Stellar evolution (original) (raw)
Is ord eachtraí is athruithe i dtimthriall iomlán beatha réalta í an éabhlóid réaltach. Is í an phríomhstaid san éabhlóid ídiú núicléach na hidrigine ina héiliam, le fuascailt fuinnimh iarmharaigh. Faoi dheireadh bíonn an hidrigin ídithe, agus an réalta ina fathach dearg. I staideanna deireanacha na héabhlóide seo, braitheann an bealach éabhlóide ar leith ar mhais na réalta: cruthú abhaic bháin (réalta de mhais cosúil le mais na Gréine), cruthú neodrónréalta (de mhais níos mó ná timpeall 5 oiread na Gréine), nó cruthú ollnóva (na deicheanna d'oiread na Gréine).
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | الشمس هي نجم وهو واحد من أكثر من مائة ألف مليون نجم في مجرتنا. كما يحوي الكون بلايين المجرات، بعضها أصغر من مجرتنا وبعضها أكبر، وكلها تحوي نجوما بأعداد تعد بالبلايين. تختلف النجوم الناشئة كثيرا من وجهة كتلتها فمعظمها يمتلك كتلة قريبة من كتلة الشمس؛ تلك الأعداد العظيمة من النجوم نجد بينها نجوما صغيرة أصغر من الشمس - ربما بكتلة 1و0 كتلة شمسية - وأخرى عظيمة الكبر تصل كتلتها إلى نحو 200 كتلة شمسية. بالتالي فهي تختلف فيما بينها من وجهة درجة الحرارة ودرجة اللمعان واللون وما يحدث في داخلها من عمليات نووية واندماج للعناصر، وكذلك بمقدار طول عمر كل منها. نجم مثل شمسنا تتطور في البدء كنجم أبيض ساطعا، نشأت من سحب غازات وغبار كوني، وحاليا بعد 5و4 مليار سنة من نشأتها أصبح لونها أصفر برتقالي، وتنتهي كنجم أحمر باهتا متضخما (عملاق أحمر). ويقدر عمر الشمس الكلي منذ البداية حتى تصل إلى مرحلة العملاق الأحمر ثم تتحول إلى قزم أبيض بنحو 10 مليارات من السنين، فهي حاليا في أواسط عمرها. وكما نرى في الجدول، نجد أن عمر نجم كبير كتلته أكبر 60 مرة من كتلة الشمس مثلا فلا يبلغ عمره الكلي سوى نحو 3 ملايين سنة فقط؛ ذلك لأن حرارة باطنه تكون عالية جدا تصل إلى عدة بلايين درجة كلفن بحيث يستهلك وقوده بسرعة. في التالي نصف معلوماتنا الفلكية عن تطور النجوم على اختلاف أحجامها من بعد تجمع كتلتها المبدئية. (ar) En astronomia, es denomina evolució estel·lar la seqüència de canvis que una estrella experimenta al llarg de la seva existència.Durant molt de temps, es va pensar que les estrelles eren enormes boles de foc perpetu. En el segle xix, apareixen les primeres teories científiques sobre l'origen de la seva energia: lord Kelvin i Helmholtz van proposar que les estrelles extreien la seva energia de la gravetat, contraient-se gradualment. Però aquest mecanisme hauria permès mantenir la lluminositat del Sol durant únicament unes desenes de milions d'anys, cosa que no concordava amb l'edat de la Terra mesurada pels geòlegs, que ja llavors s'estimava en diversos milers de milions d'anys. Aquesta discordança va dur a la recerca d'una font d'energia distinta de la gravetat i, en l'any 1920, sir Arthur Eddington va proposar l'energia nuclear com a alternativa. Avui dia, sabem que la vida de les estrelles està regida per aquests processos nuclears i que les fases que travessen des de la seva formació fins a la seva mort dependran de les taxes dels diferents tipus de reaccions nuclears i de com l'estrella reaccioni davant els canvis que s'hi produeixen en variar la seva temperatura i composició internes. Així doncs, l'evolució estel·lar pot descriure's com una batalla entre dues forces: la gravitatòria, que des de la formació d'una estrella a partir d'un núvol de gas tendeix a comprimir-la i a conduir-la al col·lapse gravitatori, i la nuclear, que tendeix a oposar-se a aquesta contracció generant energia per mitjà de reaccions nuclears. Encara que finalment el guanyador d'aquesta batalla és la gravetat (ja que, en algun moment, l'estrella no tindrà més combustible nuclear a emprar), l'evolució de l'estrella dependrà, fonamentalment, de la seva massa inicial i, en segon lloc, de la seva metal·licitat i la seva velocitat de rotació, així com de la presència d'estrelles companyes properes.Per a una estrella de metal·licitat solar, baixa velocitat de rotació i sense companyes properes, les fases per les quals travessa són les següents: Els noms de les fases són: * PSP: preseqüència principal * SP: