× #OCTAVIA :: ‹☆› · . ТГК: @Kivkikivii там выходят видео раньше!! второй (запасной) аккаунт → @#·Кив.ки` - - - - - - - - - - Звёзды — это не просто светящиеся точки на ночном небе. Это гигантские раскалённые газовые шары, в недрах которых идут термоядерные реакции, а также фундаментальные «кирпичи» Вселенной, благодаря которым возникли химические элементы, планеты и в конечном счёте жизнь. Астрономия изучает звёзды как физические объекты: их рождение, эволюцию, внутреннее строение, излучение и распределение в галактиках. Звезда формируется из холодного плотного облака межзвёздного газа и пыли — так называемого молекулярного облака. Когда под действием гравитации облако сжимается, его центр разогревается. Сначала появляется протозвезда: она ещё не светит за счёт термоядерных реакций, а излучает за счёт энергии сжатия. Если масса будущей звезды достаточна (примерно от 0,08 массы Солнца), в её ядре температура и плотность достигают значений, при которых начинается термоядерный синтез водорода в гелий. С этого момента объект становится настоящей звездой, а давление излучения и газа уравновешивает гравитационное сжатие — устанавливается гидростатическое равновесие, определяющее жизнь звезды на миллионы и миллиарды лет. Основной параметр, определяющий судьбу звезды, — её масса. От массы зависят светимость, температура поверхности, цвет, продолжительность жизни и конечная стадия эволюции. Чем массивнее звезда, тем выше температура в её ядре и тем быстрее она расходует водородное топливо. Поэтому массивные звёзды живут всего несколько миллионов лет, тогда как звёзды малой массы могут существовать десятки и сотни миллиардов лет. Солнце — звезда средней массы; его возраст около 4,6 млрд лет, и оно находится примерно в середине своей жизни. Звёзды классифицируют по спектральным классам, отражающим температуру поверхности: O, B, A, F, G, K, M (от самых горячих к самым холодным). Голубые звёзды класса O имеют температуру свыше 30 000 K, жёлтые звёзды класса G, как Солнце, — около 5 000–6 000 K, а красные карлики класса M — примерно 2 500–3 500 K. Существует также связь между температурой и светимостью, которую иллюстрирует диаграмма Герцшпрунга — Рессела. Большинство звёзд лежит на так называемой главной последовательности — стадии горения водорода в ядре. В стороне от неё находятся гиганты, сверхгиганты и белые карлики — звёзды на поздних стадиях эволюции. Внутреннее строение звезды зависит от её массы, но общая схема такова: в ядре идут термоядерные реакции, вокруг располагаются зоны переноса энергии — лучистая и конвективная, затем фотосфера (видимая поверхность), хромосфера и корона. Энергия из ядра переносится излучением и конвекцией, а затем излучается в космос. Спектр звезды позволяет определить её химический состав: по линиям поглощения астрономы узнают, какие элементы присутствуют в атмосфере. Звёзды в основном состоят из водорода и гелия, но содержат и более тяжёлые элементы, которые называют «металлами» в астрономической терминологии. Их содержание важно для понимания поколений звёзд: звёзды первого поколения были почти полностью водородно-гелиевыми, а тяжёлые элементы появились позже в результате термоядерного синтеза в недрах звёзд и взрывов сверхновых. Эволюция звезды после главной последовательности определяется её массой. У звёзд, подобных Солнцу, когда водород в ядре исчерпан, ядро сжимается и разогревается, а внешние слои расширяются — звезда становится красным гигантом. Затем она сбрасывает внешние оболочки, образуя планетарную туманность, а в центре остаётся плотное горячее ядро — белый карлик. #hellavers #edit #helluvaboss #hellboss - @kivkikivii