Астрономија

Како се звезде мењају у величини током свог животног века главне секвенце?

Како се звезде мењају у величини током свог животног века главне секвенце?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Знам да звезде главног низа повећавају температуру и светлост како старе. Међутим, не знам како се мењају у величини. Да ли се шире? Ако јесте, зашто се шире? Да ли јако расту? Покушао сам да потражим одговор, али детаљи су били ограничени, па бих ценио одговор овде.


Можда бисте желели да погледате звездану структуру и књигу еволуције за ово, као што је Киппенхахн.

Али укратко, за звезду као што је сунце догађа се следеће:

  1. Током живота Х се полако претвара у Он у језгру.
  2. Ово мења средњу молекулску тежину $ му $ језгра с временом.
  3. Хидростатички закон захтева испуњење звездане структуре $ фрац {{ рм д} П} {{ рм д} р} = - рхо г (р) $ и $ П = фрац { рхо к_Б Т} { му} $. Као што $ му $ повећава се с временом у језгру, ово смањује потпорни притисак тамо и захтева од њега да се смањи. Ово поново повећава светлост и проширује спољне звездане шкољке, повећавајући радијус звезда.

Врло грубо.

Звезда је у хидростатичкој равнотежи па $$ фрац {дП} {др} = - рхо г $$.

Замена $ дП / др $ од стране $ П_ц / Р $, где $ П_ц $ је централни притисак и $ Р $ полупречник и пуштање $ рхо пропто М / Р ^ 3 $ и $ г пропто М / Р ^ 2 $, онда добијамо $$ П_ц пропто фрац {М ^ 2} {Р ^ 4} $$ Али централни притисак је пропорционалан $ рхо Т / му $, где $ Т $ је унутрашња температура и $ му $ је средња молекулска маса. Тако $$ фрац { рхо Т} { му} пропто фрац {М ^ 2} {Р ^ 4} $$ $$ фрац {МТ} {Р ^ 3 му} пропто фрац {М ^ 2} {Р ^ 4} $$ $$ Р пропто фрац { му М} {Т} $$

Сада током живота главне секвенце, маса остаје (отприлике) константна и $ Т $ остаје (отприлике) константна јер је температурна осетљивост сагоревања водоника велика. Међутим, $ му $ повећава се јер се 4 водоника (4 протона + 4 електрона) претварају у 1 хелијум (1 језгро + 2 електрона). Тако $ му $ повећава се (у централним регионима) са 0,5 на 4/3. Отуда се радијус повећава.

Повећање радијуса је заиста око фактора 2 током целог животног века главне секвенце.

Различит начин размишљања о томе, прикладнији за звезде соларне масе и више, је у погледу транспорта зрачења енергије. Повећање у $ му $ прати и а смањити у броју слободних електрона по јединици масе. Ово смањује непрозирност у централним регионима и смањује температурни градијент. То значи да је звезда већа за отприлике исту централну температуру.


Како се звезде мењају у величини током свог животног века главне секвенце? - Астрономија

Звезда је велика лопта плина која одаје топлоту и светлост. Па одакле звезде? Шта им се дешава како одрастају?

Галаксија садржи облаке прашине и гаса, као и звезде. У облацима прашине и гаса рађају се звезде. Како се све више и више гаса (који је углавном водоник) гравитацијом повлачи у облак, облак почиње да се врти. Атоми гаса почињу да се сударају све брже и брже. Ово ствара топлотну енергију. Облак постаје све топлији и топлији. Коначно, у облаку се толико загреје да се догоди нешто што се назива "куотнуцлеар фузија". Облак почиње да светли. Ужарени облак гаса сада је познат као прото звезда. Протостар наставља да расте. Једном када престане да расте, позната је као звезда главног низа. Звезда главног низа може да светли милионима година или више. Количина времена које живи одређује се колико је велика.

Средње звезде

Масивне звезде

Који тип звезда ће постати неутронске звезде док изумиру?

1) Звезде мање од нашег Сунца.
2) Звезде више од 10 пута веће од нашег Сунца.
3) Звезде исте величине као и наше Сунце.
4) Звезде 1,5 до 4 пута веће од нашег Сунца.


Да ли су црвени џинови мањи него када су били звезде главне секвенце?

Не, они су много већи него када су били звезде главног низа.