seqüència principal * SubG: subgegant * GV: gegant vermella * AV: agrupament vermell * BH: branca horitzontal * BAG: branca asimptòtica de les gegants * SGB: supergegant blava * SGG: supergegant groga * SGV: supergegant vermella * WR: estrella Wolf-Rayet * VLB: variable lluminosa blava Una estrella pot morir en forma de: * NP: nebulosa planetària * SN: supernova * ERG: esclat de raigs gamma i deixar una estrella compacta: * EB: nana blanca * EN: estrella de neutrons * AN: forat negre Les fases i els valors límit de les masses entre els diferents tipus de possibles evolucions depenen de la metal·licitat, velocitat de rotació i presència de companyes. Així, per exemple, algunes estrelles de massa baixa o intermèdia amb una companya propera o algunes estrelles molt massives i de baixa metal·licitat poden acabar la seva vida destruint-se per complet sense deixar cap deixalla (romanent estel·lar). L'estudi de l'evolució estel·lar està condicionat per les seves escales temporals, gairebé sempre molt superiors a la d'una vida humana. Per això, no s'analitza el cicle de vida de cada estrella individualment, sinó que és necessari realitzar observacions de moltes d'aquestes, cadascuna en un punt distint de la seva evolució, a manera d'instantànies d'aquest procés. En aquest aspecte, és fonamental l'estudi de cúmuls estel·lars, els quals constitueixen una col·lecció d'estrelles d'edat i metal·licitat similars, però amb un ampli rang de masses. Aquests estudis s'han de comparar amb teòrics i de l'estructura estel·lar. (ca) Vývoj hvězd je proces, během kterého hvězda projde řadou radikálních změn během své existence. Doba trvání a vývoje hvězdy závisí na její hmotnosti a představuje rozsah od několika milionů let (pro nejhmotnější) po triliony let (pro nejméně hmotné), což je více než současný věk vesmíru. Vývoj hvězd není studován sledováním života jedné hvězdy, jelikož většina změn probíhá příliš pomalu aby mohla být odhalena, dokonce řadu století. Astrofyzika však došla k porozumění evoluce hvězd sledováním různých hvězd během různé fáze jejich vývoje a simulacemi hvězdných struktur na počítačových modelech. Časová přímka života slunce (cs) Αστρική εξέλιξη ονομάζεται η διαδικασία μεταβολής ενός αστέρα κατά τη διάρκεια της ζωής του. Η διάρκεια ζωής (που κυμαίνεται από μερικά εκατομμύρια μέχρι τρισεκατομμύρια έτη) και η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτώνται πολύ από τη μάζα του. Οι αστέρες δημιουργούνται από τη βαρυτική κατάρρευση σχετικώς πυκνών νεφελωμάτων αερίου και σκόνης, συνήθως μοριακών νεφών. Μέσα σε μερικά εκατομμύρια έτη, αυτοί οι πρωτοαστέρες καταλήγουν σε μία κατάσταση ισορροπίας, οπότε λέγεται ότι βρίσκονται στην Κύρια ακολουθία. Η πυρηνική σύντηξη δίνει την ενέργεια που εκπέμπει ένας αστέρας για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του. Αρχικώς η ενέργεια αυτή παράγεται από τη σύντηξη πυρήνων υδρογόνου στην κεντρική περιοχή του αστέρα. Αργότερα, με την εξάντληση του υδρογόνου εκεί, επικρατεί το στοιχείο ήλιο, και αστέρες όπως ο Ήλιος αρχίζουν να συντήκουν υδρογόνο σε ένα σφαιρικό κέλυφος γύρω από τον πυρήνα τους. Αυτή η μεταβολή προκαλεί τη βαθμιαία διόγκωση του αστέρα, ο οποίος περνά από τα εξελικτικά στάδια του υπογίγαντα και του ερυθρού γίγαντα. Αστέρες με τουλάχιστον τη μισή μάζα του Ήλιου αρχίζουν επίσης να παράγουν ενέργεια από σύντηξη ηλίου στους πυρήνες τους, ενώ μεγαλύτερης μάζας αστέρες αρχίζουν να συντήκουν και βαρύτερα στοιχεία σε μία σειρά από ομόκεντρα κελύφη γύρω από το κέντρο τους. Μόλις ένας αστέρας όπως ο Ήλιος εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα, ο πυρήνας του καταρρέει, δημιουργώντας έναν πυκνό λευκό νάνο, ενώ τα εξωτερικά του στρώματα αποχωρίζονται και σχηματίζουν ένα πλανητικό νεφέλωμα. Αστέρες με 10 ως 11 φορές την ηλιακή μάζα εκρήγνυνται συνήθως ως υπερκαινοφανείς αστέρες, καθώς ο αδρανής πυρήνας τους καταρρέει σε έναν εξαιρετικά πυκνό αστέρα νετρονίων ή σε μία μαύρη τρύπα. Παρά το ότι το Σύμπαν δεν είναι