizácia hélia. Pri teplote 10⁵ K sa plyn úplne ionizuje, stláčanie hviezdy sa zastaví a nastáva hydrostatická rovnováha objektu. Ďalší vývoj hviezdy bude prebiehať v súlade s tepelnou časovou mierkou, oveľa pomalšie a dôslednejšie.

Polomer protohviezdy sa od začiatku formovania zmenšuje zo 100 AU. do ¼ a.u. Objekt je uprostred oblaku plynu. V dôsledku pribúdania častíc z vonkajších oblastí oblaku hviezdneho plynu sa hmotnosť hviezdy neustále zvyšuje. V dôsledku toho sa teplota vo vnútri objektu zvýši, sprevádzajúc proces konvekcie - prenos energie z vnútorných vrstiev hviezdy na jej vonkajší okraj. Následne so zvýšením teploty vo vnútri nebeského telesa je konvekcia nahradená radiačným transportom, pohybujúcim sa smerom k povrchu hviezdy. V tomto momente sa rapídne zvyšuje svietivosť objektu a rastie aj teplota povrchových vrstiev hviezdnej gule.

Konvekčné procesy a radiačný transport v novovzniknutej hviezde pred začiatkom termonukleárnych fúznych reakcií

Napríklad pre hviezdy, ktorých hmotnosť je identická s hmotnosťou nášho Slnka, nastáva kompresia protohviezdneho oblaku len za niekoľko stoviek rokov. Pokiaľ ide o konečnú fázu formovania objektu, kondenzácia hviezdnej hmoty sa naťahuje na milióny rokov. Slnko sa pohybuje smerom k hlavnej postupnosti pomerne rýchlo a táto cesta bude trvať sto miliónov alebo miliárd rokov. Inými slovami, čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým dlhší je čas strávený na vzniku plnohodnotnej hviezdy. Hviezda s hmotnosťou 15 M sa bude pohybovať po ceste k hlavnej postupnosti oveľa dlhšie - asi 60 tisíc rokov.

Fáza hlavnej sekvencie

Hoci niektoré fúzne reakcie začínajú pri nižších teplotách, hlavná fáza spaľovania vodíka začína pri 4 miliónoch stupňov. Od tohto momentu začína fáza hlavnej sekvencie. Do hry vstupuje nová forma reprodukcie hviezdnej energie, jadrová. Kinetická energia uvoľnená počas stláčania objektu mizne do pozadia. Dosiahnutá rovnováha zaisťuje dlhý a tichý život hviezdy, ktorá sa ocitne v počiatočnej fáze hlavnej sekvencie.

Štiepenie a rozpad atómov vodíka v procese termonukleárnej reakcie prebiehajúcej vo vnútri hviezdy

Od tohto bodu je pozorovanie života hviezdy jednoznačne späté s fázou hlavnej postupnosti, ktorá je dôležitou súčasťou vývoja nebeských telies. Práve v tomto štádiu je jediným zdrojom hviezdnej energie výsledok spaľovania vodíka. Objekt je v rovnovážnom stave. Pri spotrebe jadrového paliva sa mení iba chemické zloženie objektu. Pobyt Slnka vo fáze hlavnej postupnosti bude trvať približne 10 miliárd rokov. Toľko času si bude vyžadovať naše natívne svietidlo, aby spotrebovalo celú zásobu vodíka. Čo sa týka masívnych hviezd, ich vývoj je rýchlejší. Masívna hviezda, ktorá vyžaruje viac energie, zostáva vo fáze hlavnej sekvencie iba 10-20 miliónov rokov.

Menej hmotné hviezdy horia na nočnej oblohe oveľa dlhšie. Takže hviezda s hmotnosťou 0,25 M zostane vo fáze hlavnej postupnosti desiatky miliárd rokov.