Објашњење:

Фаза Црвеног гиганта је друга фаза у животном циклусу звезде (типична звезда нормалне величине), масивније звезде ће се променити у Црвене супер дивове, а мање масивне ће остати такве какве јесу, јер још увек не знамо шта ће им се догодити будући да је њихов животни век скоро трилион година.

Враћајући се на питање. Звезда обично стапа водоник у хелијум, ово је главна фаза секвенце и каже се да је звезда у хидростатичкој равнотежи, јер се енергија реакција фузије супротставља гравитацији која покушава да колабира Звезду.

Дакле, када звезда остане без свог почетног резервоара водоничног горива, језгро се сруши услед гравитације, температура и притисак одједном постају адекватни за фузију хелијума који је већ присутан у језгру звезде од фузије водоника, како звезда започиње да би сагорео хелијум, он производи још више енергије него што је створио током сагоревања водоника, његови спољни слојеви се шире иако се температура смањује. Звезда сада постаје Црвени див и углавном је више од 10 пута већа него када је била у својој главној секвенци.

Наше Сунце је у својој главној секвенци сагоревања водоника 4,5 милијарде година и наставиће то да ради приближно исто време у будућности. Величина нашег Сунца тренутно је око 0,2 АУ. Када Сунце постане Црвени гигант, процењује се да ће његова величина достићи 2 АУ.


Од звезде главне секвенце до Црвеног дива

На крају се потроши сав водоник у језгру звезде, где је довољно топло за реакције фузије. Језгро тада садржи само хелиј, „загађен“ ма којим малим процентом тежих елемената са којима је звезда морала да започне. Хелијум у језгру може се сматрати акумулираним „пепелом“ од нуклеарног „сагоревања“ водоника током фазе главне секвенце.

Фузија водоника у звезданом језгру више не може да се генерише, јер је водоник сав нестао и, као што ћемо видети, фузија хелијума захтева много више температуре. С обзиром да централна температура још увек није довољно висока да стапа хелијум, не постоји извор нуклеарне енергије који би доводио топлоту у централни регион звезде. Дуги период стабилности сада се завршава, гравитација поново преузима и језгро почиње да се скупља. Још једном се енергија звезде делимично снабдева гравитационом енергијом, на начин који су описали Келвин и Хелмхолтз (видети Извори сунца: топлотна и гравитациона енергија). Како се језгро звезде смањује, енергија материјала који пада према унутра претвара се у топлоту.

Тако створена топлота, као и сва топлота, тече напоље тамо где је мало хладнија. У том процесу топлота подиже температуру слоја водоника који је провео читаво дуго време главне секвенце непосредно изван језгра. Попут заменика који у крилима хит-шоуа Броадваи-а чека прилику за славу и славу, овај водоник је био скоро (али не сасвим) довољно врућ да се подвргне фузији и учествује у главној акцији која одржава звезду. Сад, додатна топлота коју ствара језгро које се скупља ставља овај водоник „преко границе“, а љуска језгара водоника непосредно изван језгра постаје довољно врућа да започне фузија водоника.

Нова енергија произведена фузијом овог водоника сада се излива из ове љуске и почиње да загрева слојеве звезде даље, што доводи до њиховог ширења. У међувремену, језгро хелијума наставља да се контрахује, производећи више топлоте управо око себе. То доводи до веће фузије у љусци свежег водоника изван језгра (слика 22.2). Додатна фузија производи још више енергије која такође одлази у горњи слој звезде.

Слика 22.2. (а) Током главног низа, звезда има језгро у коме се одвија фузија и много већу омотач који је прехладан за фузију. (б) Када се водоник у језгру исцрпи (направљен од хелијума, а не од водоника), језгро се сабија гравитацијом и загрева. Додатна топлота започиње фузију водоника у слоју одмах изван језгра. Имајте на уму да ови делови Сунца нису нацртани у скали.

Већина звезда уствари генерише више енергије сваке секунде када стапају водоник у љусци која окружује језгро хелијума него што је то било када је фузија водоника била ограничена на централни део звезде, па повећавају сјај. Са свом новом енергијом која се излива напоље, спољни слојеви звезде почињу да се шире, а звезда на крају расте и расте док не достигне огромне размере (слика 22.3).