αρκετά μεγάλο σε ηλικία ώστε οι μικρότεροι σε μάζα αστέρες να πλησιάζουν στο τέλος της ζωής τους, σύμφωνα με τα θεωρητικά πρότυπα θα αποκτήσουν μεγαλύτερη λαμπρότητα, αλλά και επιφανειακή θερμοκρασία προτού εξαντλήσουν το υδρογόνο τους και καταστούν λευκοί νάνοι μικρής μάζας. Η μελέτη της αστρικής εξελίξεως δεν μπορεί να γίνει παρατηρώντας τη ζωή ενός και μόνο αστέρα, αφού οι περισσότερες μεταβολές που υφίσταται συμβαίνουν με υπερβολικά αργό ρυθμό για να ανιχνευθούν κατά την πάροδο μερικών αιώνων. Αντί για αυτό, οι αστροφυσικοί κατανοούν την αστρική εξέλιξη παρατηρώντας πολλούς αστέρες που τυχαίνει να βρίσκονται σε διάφορα σημεία του βίου τους, και προσομοιώνοντας την με τη χρήση υπολογιστικών μοντέλων. (el) En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas. Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases, conforme a su masa inicial: Los nombres de las fases son: * PSP: Presecuencia principal * SP: Secuencia principal * SubG: Subgigante * GR: Gigante roja * AR: Apelotonamiento rojo * RH: Rama horizontal * RAG: Rama asintótica gigante * SGAz: Supergigante azul * SGAm: Supergigante amarilla * SGR: Supergigante roja * WR: Estrella Wolf-Rayet * VLA: Variable luminosa azul Una estrella puede morir en forma de: * EM: Enana marrón * NP: Nebulosa planetaria * SN: Supernova * HN: Hipernova * BRG: Brote de rayos gamma y dejar un remanente estelar: * EB: Enana blanca * EN: Estrella de neutrones * AN: Agujero negro Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar. El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus escalas temporales, casi siempre muy superiores a la de una vida humana. Por ello no se puede analizar el ciclo de vida completo de cada estrella individualmente, sino que es necesario realizar observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de este proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de los cúmulos estelares, los que esencialmente son colecciones de estrellas de edad y metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esos estudios luego se comparan con modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar. (es) Astronomian, izar eboluzioa izar batek bere existentzian zehar jasaten dituen aldaketak dira. Denbora askoan zehar, izarrak betiereko suzko bola handiak zirela uste izan zen. XIX. mendean agertu ziren izarren energiaren jatorriari buruzko lehen teoria zientifikoak. Lord Kelvinek eta Hermann von Helmholtzek izarrek euren energia, pixkanaka uzkurtuz grabitatetik lortzen zutela proposatu zuten. Baina mekanismo horrek eguzkiari bere argitasuna soilik hamarnaka milioika urte batzuetan zehar mantentzea ahalbidetuko zion, eta hori ez zetorren bat geologoek neurtutako Lurraren adinarekin, garai hartan jada milaka milioika urtetan kalkulatua zegoena. Desadostasun horrek grabitatea ez zen beste energia iturri bat bilatzera bultzatu zuen. 1920ko hamarkadan, sir Arthur Eddingtonek energia nuklearra proposatu zuen alternatiba bezala. Gaur egun, izarren bizitza prozesu nuklear horien mende dagoela dakigu, eta sortzetik heriotzera arte igarotzen dituzten faseak erreakzio nuklear mota ezberdinen tasen eta izarrek, eurengan tenperatura eta barne konposaketa aldatzean gertatzen diren aldaketen aurrean duten erreakzioaren araberakoak direla. Hala, beraz, izar eboluzioa bi indarren arteko gatazka bezala deskriba daiteke: grabitatea, izarrak gas laino batetik sortzen den unetik konprimatu eta grabitate kolapsora daramana, eta nuklearra, uzkurdura horren aurka doana erreakzio nuklearren ondorio den presio termikoaren bidez. Azken finean gatazka honen garailea grabitatea den arren (uneren baten izarra erregai nuklearrik gabe geratuko bait da) izarraren eboluzioa, funtsean, bere hasierako masaren eta, bigarrenik, bere metaltasuna eta errotazio abiaduraren araberakoa izango da, baita gertu izan ditzakeen beste izar lagun batzuen araberakoa ere. (eu) L'évolution d'une étoile, ou évolution stellaire, désigne l'ensemble des phénomènes