Hertzsprung-Russellov diagram odhadujúci vzťah medzi spektrom hviezd a ich svietivosťou. Body na diagrame sú polohy známych hviezd. Šípky označujú presun hviezd z hlavnej postupnosti do fáz obrov a bielych trpaslíkov.

Aby sme si predstavili vývoj hviezd, stačí sa pozrieť na diagram, ktorý charakterizuje dráhu nebeského telesa v hlavnej postupnosti. Horná časť grafu vyzerá menej preplnená objektmi, pretože tu sú sústredené masívne hviezdy. Toto umiestnenie sa vysvetľuje ich krátkym životným cyklom. Z dnes známych hviezd majú niektoré hmotnosť 70 m. Objekty, ktorých hmotnosť presahuje hornú hranicu 100 m, sa nemusia vytvárať vôbec.

Nebeské telesá, ktorých hmotnosť je menšia ako 0,08 M, nemajú schopnosť prekonať kritickú hmotnosť potrebnú na spustenie termonukleárnej fúzie a zostávajú chladné po celý život. Najmenšie protohviezdy sa zmenšujú a vytvárajú trpaslíkov podobných planétam.

Planetárny hnedý trpaslík v porovnaní s normálnou hviezdou (naše Slnko) a planétou Jupiter

V spodnej časti sekvencie sú sústredené objekty, ktorým dominujú hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa hmotnosti nášho Slnka a o niečo viac. Pomyselnú hranicu medzi hornou a dolnou časťou hlavnej postupnosti tvoria objekty, ktorých hmotnosť je -1,5M.

Nasledujúce štádiá hviezdneho vývoja

Každá z možností vývoja stavu hviezdy je určená jej hmotnosťou a dĺžkou času, počas ktorého prebieha premena hviezdnej hmoty. Vesmír je však mnohostranný a zložitý mechanizmus, takže vývoj hviezd môže ísť aj inak.

Hviezda s hmotnosťou približne rovnajúcou sa hmotnosti Slnka má pri pohybe pozdĺž hlavnej postupnosti tri hlavné možnosti trasy:

1. žite svoj život pokojne a pokojne odpočívajte v obrovských rozlohách vesmíru;
2. prejsť do fázy červeného obra a pomaly starnúť;
3. ísť do kategórie bielych trpaslíkov, prasknúť v supernovu a zmeniť sa na neutrónovú hviezdu.

Možné možnosti vývoja protohviezd v závislosti od času, chemického zloženia objektov a ich hmotnosti

Po hlavnej sekvencii prichádza obrovská fáza. V tomto čase sú zásoby vodíka vo vnútri hviezdy úplne vyčerpané, centrálnou oblasťou objektu je héliové jadro a termonukleárne reakcie sú posunuté na povrch objektu. Vplyvom termonukleárnej fúzie sa obal rozťahuje, ale hmota héliového jadra rastie. Obyčajná hviezda sa zmení na červeného obra.

Obrovská fáza a jej vlastnosti

V hviezdach s malou hmotnosťou sa hustota jadra stáva kolosálnou a mení hviezdnu hmotu na degenerovaný relativistický plyn. Ak je hmotnosť hviezdy o niečo väčšia ako 0,26 M, zvýšenie tlaku a teploty vedie k začiatku fúzie hélia, ktorá pokrýva celú centrálnu oblasť objektu. Odvtedy teplota hviezdy rýchlo stúpa. Hlavnou črtou procesu je, že degenerovaný plyn nemá schopnosť expandovať. Pod vplyvom vysokej teploty sa zvyšuje iba rýchlosť štiepenia hélia, čo je sprevádzané výbušnou reakciou. V takýchto chvíľach môžeme pozorovať héliový záblesk. Jas objektu sa stonásobne zvýši, no agónia hviezdy pokračuje. Dochádza k prechodu hviezdy do nového stavu, kde všetky termodynamické procesy prebiehajú v jadre hélia a vo vzácnom vonkajšom obale.