Слика 22.3. Ова слика упоређује величину Сунца са величином Делта Боотиса, џиновске звезде, и Кси Цигни-ја, супергиганта. Имајте на уму да је Кси Цигни толико велик у поређењу са друге две звезде да је само мали део видљив на врху кадра.

Када скинете поклопац са лонца са кључалом водом, пара се може проширити и охладити. На исти начин, ширење спољних слојева звезде доводи до смањења температуре на површини. Како се хлади, укупна боја звезде постаје црвенија. (Видели смо у Радиатион анд Спецтра да црвена боја одговара хладнијој температури.)

Тако звезда истовремено постаје светлећа и хладнија. На Х-Р дијаграму, звезда зато напушта опсег главног низа и помера се нагоре (светлије) и удесно (хладнија температура површине). Временом масивне звезде постају црвени супергиганти, а звезде мање масе попут Сунца црвени гиганти. (О таквим џиновским звездама смо први пут разговарали у Тхе Старс: А Целестиал Ценсус овде видимо како потичу такве „отечене“ звезде.) Могли бисте такође рећи да ове звезде имају „подељене личности“: њихова језгра се скупљају док се њихови спољни слојеви шире. (Имајте на уму да црвене џиновске звезде заправо не изгледају дубоко црвено, њихове боје су више попут наранџасте или наранџасто-црвене.)

Колико се ови црвени џинови и супергиганти разликују од звезде главног низа? Табела 22.2 упоређује Сунце са црвеним супергигантом Бетелгеусеом, који је видљив изнад Орионовог појаса као јарко црвена звезда која обележава ловачево пазухо. У односу на Сунце, овај суперџин има много већи радијус, много нижу просечну густину, хладнију површину и много топлије језгро.

Упоређивање супердива са Сунцем
Имовина Сунце Бетелгеусе
Маса (2 × 10 33 г) 1 16
Полупречник (км) 700,000 500,000,000
Површинска температура (К) 5,800 3,600
Језгра температуре (К) 15,000,000 160,000,000
Светлост (4 × 10 26 В) 1 46,000
Просечна густина (г / цм 3) 1.4 1.3 × 10 –7
Старост (милиони година) 4,500 10

Црвени џинови могу постати толико велики да би се, ако бисмо заменили Сунце једним од њих, његова спољна атмосфера проширила до орбите Марса или чак шире (слика 22.4). Ово је следећа фаза у животу звезде која се креће (да би наставила нашу аналогију са људским животима) из свог дугог периода „младости“ и „зрелости“ у „старост“. (Уосталом, многа људска бића данас такође виде како се њихови спољни слојеви мало шире како старе.) Узимајући у обзир релативну старост Сунца и Бетелгеузе, такође можемо видети да је идеја да „веће звезде брже умиру“ заиста истинита овде. Бетелгеусе је стара само 10 милиона година, што је релативно младо у поређењу са 4,5 милијарде година нашег Сунца, али већ се приближава смртној муци као црвени супергигант.

Слика 22.4. Бетелгеусе је у сазвежђу Орион, ловац на десној слици, означен је жутим „Кс“ у горњем левом углу. На левој слици видимо је у ултраљубичастом зрачењу свемирским телескопом Хуббле, на првој директној слици икад направљеној од површине друге звезде. Као што показује скала на дну, Бетелгеусе има проширену атмосферу толико велику да би се, да је у центру нашег Сунчевог система, протезао поред орбите Јупитера. (заслуга: Измену дела Андреа Дупрее (Харвард-Смитхсониан ЦфА), Роналд Гиллиланд (СТСцИ), НАСА и ЕСА)

Супергиганти и Супернове

Звезда која остане без хелијума свој живот ће завршити много драматичније. Када врло масивне звезде напусте главни низ, постају црвени супергиганти.За разлику од црвеног гиганта, када сав хелиј у црвеном супергигату нестане, фузија се наставља. Лакши атоми се стапају у теже атоме до атома гвожђа. Стварање елемената тежих од гвожђа фузијом троши више енергије него што ствара, тако да звезде обично не формирају теже елементе. Када више нема елемената за спајање звезде, језгро подлеже гравитацији и руши се, стварајући силовиту експлозију која се назива супернова. Експлозија супернове садржи толико енергије да се атоми могу спојити и произвести теже елементе попут злата, сребра и уранијума. Супернова може кратко време блистати попут целе галаксије. Сви елементи са атомским бројем већим од броја литијума створени су нуклеарном фузијом у звездама.