allant de la formation à la « mort » d'une étoile. Elle peut être décomposée en plusieurs phases principales dont la formation de l'étoile, son séjour sur la séquence principale et sa phase finale. Durant sa vie, une étoile émet des particules et des rayonnements électromagnétiques (dont une partie sous forme de rayonnements visibles) grâce à l'énergie dégagée par les réactions de fusion nucléaire produites dans les zones internes de l'étoile. L'analyse spectrale de ces émissions révèle certaines caractéristiques de l'étoile, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. La plus grande partie de l'existence de l'étoile se passe sur la séquence principale, où elle fusionne de l'hydrogène pour former de l'hélium. Une fois le cœur de l'étoile épuisé en hydrogène, elle quitte la séquence principale pour évoluer vers d'autres stades d'évolution ; le stade ultime étant un objet compact : une naine blanche (et à terme une naine noire), une étoile à neutrons ou encore un trou noir. Le Soleil subit une évolution semblable, imperceptible à l'échelle de la vie personnelle ou même de la civilisation humaine, typique des étoiles du même type, en particulier, une durée de vie de l'ordre de 10 à 12 milliards d'années. (fr) Is ord eachtraí is athruithe i dtimthriall iomlán beatha réalta í an éabhlóid réaltach. Is í an phríomhstaid san éabhlóid ídiú núicléach na hidrigine ina héiliam, le fuascailt fuinnimh iarmharaigh. Faoi dheireadh bíonn an hidrigin ídithe, agus an réalta ina fathach dearg. I staideanna deireanacha na héabhlóide seo, braitheann an bealach éabhlóide ar leith ar mhais na réalta: cruthú abhaic bháin (réalta de mhais cosúil le mais na Gréine), cruthú neodrónréalta (de mhais níos mó ná timpeall 5 oiread na Gréine), nó cruthú ollnóva (na deicheanna d'oiread na Gréine). (ga) Evolusi bintang adalah proses di mana bintang berubah dengan seiring waktu. Perubahannya bergantung pada massa bintang, masa hidup atau usianya bervariasi dari beberapa juta tahun untuk yang paling masif hingga triliunan tahun untuk yang paling rendah massanya, dan ada yang jauh lebih lama usianya dari alam semesta, Tabel tersebut menunjukkan masa hidup bintang sebagai fungsi dari massanya. Semua bintang terbentuk dari awan gas dan debu yang runtuh, yang sering disebut nebula atau awan molekul. Selama jutaan tahun, protobintang ini menetap dalam keadaan ekuilibrium, menjadi bintang yang dikenal sebagai deret utama. Proses Fusi Nuklir mempengaruhi gerakan bintang. Awalnya, energi dihasilkan oleh fusi atom hidrogen di inti bintang deret utama. Kemudian, ketika atom yang lebih banyak di inti menjadi helium, bintang-bintang seperti Matahari mulai meleburkan hidrogen di sepanjang cangkang bola yang mengelilingi inti. Proses ini menyebabkan ukuran bintang secara bertahap membesar, melewati tahap subraksasa hingga mencapai tahap raksasa merah. Bintang dengan setidaknya setengah massa Matahari juga dapat mulai menghasilkan energi melalui fusi helium pada intinya, sedangkan bintang yang lebih masif dapat memadukan unsur-unsur yang lebih berat di sepanjang serangkaian cangkang konsentris. Begitu bintang seperti Matahari telah kehabisan bahan bakar nuklirnya, intinya akan runtuh menjadi katai putih padat dan lapisan luarnya dikeluarkan sebagai nebula planet. Bintang dengan massa sekitar sepuluh kali atau lebih dari Matahari dapat meledak dalam supernova karena inti besinya runtuh menjadi bintang neutron yang sangat padat atau lubang hitam. Meskipun alam semesta tidak cukup tua untuk semua katai merah terkecil untuk mencapai akhir hidupnya, model bintang menyarankan mereka perlahan-lahan akan menjadi lebih cerah dan lebih panas sebelum kehabisan bahan bakar hidrogen dan menjadi katai putih bermassa rendah. Evolusi bintang tidak dipelajari dengan mengamati kehidupan suatu bintang, karena kebanyakan perubahan bintang terjadi terlalu lambat untuk dideteksi, bahkan selama berabad-abad. Alih-alih, ahli astrofisika memahami bagaimana