Štruktúra hviezdy hlavnej postupnosti slnečného typu a červeného obra s izotermickým héliovým jadrom a vrstvenou zónou nukleosyntézy

Tento stav je dočasný a neudržateľný. Hviezdna hmota sa neustále premiešava, pričom jej značná časť je vyvrhovaná do okolitého priestoru, čím vzniká planetárna hmlovina. V strede zostáva horúce jadro, ktoré sa nazýva biely trpaslík.

Pre hviezdy s vysokou hmotnosťou tieto procesy nie sú také katastrofické. Spaľovanie hélia je nahradené jadrovou štiepnou reakciou uhlíka a kremíka. Nakoniec sa hviezdne jadro zmení na hviezdne železo. Fáza obra je určená hmotnosťou hviezdy. Čím väčšia je hmotnosť objektu, tým nižšia je teplota v jeho strede. To zjavne nestačí na spustenie jadrovej štiepnej reakcie uhlíka a iných prvkov.

Osud bieleho trpaslíka – neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery

Keď je objekt v stave bieleho trpaslíka, je v extrémne nestabilnom stave. Zastavené jadrové reakcie vedú k poklesu tlaku, jadro prechádza do kolapsu. Uvoľnená energia sa v tomto prípade vynakladá na rozpad železa na atómy hélia, ktoré sa ďalej rozpadá na protóny a neutróny. Spustený proces sa vyvíja rýchlym tempom. Kolaps hviezdy charakterizuje dynamickú časť stupnice a trvá zlomok sekundy. Zapálenie zostávajúceho jadrového paliva nastáva výbušným spôsobom, pričom sa uvoľní obrovské množstvo energie v zlomku sekundy. To úplne stačí na to, aby ste vyhodili do vzduchu horné vrstvy objektu. Poslednou fázou bieleho trpaslíka je výbuch supernovy.

Jadro hviezdy sa začína rúcať (vľavo). Kolaps vytvára neutrónovú hviezdu a vytvára tok energie do vonkajších vrstiev hviezdy (stred). Energia uvoľnená v dôsledku vyvrhnutia vonkajších vrstiev hviezdy počas výbuchu supernovy (vpravo).

Zostávajúce superhusté jadro bude zhlukom protónov a elektrónov, ktoré sa navzájom zrážajú a vytvárajú neutróny. Vesmír bol doplnený o nový objekt - neutrónovú hviezdu. V dôsledku vysokej hustoty jadro degeneruje a proces kolapsu jadra sa zastaví. Ak by bola hmotnosť hviezdy dostatočne veľká, kolaps by mohol pokračovať, až kým zvyšky hviezdnej hmoty konečne nespadnú do stredu objektu a nevytvoria sa tak čierna diera.

Vysvetlenie záverečnej časti vývoja hviezd

Pre normálne rovnovážne hviezdy sú opísané procesy evolúcie nepravdepodobné. Existencia bielych trpaslíkov a neutrónových hviezd však dokazuje skutočnú existenciu procesov stláčania hviezdnej hmoty. Malý počet takýchto objektov vo vesmíre naznačuje pominuteľnosť ich existencie. Konečné štádium hviezdneho vývoja možno znázorniť ako sekvenčný reťazec dvoch typov:

• normálna hviezda - červený obor - vyvrhnutie vonkajších vrstiev - biely trpaslík;
• masívna hviezda - červený supergiant - výbuch supernovy - neutrónová hviezda alebo čierna diera - neexistencia.

Schéma vývoja hviezd. Možnosti pokračovania života hviezd mimo hlavnej postupnosti.

Vysvetliť prebiehajúce procesy z hľadiska vedy je dosť ťažké. Jadroví vedci sa zhodujú, že v prípade záverečnej fázy hviezdneho vývoja máme čo do činenia s únavou hmoty. V dôsledku dlhšieho mechanického, termodynamického vplyvu hmota mení svoje fyzikálne vlastnosti. Únava hviezdnej hmoty, vyčerpanej dlhodobými jadrovými reakciami, môže vysvetliť objavenie sa degenerovaného elektrónového plynu, jeho následnú neutronizáciu a anihiláciu. Ak všetky vyššie uvedené procesy prejdú od začiatku do konca, hviezdna hmota prestáva byť fyzikálnou substanciou – hviezda zmizne vo vesmíre a nezanechá po sebe nič.