Еволуција звезда

Наша звезда је прилично безначајна. Није много велика и само је једна од огромне количине звезда у универзуму. То је отприлике половина његовог живота, у фази познатој као главна секвенца. За неколико милијарди година, наше Сунце ће умрети, завршавајући сав живот на Земљи. Наше Сунце пружа гравитационо привлачење које одржава планете и друге предмете који круже око њега, и пружа извор енергије који подржава сав живот на Земљи.

Дужина живота звезде зависи од њене масе. Ако звезда има пуно материје, а самим тим и велику масу, њен век ће бити краћи. Ово би могло изгледати помало контраинтуитивно, јер неко би се могао запитати да ли би више нуклеарног горива значило да ће звезда моћи дуже да светли. Мање звезде су заправо ефикасније са горивом које имају, међутим, веће звезде користе своје нуклеарно гориво много брже. Маса звезде зависи од тога колико је материје било у облаку, познатом као маглина, која је створила звезду.

Све звезде сличне масе маси нашег Сунца имају сличан животни циклус. Почињу као маглина. Маглина је облак прашине и гаса чија величина може бити различита. Да бисте направили звезду величине нашег Сунца, требала би вам маглина неколико стотина пута већа од нашег Сунчевог система. Овај облак, који садржи грађевинске блокове звезде, пропада услед гравитације. Како се облак смањује у величини, његова температура расте, јер се честице које чине облак сударају једна с другом. Када овај срушени облак достигне одређену температуру и притисак, може доћи до нуклеарне фузије. У овој фази је лопта гаса позната као протозвезда. Нуклеарна фузија је нуклеарна реакција где се два лагана језгра комбинују заједно, формирајући теже језгро и енергију. То је та енергија која зрачи од самог почетка. Количина енергије произведене у овим реакцијама може се израчунати из Е = мц2. „Е“ је количина енергије, „м“ је промена масе, а „ц“ брзина светлости у метрима у секунди.

Када се спољни притисак нуклеарне фузије избалансира са гравитационом силом која вуче звезду, можемо је описати као стабилну. За звезде које су стабилне попут нашег Сунца каже се да су у главној секвенци живота звезде. Долази до тачке у којој звезда остаје без свог водоничног горива, и тада почиње крај њеног живота. Звијезде остају без горива након милиона или милијарди година, у зависности од њихове величине. Када звезда остане без горива, нуклеарне реакције у њеном језгру не могу да се наставе. То значи да се спољни притисак смањује, омогућавајући сили услед гравитације да почне да се урушава у језгру. Спољни слојеви се шире и лагано хладе. Ово хлађење мења боју звезде у црвену. У овој фази, звезда је позната као црвени гигант. Ово ће бити судбина наше звезде за неколико милијарди година. Наше Сунце ће набубрити и проширити се неколико стотина пута више од своје првобитне величине. Када се то догоди, сав живот на Земљи ће умрети.

Спољни слојеви звезде се тада однесу, остављајући вруће, густо језгро. Они могу створити врло лепе појаве познате као планетарна маглина. Вруће језгро планетарне маглине познато је као бели патуљак. Бели патуљак је мртва звезда која и даље сија услед заостале топлоте. Веома су густе, са једном кашичицом белог патуљка масе неколико тона. Временом ће се ова мртва звезда охладити и замрачити. Ова мртва звезда која се охладила и више не емитује светлост позната је као црни патуљак.

Звезде које су много веће од наше звезде прате другачији циклус током свог живота. Док мање звезде, попут нашег Сунца, чине маглина која се руши, маглице већих звезда садрже много више материје. Они такође пролазе кроз главну секвенцу, али имају плаву нијансу због виших температура повезаних са њима. Када дође до краја живота већих звезда, они то раде на много драматичнији начин. Масивне звезде могу имати језгра која су довољно врућа и густа да обезбеде окружење у коме може доћи до нуклеарне фузије за додатне елементе. Попут звезда сличне масе нашем Сунцу, и масивне звезде расту када почну да остају без нуклеарног горива.