bintang berevolusi dengan mengamati banyak bintang di berbagai titik dalam masa hidupnya, dan dengan mensimulasikan struktur bintang menggunakan . (in) Stellar evolution is the process by which a star changes over the course of time. Depending on the mass of the star, its lifetime can range from a few million years for the most massive to trillions of years for the least massive, which is considerably longer than the age of the universe. The table shows the lifetimes of stars as a function of their masses. All stars are formed from collapsing clouds of gas and dust, often called nebulae or molecular clouds. Over the course of millions of years, these protostars settle down into a state of equilibrium, becoming what is known as a main-sequence star. Nuclear fusion powers a star for most of its existence. Initially the energy is generated by the fusion of hydrogen atoms at the core of the main-sequence star. Later, as the preponderance of atoms at the core becomes helium, stars like the Sun begin to fuse hydrogen along a spherical shell surrounding the core. This process causes the star to gradually grow in size, passing through the subgiant stage until it reaches the red-giant phase. Stars with at least half the mass of the Sun can also begin to generate energy through the fusion of helium at their core, whereas more-massive stars can fuse heavier elements along a series of concentric shells. Once a star like the Sun has exhausted its nuclear fuel, its core collapses into a dense white dwarf and the outer layers are expelled as a planetary nebula. Stars with around ten or more times the mass of the Sun can explode in a supernova as their inert iron cores collapse into an extremely dense neutron star or black hole. Although the universe is not old enough for any of the smallest red dwarfs to have reached the end of their existence, stellar models suggest they will slowly become brighter and hotter before running out of hydrogen fuel and becoming low-mass white dwarfs. Stellar evolution is not studied by observing the life of a single star, as most stellar changes occur too slowly to be detected, even over many centuries. Instead, astrophysicists come to understand how stars evolve by observing numerous stars at various points in their lifetime, and by simulating stellar structure using computer models. (en) 항성진화(恒星進化, stellar evolution) 혹은 별의 진화는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다. (ko) 天体物理学において恒星進化論（こうせいしんかろん、英語：stellar evolution）とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。 恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく1つの恒星の形成から終焉までの変化を表している。 恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。 以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。 なお、一般的に恒星は進化の過程で恒星風などの理由により、その質量を徐々に減少させていくため、下記のいずれの過程の太陽質量も「そのイベントが発生した時点の質量」にもとづくものであり、既知の恒星の現時点での質量がそのまま当てはまるものではない。 (ja) L'evoluzione stellare è l'insieme dei cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza. La stella nel corso della sua vita subisce variazioni di luminosità, raggio e temperatura dell'esterno e del nocciolo anche molto pronunciate. Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire passo passo l'intero ciclo di vita di una stella. Per comprendere come si evolvono le stelle si osserva di solito una popolazione di stelle che contiene stelle in fasi diverse della loro vita, e poi si costruisce un modello matematico che permette di riprodurre le proprietà osservate. Uno strumento ancora oggi fondamentale per gli astronomi, per esempio per inquadrare immediatamente lo stato e l'evoluzione di una stella è il diagramma Hertzsprung-Russell (detto per brevità diagramma H-R). Il diagramma riporta temperatura superficiale e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) e permette di sapere in che fase della vita si trova una stella. A seconda della massa, dell'età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono diversi, e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire diversi percorsi evolutivi sul diagramma H-R. Alcuni astronomi considerano non appropriato il termine "evoluzione", e preferiscono usare il termine ciclo vitale stellare, in quanto le stelle non subiscono un processo evolutivo simile a quello degli individui di una specie ma, piuttosto, cambiano nelle loro quantità osservabili seguendo fasi ben precise che dipendono strettamente dalle caratteristiche fisiche della stella stessa. (it) Sterevolutie is de levenscyclus van sterren. (nl) Ewolucja gwiazdy – sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, zwykle w ciągu milionów, miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie. Zmiany ewolucyjne gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż większość z nich odbywa się bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efekty zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, tworzą modele ewolucji gwiazd, których przewidywania porównują z obserwacjami, weryfikując w ten sposób modele. (pl) Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças radicais que uma estrela sofre durante seu tempo de vida. Dependendo da massa da estrela, sua vida varia entre alguns milhões de anos (para as mais massivas) até trilhões de anos (para as menos massivas), o que é muito mais do que a idade do universo. A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma única estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Em vez disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto do ciclo da vida, e pela simulação da estrutura estelar com modelos em computador. (pt) Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров звезды из-за идущих в ней термоядерных реакций, излучения ею энергии и потери массы. Часто говорят об эволюции как о «жизни звезды», начинающейся когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивающейся когда реакции прекращаются — у различных звёзд эволюция идет по-разному. Согласно астрофизическим моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, продолжается от нескольких миллионов до десятков триллионов лет, поэтому астрономы прямо наблюдают только очень малый по сравнению с продолжительностью жизни звезды период её эволюции, на протяжении которого эволюционные изменения практически незаметны. Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые сжимаются из-за гравитационной неустойчивости, в процессе сжатия разогреваются настолько, что в их недрах начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. В момент начала термоядерных реакций протозвезда становится звездой главной последовательности (исключение могут составлять субкарлики и коричневые карлики), на которой будет находиться бо́льшую часть своей жизни — Солнце также находится на этой стадии звезды главной последовательности. Дальнейшая эволюция звёзд различается также в зависимости от начальной массы и химического состава (металличности) звезды. Так, звёзды средних масс при эволюции проходят стадии субгигантов, красных гигантов, горизонтальную ветвь, голубую петлю и асимптотическую ветвь. В любом случае, по мере выгорания водорода как внешние, так и внутренние характеристики звёзд меняются, и при достаточной массе в определённый момент в звёздах начинается тройная гелиевая реакция, при которой в них образуется углерод. В более тяжёлых звёздах далее могут синтезироваться ядра более тяжёлых элементов, но в любом случае синтез более тяжёлых ядер химических элементов останавливается на железе, так как синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден. На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра. В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы. (ru) 恆星演化是恆星隨著時間的推移而變化的過程。根據恆星的質量，它的壽命可以從質量最大恆星的幾百萬年到質量最小恆星的萬億年，這是比宇宙年齡還要長許多的時間。這張表格顯示恆星壽命與其質量的關聯性。 所有的恆星都誕生於氣體和塵埃雲，也就是通常所說的星雲或分子雲。纖維狀結構遍布在分子雲中，致密纖維狀結構會碎裂成星前雲核，也就是恒星的前身。纖維狀結構的具體碎裂模式與其對周圍氣體的吸積、幾何彎曲和磁場相關。在超臨界的纖維狀結構中已經發現了，致密雲核的準周期鏈狀結構，典型的雲核投影間距接近纖維狀結構的寬度，雲核處於自引力束縛狀態，有的雲核已經孕育出了原恒星。在數百萬年的時間裡，這些原恆星達到穩定的狀態，成為所謂的主序帶中的恆星。 