Medzihviezdne bubliny a oblaky plynu a prachu, ktoré sú rodiskom hviezd, sa nedajú doplniť len na úkor zmiznutých a vybuchnutých hviezd. Vesmír a galaxie sú v rovnováhe. Dochádza k neustálemu úbytku hmoty, hustota medzihviezdneho priestoru v jednej časti kozmického priestoru klesá. Následne sa v inej časti vesmíru vytvárajú podmienky pre vznik nových hviezd. Inými slovami, schéma funguje: ak na jednom mieste zmizlo určité množstvo hmoty, na inom mieste Vesmíru sa rovnaké množstvo hmoty objavilo v inej forme.

Konečne

Štúdiom vývoja hviezd sme dospeli k záveru, že vesmír je obrovský riedky roztok, v ktorom sa časť hmoty premieňa na molekuly vodíka, ktoré sú stavebným materiálom pre hviezdy. Druhá časť sa rozplýva v priestore, mizne zo sféry materiálnych vnemov. Čierna diera je v tomto zmysle bodom prechodu všetkého materiálu na antihmotu. Je dosť ťažké plne pochopiť význam toho, čo sa deje, najmä ak sa pri štúdiu vývoja hviezd spoliehame iba na zákony jadrovej, kvantovej fyziky a termodynamiky. So štúdiom tejto problematiky by mala byť spojená teória relatívnej pravdepodobnosti, ktorá umožňuje zakrivenie priestoru, čo umožňuje premenu jednej energie na druhú, jedného stavu na druhý.

Životný cyklus hviezd

Bežná hviezda uvoľňuje energiu premenou vodíka na hélium v ​​jadrovej peci umiestnenej v jej jadre. Potom, čo hviezda spotrebuje vodík v strede, začne horieť v obale hviezdy, ktorý sa zväčší a nafúkne. Veľkosť hviezdy sa zväčšuje, jej teplota klesá. Tento proces vedie k vzniku červených obrov a supergiantov. Životnosť každej hviezdy je určená jej hmotnosťou. Mohutné hviezdy končia svoj životný cyklus výbuchom. Hviezdy ako Slnko sa zmenšujú a stávajú sa hustými bielymi trpaslíkmi. V procese premeny z červeného obra na bieleho trpaslíka môže hviezda zhodiť svoje vonkajšie vrstvy ako ľahký plynný obal, čím odkryje jadro.

Z knihy ČLOVEK A JEHO DUŠA. Život vo fyzickom tele a astrálnom svete autor Ivanov Yu M

Z knihy Veľká sovietska encyklopédia (GI) autora TSB

Z knihy Cestovatelia autora Dorožkin Nikolaj

Z knihy Ekonomika nehnuteľností autora Burkhanová Natália

Ťažká životná cesta Postoj našich domácich vedcov k Svenovi Hedinovi prešiel výraznými zmenami. Dôvody spočívajú tak v postave samotného Hedina, ako aj v politických situáciách jeho doby. Od mladosti znalosť ruského jazyka a sympatie k Rusku a jeho

Z knihy Financie: Cheat Sheet autora autor neznámy

4. Životný cyklus nehnuteľného majetku Keďže nehnuteľný majetok prechádza počas svojej existencie ekonomickými, fyzickými, právnymi zmenami, každá nehnuteľná vec (s výnimkou pozemkov) prechádza nasledujúcimi štádiami:

Z knihy Všetko o všetkom. Zväzok 5 autor Likum Arkady

47. VPLYV FINANCIÍ NA ŽIVOTNÚ ŠTANDARDY OBYVATEĽSTVA

Z knihy Organizačné správanie: Cheat Sheet autora autor neznámy

Je to ďaleko od hviezd? Vo vesmíre sú hviezdy, ktoré sú od nás tak vzdialené, že ani nemáme možnosť poznať ich vzdialenosť alebo nastaviť ich počet. Ale ako ďaleko je najbližšia hviezda od Zeme? Vzdialenosť od Zeme k Slnku je 150 000 000 kilometrov. Od svetla

Z knihy Marketing: Cheat Sheet autora autor neznámy

50. ŽIVOTNÝ CYKLUS ORGANIZÁCIE Pojem životný cyklus organizácie je rozšírený - jeho zmeny s určitou postupnosťou stavov pri interakcii s okolím. Existujú určité fázy, ktorými organizácie prechádzajú, a

Z knihy Biológia [Úplný sprievodca prípravou na skúšku] autora Lerner Georgy Isaakovich

45. ŽIVOTNÝ CYKLUS PRODUKTU Životný cyklus produktu je zmena v predaji a zisku v priebehu jeho životnosti. Produkt má štádium vzniku, rastu, zrelosti a konca – „smrť“, odchod.1. Etapa „vývoj a uvedenie na trh“. Toto je obdobie investícií do marketingu

Z knihy 200 slávnych otráv autor Antsyshkin Igor

2.7. Bunka je genetická jednotka živých vecí. Chromozómy, ich štruktúra (tvar a veľkosť) a funkcie. Počet chromozómov a ich druhová stálosť. Vlastnosti somatických a zárodočných buniek. Životný cyklus bunky: interfáza a mitóza. Mitóza je delenie somatických buniek. meióza. Fázy

Z knihy Rýchla príručka nevyhnutných vedomostí autora Černyavskij Andrej Vladimirovič

4.5.1. Životný cyklus rias Rozdelenie zelených rias zahŕňa jednobunkové koloniálne a mnohobunkové rastliny. Celkovo existuje asi 13 tisíc druhov. Chlamydomonas, chlorella sú jednobunkové. Kolónie sú tvorené bunkami volvox a pandorina. K mnohobunkovým

Z knihy Populárny astrológ autora Šalašnikov Igor

OBETÍ HVIEZD Taliansky matematik Cardano bol filozof, lekár a astrológ. Najprv sa zaoberal výlučne medicínou, no od roku 1534 bol profesorom matematiky v Miláne a Bologni; aby však zvýšil svoj skromný príjem, profesor neodišiel

Z knihy Najnovší filozofický slovník autora Gritsanov Alexander Alekseevič

25 najbližších hviezd mV - vizuálna magnitúda; r je vzdialenosť k hviezde, pc; L je svietivosť (výkon žiarenia) hviezdy, vyjadrená v jednotkách svietivosti Slnka (3,86–1026

Z knihy Poznám svet. Vírusy a choroby autor Chirkov S.N.

Typy hviezd Slnko je v porovnaní s ostatnými hviezdami vo vesmíre trpasličí hviezda a patrí do kategórie normálnych hviezd, v hĺbkach ktorých sa vodík premieňa na hélium. Tak či onak, no typy hviezd zhruba opisujú životný cyklus jednej samostatne

Z knihy autora

„ŽIVOTNÝ SVET“ (Lebenswelt) je jedným z ústredných pojmov Husserlovej neskorej fenomenológie, ktorú sformuloval ako výsledok prekonania úzkeho horizontu striktne fenomenologickej metódy riešením problémov svetových súvislostí vedomia. Takéto zahrnutie „globálneho“

Z knihy autora

Životný cyklus vírusu Každý vírus vstupuje do bunky vlastným jedinečným spôsobom. Po prieniku sa musí najprv vyzliecť, aby aspoň čiastočne odhalil svoju nukleovú kyselinu a začal ju kopírovať Práca vírusu je dobre organizovaná.