Ово се завршава великом експлозијом познатом као супернова. Супернове су неки од најсветлијих објеката на небу. Сматра се да се елементи тежи од гвожђа формирају у супернови. Мртве звезде су данас познате као неутронске звезде и изузетно су густе. Ако је звезда веома велика и има довољно масе, тада би се на крају масивног живота звезде могла створити црна рупа. Црна рупа је подручје свемира у којем је гравитација толико јака да ни светлост не може да побегне.

Маглина Маглина је облак прашине и гаса који се урушава под сопственом тежином. Како се облак урушава, постаје све топлије. Када достигне одређену температуру, започиње нуклеарна фузија.

Масивна звезда главне секвенце У овој фази, притисак реакција нуклеарне фузије уравнотежен је силом гравитације. Звезда ће у овој фази провести милионе или милијарде година, у зависности од њене величине.

Ред Супергиант Када се нуклеарно гориво потроши, звезда набрекне у величини. Како звезда расте, спољни слојеви се хладе, дајући звезди црвену боју.

Супернова Тхе језгро звезде се руши, изазивајући насилну експлозију и бацајући спољне слојеве звезде у свемир.

Неутрон Стар или Црна рупа Оно што је остало након експлозије је врло густо језгро познато као неутронска звезда. Ако је звезда изузетно велика, могла би настати врло густа неутронска звезда позната као црна рупа. Црна рупа је подручје свемира у којем је гравитација толико јака да ни светлост не може да побегне.


3 Крај живота звезде

Како се хелијум троши у језгру, замењује га угљеник и кисеоник. У то време може имати и водоничну и хелијумску љуску. Поново се звезда шири и температура се хлади. Како хелијумска љуска сагорева, звездани ветар дува спољне слојеве звезде, остављајући за собом вруће, масивно језгро звезде. Ово језгро повећава температуру како звезда постаје планетарна маглина језгро окружено расипајућим гасовима. Језгро се на крају затамни и охлади, а звезда постаје бели патуљак. Језгро звезде наставља да гори, али до фузије тежих елемената не долази. Током овог времена, површинска температура звезде може да се креће од 5.000 до 30.000 К, у зависности од њене величине и језгрене температуре.


Животни век живота егзопланета око звезда главне секвенце

Прошле недеље је у часопису објављен мој први истраживачки рад Астробиологија. У овом раду је представљен наш метод за процену колико дуго могу постојати услови за живот на планетама које су откривене у зони за живот и живот у окружењу & # 8217 & # 8211, а о којем редовно расправљам на овом блогу и другде. Припрема за објављивање била је изненађујуће ужурбана и привукла је велику пажњу медија. Иако је ово сјајно за ширење науке, желим да се уверим да постоји нешто доступно на Интернету где својим чланком расправљам о раду у случају да постоје неке заблуде о нашим резултатима.

Настањива зона описује подручје око звезде где би планета, ако се открије да кружи унутар овог подручја, на својој површини могла имати течну воду. Звезде различитих маса и класификација имају различиту удаљеност од насељивих зона и нису све планете у настањивој зони настањиве: неке су можда превише масивне, друге премале, многе не би имале тачну мешавину атмосферских састојака, друге можда немају атмосферу уопште. У ствари, постоји више разлога за мишљење да су планете, било да су унутар или изван насељиве зоне, веће шансе да буду потпуно неприкладне за живот попут Земље, него што постоји за разматрање супротног.

Међутим, иако је настањивост променљива у простору, готово је сигурно променљива и у времену. Усељива зона није на фиксној удаљености: њене границе се померају према споља док звезда пролази кроз еволуцију главног низа, временом расте и постаје све врућа. Масивне звезде (класификације Ф, Г и К) имају најкраћи век трајања главне секвенце и стога се границе настањивих зона око ових звезда мигрирају према вани пропорционално бржом брзином. Звезде мале масе, на пример М-звезде, имају дуг век трајања десетине или стотине милијарди (Земље) година, па су њихове насељиве зоне временом релативно статичније. Требало би да нагласим да се сама планета не помера, већ се границе могуће насељиве зоне која се протеже око звезде мењају и планете могу остати у врућини или доведене са хладноће како звезда стари.