恆星生命的絕大部分都是由核融合提供能量。最初，能量是由主序星核心的氫融合產生。然後，隨著核心變成氦佔有優勢時，像太陽這樣的恆星開始沿著核心周圍的球殼進行氫燃燒。這個過程會使恆星的大小逐漸增大，經過次巨星階段，直到達到紅巨星階段。質量至少為太陽一半的恆星可以通過核心的氦融合產生能量，而質量較高的恆星可以沿著一系列同心的殼層融合更重的元素。像太陽這樣的恆星一但耗盡了核燃料，它的核心就會坍縮成為緻密的白矮星，而外層會被排出成為行星狀星雲。質量大約在太陽10倍或更多的恆星，當它們演化出無活性的鐵核，就會造成核心急遽坍縮形成密度極高的中子星或黑洞，并產生超新星爆炸。儘管宇宙還不夠老到可以讓任何質量最低的紅矮星到達它們生命的終點，但表明，在氫燃料耗盡成為低質量的白矮星之前，它們會慢慢的變得更亮與更熱。 因為恆星的變化在大多數的階段都發生得非常緩慢，即使在許多世紀裡也無法探測，所以恆星演化不是通過觀察單一恆星的生命來研究。取而代之的是天文物理學家通過觀察在生命過程中不同時間點的許多恆星，並使用電腦模擬類比恆星結構，來瞭解恆星是如何演化。 (zh) Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом. Еволюція окремої зорі в основному визначається її масою та (деякою мірою) хімічним складом.Для наочного опису еволюції застосовують діаграму Герцшпрунга — Рассела, на якій позначають розташування зорі на кожному етапі. Утворену криву називають еволюційним треком зорі. У подвійних та кратних системах на еволюцію суттєво впливає обмін масою між компонентами: до початку обміну масою еволюція відбувається так само, як і для окремих зір, але коли якась із зір системи заповнює свою порожнину Роша (здебільшого це відбувається на заключних стадіях еволюції), починається перетікання речовини на супутник, що призводить до незвичайних явищ, які в еволюції поодиноких зір не трапляються. (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Representative_lifeti...unction_of_their_masses.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | http://www.astro.umd.edu/~miller/teaching/astr606/ http://astro.df.unipi.it/stellar-models/ http://mesa.sourceforge.net/ https://rainman.astro.illinois.edu/ddr/stellar/intermediate.html https://starinabox.lco.global/%23 http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/evol_hr.swf http://www.bbc.co.uk/programmes/p00548w8 http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit2/ |
| dbo:wikiPageID | 27980 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 49836 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1122725867 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Carbon dbr:Proton–proton_chain_reaction dbr:Quantum_mechanics dbr:Schwarzschild_radius dbr:Electron_degeneracy_pressure dbr:Metallicity dbr:Mira_variable dbr:Black_hole dbr:Boötes dbr:Deuterium dbc:Stellar_astronomy dbr:Hydrogen dbr:Universe dbr:University_of_Maryland,_College_Park dbr:Degenerate_matter dbr:Infrared dbr:Instability_strip dbr:Nova dbr:Protoplanetary_disk dbr:Stellar_classification dbr:O-type_main-sequence_star dbr:Schönberg–Chandrasekhar_limit dbr:Nuclear_reactions dbc:Articles_containing_video_clips dbr:SN_1987A dbr:Nebula dbr:Silicon-burning_process dbr:Sub-brown_dwarf dbr:Electron_capture dbr:General_relativity dbr:Gravitational_potential dbr:Gravity dbr:Convection dbr:Convection_zone dbr:Yellow_hypergiant dbr:Luminosity dbr:Main_sequence dbr:Shock_wave dbr:Star dbr:Stars dbr:Subgiant dbr:Deuterium_burning dbr:Horizontal_branch dbr:Pre-main-sequence_star dbr:Pulsar dbr:Planetary_system dbr:CNO_cycle dbr:Centrifugal_force dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:White_dwarf dbr:Wide-field_Infrared_Survey_Explorer dbr:Dredge-up dbr:G-type_main-sequence_star dbr:Helium dbr:Helium_flash dbr:OH/IR_star dbr:Red_clump dbr:Age_of_the_universe dbr:Aldebaran dbr:Alpha_process dbr:Escape_velocity dbr:Nuclear_fusion dbr:Nucleons dbr:Oxygen dbr:Pair-instability_supernova dbr:Carbon-burning_process dbr:Carbon_star dbr:Binary_system_(astronomy) dbr:Gravitational_binding_energy dbr:Gravitational_collapse dbr:Star_cluster dbr:Stellar_core dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:Giant_molecular_cloud dbr:Gravitational_potential_energy dbr:Protostar dbr:Red_giant dbr:Astrophysical_maser dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:International_Astronomical_Union dbr:Iron dbr:Isotopes dbr:Taurus_(constellation) dbr:Temperature dbr:Hydrostatic_equilibrium dbr:File:Crab_Nebula.jpg dbr:Main_Sequence dbr:Arcturus dbc:Stellar_evolution dbr:Accretion_(astrophysics) dbc:Concepts_in_astronomy dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Jupiter_mass