Wp/rsk/Гвизда

Гвизда то нєбесне цело хторе зарює з власну шветлосцу^[1]. Сфероидней є форми, а у стану плазми (високо йонизованого ґазу на велькей температури) состої ше найвецей зоз водонїку и гелию, и лєм з малей часци зоз других елементох. Гвизда стваря енерґию у своїм ядру з термонуклеарнима реакциями^[2]. Тота енерґия ше преноши до околного простору прейґ конвекциї и електромаґнетного зарйованя и часточкох.

Векшина атомох хемийних елементох чежших од гелия хтори хвильково постоя у вселени, як и шицки елементи чежши од лития настали у штредзиску гвиздох прейґ процесу нуклеосинтези. Жемова найблїзша гвизда Слунко, жридло шветлосци, цеплоти и живота за нашу планету. Други гвизди (з винїмком дзепоєдних супернових) видлїви лєм у цеку ноци, як блїщаци точки на нєбе хтори трепеца пре ефект Жемовей атмосфери. У каждодньовей бешеди под поняцом гвизди ше дакеди дума и на видлїви планети, та аж и на комети и метеори.

Подруче формованя гвиздох у Велькей Маґелановей хмари. Авторство фотоґрафиї: НАСА/ЕСА

Найблїзша гвизда при Жеми окрем Слунка, то Проксима Кентаур хтора оддалєна коло 40 Pm (петаметери), односно 4,3 ШР (шветлосни роки), або 1,3 pc (парсеки). То значи же шветлосци треба 4,3 роки же би сцигла по Жем зоз тей гвизди. И попри такей оддалєносци та и даскельо раз векших оддалєносцох, постоя ище даскельо гвизди за хтори тримаме же су найблїзши. У нашей ґалаксиї преценює ше же єст коло 200 милиярди гвизди. Однос швицацосци и велькосци гвизди приказує ше зоз Герцшпрунґ-Раселовим дияґрамом. Рахує ше же єст найменєй 70 секстилиони гвизди у познатей часци нашей Вселени (70 000 000 000 000 000 000 000 лєбо 7 × 10²²)^[3].

Вельке число гвиздох ма старосц коло милиярду лєбо 10 милиярди роки. Даєдни гвизди можу досцигнуц аж и 13,7 милиярди роки, цо представя приблїжну старосц Вселени. Спрам велькосци розликуєме малючки неутронски гвизди (хтори поправдзе мертви гвизди нє векши од даякого варощика), суперґиґанти (веледиви) яки Сивернїчка и Бетелґез пречнїку хтори коло 1 000 раз векши од Слункового,^[4] алє и попри того вельо су меншей густосци од Слунка. Єдна з наймасивнєйших гвиздох то Ета нос ладї чия маса од 100-150 раз векша од Слунковей.

Стеларна астрономия преучує гвизди и зявеня хтори указую розлични форми/розвойни стани гвиздох. Преценює ше же векшина гвиздох зоз силами ґравитациї повязана зоз другима гвиздами формируюци так двойни гвизди (бинарни гвизди). Тиж постоя и векши гвиздово ґрупи познати як гвиздово чупори або кластери. Гвизди нє ровномирно розруцани у вселени алє ше ґрупую до ище векших гвиздових ґрупох познатих як ґалаксиї. Обичну ґалаксию творя билиони гвизди.

Литература

Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. (1985).Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies Springer
Schwarzschild, Martin (1958).Structure and Evolution of the StarsPrinceton University Press.
Barbieri, Cesare (2007). Fundamentals of astronomy. CRC Press. бок 132—140.
Pickover, Cliff (2001).The Stars of HeavenOxford University Press.

Вонкашнї вязи

Референци

↑ „Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises”. British Library. The British Library Board.
↑ Логос 2017, бок 280. Же би ше злучели два атоми водонїку температура и прицисок хтори их злучую муша буц барз вельки, а пре високи температури на хторих ше ядра злучую, таки процеси наволани „термонуклеарни реакциї”.
↑ „ESA”
↑ Richmond, Michael.„Late stages of evolution for low-mass stars”Rochester Institute of Technology.

[1] „Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises”. British Library. The British Library Board.

[2] Логос 2017, бок 280. Же би ше злучели два атоми водонїку температура и прицисок хтори их злучую муша буц барз вельки, а пре високи температури на хторих ше ядра злучую, таки процеси наволани „термонуклеарни реакциї”.

[3] „ESA”

[4] Richmond, Michael.„Late stages of evolution for low-mass stars”Rochester Institute of Technology.

[1]

[2]

[3]

[4]