Надовезујући се на ову идеју, ако је могуће помоћу технике моделирања одредити обим насељиве зоне на почетку и на крају животног века главне секвенце звезде и проценити приближну старост звезде, онда стопу спољне миграције граница насељиве зоне може се извести. Време које планета проводи у насељивој зони може се сматрати њеним „животни век животне зоне‘(ХЗЛ). ХЗЛ планете је важан фактор када се разматра могућност живота на овим световима. Планета са дугим периодом настањивања вероватно је већа да угости сложене организме којима је потребно више времена за еволуцију, ако претпоставимо да је еволуција природном селекцијом универзална константа, која делује на сличан начин у потенцијалним егзобиолошким системима као што је то случај на Земља.

Повезали смо звездани модел еволуције са класичном насељивом зоном и применили га на планете које су радници у лабораторији за планетарну хабитацију већ открили у насељеној зони. (Био) механизми повратне спреге који делују на појединој планети ради спремања климе утицаће на границе насељиве зоне, али пошто су ови процеси сложени и вероватно зависни од планете, изостављали смо их и претпостављали сталне услове. За планете и # 8217 атмосфере направили смо исте претпоставке као и првобитни аутори модела усељиве зоне (Кастинг и сар. 1993): атмосфера богата азотом, са око 300 ппм угљен-диоксида и без облака или друге сложене атмосферске физике или хемије.

Ипак, ово је дало занимљиве резултате. Чини се да је Земља настањива можда 6,29 милијарди година (Гир), али ово искључује утицај људи и нашу досадну навику пумпања додатног ЦО2 у атмосферу. Ово очигледно не може да објасни друге случајне догађаје (астероиди итд.), И важно је запамтити да ми # # 8217 не дозвољавамо природним биогеокемијским циклусима планете да ублажавају климу & # 8211 . Срећом по нас, ове процене су сличне онима које су произвели други сложенији и Земљоцентрични модели, па смо били сретни што смо и даље покушавали да применимо једноставан модел на другим планетама са разумним поуздањем.

И друге потенцијално настањиве егзопланете прилично добро послују. Кеплер 22б може бити усељив за 4.3 Гир, Глиесе 581г (ако постоји!) Биће у усељивом положају за 11.2 Гир, док је његов сусед Глиесе 581д можда Цлемент за 42 Гир! Огромна количина времена. Овај звездани систем је стар отприлике 8 Гир, тако да би обе ове планете биле врло занимљиви кандидати за даља проучавања.

Намера нам је била да доставимо ове бројке како би се могле у будућности укључити у метрику настањивости како би се ухватио временски аспект планетарне настањивости. Такође, надамо се да се овај оквир може користити са другим формулацијама насељивих зона (већ постоји неколико ажурираних верзија) које се фокусирају на различите аспекте планетарног система. Даље, надамо се да можемо да идентификујемо занимљиве планете за даље проучавање будућим свемирским телескопима или СЕТИ кампањама. То би биле планете које су биле настањиве слично или дуже време на Земљи, јер мислимо да ће еволуција интелигенције захтевати врло, веома дуго, па би тачно одређивање светова са дугим ХЗЛ-има имало смисла.

Из многих интервјуа које сам обавио приметио сам да је машина за штампу брза, али неефикасна звер. Сада се бринем да је сврха овог рада (проналажење усељивих егзопланета попут Земље) помрачена чињеницом да смо је прво тестирали на Земљи и да дајемо неке коначне изјаве о томе колико дуго можемо овде удобно да живимо. Нисмо. Земља је или тест, наш стандард, наша контрола. Саопштења за штампу која сам видела ставила су сав нагласак на овај мали део пројекта, (и чињеницу да бисмо се требали преселити на Марс!), Док смо у стварности модел валидирали само у односу на друге сложеније моделе за Земљу и дошао до сличног закључка.

Поред овога, чини се да су неки људи чинили да су мојим радом показали да ће климатске промене изазване човеком дугорочно имати мало ефекта и да подривају климатска истраживања. Ово заиста није била моја намера. Да сам могао, прво бих избегао сваку расправу о антропогеним климатским променама, јер смо истраживали различито питање (дугорочно, егзопланетарно насељавање под присилом сунца) користећи други алат. Међутим, моја институција (Универзитет Источне Англије) има велику репутацију науке о клими и у потпуности подржавам налазе својих колега из УЕА и другде који илуструју ефекте загревања повећаних нивоа атмосферског ЦО2 у људским временским оквирима, и учинио сам све што сам могао да поменем у својим интервјуима. Када констатујемо да ће Земља бити у насељивој зони још 1,7 милијарди година, оставили смо све што би људи у међувремену могли да ураде атмосфери изван једначине из нужде.


Приватност и сигурност

Свака верзија Сторибоард-а која има другачији модел приватности и сигурности који је прилагођен очекиваној употреби.

Бесплатно издање

Све табле с причама су јавне и свако их може прегледати и копирати. Такође ће се појавити у Гоогле резултатима претраге.

Персонал Едитион

Аутор може изабрати да сториборд остави јавним или да га означи као ненаведен. Ненаведене табле с причама могу се делити путем везе, али ће у супротном остати скривене.

Образовно издање

Све плоче с причама и слике су приватне и сигурне. Наставници могу да виде све табле прича својих ученика, али ученици могу само своју. Нико други не може ништа да види. Наставници се могу одлучити да смање сигурност ако желе да дозволе дељење.

Пословно издање

Све сториборде су приватне и заштићене на порталу помоћу заштите датотека класе предузећа, коју хостује Мицрософт Азуре. Унутар портала, сви корисници могу прегледати и копирати све табле с причама. Поред тога, било која прича може бити „дељива“, при чему се приватна веза до странице може делити споља.


Звезда велике секвенце велике масес:

Звезде са масом већом од око осам пута веће од нашег сунца деле неке сличности са својим колегама мале масе, али се такође веома разилазе у начину на који еволуирају из горњег главног низа. Попут звезда мале масе, звезде велике масе потрошиће сав свој водоник у језгру, а затим ће почети да стапају хелијум док сагоревају водоник у танкој љусци око језгра хелијума. Ово загревање такође доводи до ширења звезде, али њена сјај и величина сада су заостали за црвеним гигантима, стављајући их у други спектрални тип, још светлији, назван црвени супергиганти.

Ове звезде ће наставити да спајају узастопно теже елементе у својим језгрима, али могу да превазиђу способност стапања угљеника и кисеоника у свом језгру, све до гвожђа. Гвожђе је најснажније везано језгро од свих елемената, тако да спајање елемената изван тога заправо захтева унос енергије, уместо да се извуче енергија која би звезду нормално успорила против сопствене гравитације. У овом тренутку језгро звезде ће се срушити изнад тачке белог патуљка, јер језгро има толико масе да чак ни притисак дегенерације електрона не може зауставити немилосрдни налет гравитације. Језгро се даље урушава све док се електрони не сједине са протонима. Остаје супер густа кугла неутрона која је приближно величине Њујорка. Поново се укључује Паули-јев принцип искључења и спречава неутроне да заузму иста квантно-механичка стања, дајући оно што је познато као притисак неутронске дегенерације. Можда постоје случајеви када ће гравитација бити јача чак и од притиска неутронске дегенерације, а језгро се може срушити у црну рупу.

У време колапса језгра, догађа се нешто спектакуларно насилно познато као Супернова. То су међу најжешћим експлозијама у свемиру, у којима произведена енергија може бити већа од нето збира све енергије произведене током претходног живота звезде. Супернове изгледају као навјеститељи смрти, али живот какав данас познајемо био би немогућ без њих. Звезде могу само да стапе елементе до гвожђа у својим ватреним језгрима, али сви тежи елементи могу да настану у суперновима, јер су њихове температуре толико високе да чак и тешки елементи могу да се синтетишу. Како ове масивне звезде експлодирају, њихов целокупан садржај се истискује према ван, обогаћујући њихову галаксију тешким елементима који сада могу допринети узастопним епохама звезданих и планетарних формација.


Погледајте видео: Tanja Savic - Zlatnik - Audio 2010 (Септембар 2022).


Коментари:

  1. Sandon

    Дивна, врло смешна фраза

  2. Majid Al Din

    Agree, that's the remarkable sentence

  3. Leigh

    невероватно, веома вредна порука

  4. Corbyn

    То је фраза једноставно одлична

  5. Bevis

    Нисте у праву. Позивам вас на дискусију. Пишите у ПМ, јавићемо се.

  6. Joshua

    Мислим да ниси у праву. Позивам вас да разговарате.



Напиши поруку