dbr:Kelvin dbr:Kinetic_energy dbr:Black_dwarf dbr:Blue_supergiant dbr:Sun dbr:Supernova dbr:Hertzsprung–Russell_diagram dbr:Tip_of_the_red-giant_branch dbr:Red_dwarf dbr:Red_supergiant dbr:Planetary_nebula dbr:Solar_System dbr:Spectral_type dbr:Spectroscopy dbr:Circumstellar_dust dbr:Circumstellar_envelope dbr:Conservation_of_angular_momentum dbr:Evolutionary_track dbr:Brown_dwarf dbr:Neon-burning_process dbr:Neutrino dbr:Neutrinos dbr:Neutron_star dbr:Neutrons dbr:Ohio_State_University dbr:R_Coronae_Borealis_variable dbr:Radiation_pressure dbr:Red-giant_branch dbr:Wolf-Rayet_star dbr:Helium_fusion dbr:Type_Ia_supernova dbr:Maser dbr:Mathematical_model dbr:Uranium dbr:Luminous_blue_variable dbr:Molecular_cloud dbr:Photodisintegration dbr:Subdwarf_B_star dbr:Oxygen-burning_process dbr:Stellar_structure dbr:Electron_capture_supernova dbr:Electron_degeneracy dbr:Stellar_model dbr:Chandrasekhar_mass dbr:Hydrogen_atoms dbr:Massive_star dbr:Milky_Way_Galaxy dbr:RR_Lyrae_variables dbr:Degeneracy_pressure dbr:Computer_model dbr:Carbon_burning_process dbr:Horizontal-branch dbr:Iron-peak_element dbr:Thermal_pulse dbr:File:CygnusLoopSmall.jpg dbr:File:Representative_lifetimes_of_stars_as_a_function_of_their_masses.svg dbr:File:Starlifesimple.png dbr:File:Stellar_evolution_L_vs_T.png dbr:File:The_life_of_Sun-like_stars.jpg dbr:File:The_life_cycle_of_a_Sun-like_star_(annotated).jpg dbr:File:VLTI_reconstructed_view_of_the_surface_of_Antares.jpg dbr:File:Opo0113i.jpg dbr:File:Evolutionary_track_1m.svg dbr:File:Star_Life_Cycle_Chart.jpg dbr:File:Star_types.svg dbr:File:NGC6543.jpg dbr:File:Evolved_star_fusion_shells.svg dbr:File:Star_life_cycles_red_dwarf_en.svg |
| dbp:caption | The evolutionary tracks of stars with different initial masses on the Hertzsprung–Russell diagram. The tracks start once the star has evolved to the main sequence and stop when fusion stops and at the end of the red-giant branch . (en) A yellow track is shown for the Sun, which will become a red giant after its main-sequence phase ends before expanding further along the asymptotic giant branch, which will be the last phase in which the Sun undergoes fusion. (en) |
| dbp:height | 435 (xsd:integer) |
| dbp:imageHeight | 435 (xsd:integer) |
| dbp:imageWidth | 500 (xsd:integer) |
| dbp:imagemap | Image:Zams and tracks.png (en) |
| dbp:width | 500 (xsd:integer) |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Annotated_link dbt:Authority_control dbt:Citation_needed dbt:Cite_book dbt:Clear_right dbt:Convert dbt:Div_col dbt:Div_col_end dbt:Jupiter_mass dbt:Main dbt:Portal_bar dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Solar_mass dbt:Annotated_image dbt:Big_History dbt:Annotation dbt:Star |
| dcterms:subject | dbc:Stellar_astronomy dbc:Articles_containing_video_clips dbc:Stellar_evolution dbc:Concepts_in_astronomy |
| gold:hypernym | dbr:Process |
| rdf:type | owl:Thing yago:WikicatStars yago:CelestialBody109239740 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:PhysicalEntity100001930 dbo:Election yago:Star109444100 yago:Whole100003553 |
| rdfs:comment | Is ord eachtraí is athruithe i dtimthriall iomlán beatha réalta í an éabhlóid réaltach. Is í an phríomhstaid san éabhlóid ídiú núicléach na hidrigine ina héiliam, le fuascailt fuinnimh iarmharaigh. Faoi dheireadh bíonn an hidrigin ídithe, agus an réalta ina fathach dearg. I staideanna deireanacha na héabhlóide seo, braitheann an bealach éabhlóide ar leith ar mhais na réalta: cruthú abhaic bháin (réalta de mhais cosúil le mais na Gréine), cruthú neodrónréalta (de mhais níos mó ná timpeall 5 oiread na Gréine), nó cruthú ollnóva (na deicheanna d'oiread na Gréine). (ga) 항성진화(恒星進化, stellar evolution) 혹은 별의 진화는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다. (ko) 天体物理学において恒星進化論（こうせいしんかろん、英語：stellar evolution）とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。 恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく1つの恒星の形成から終焉までの変化を表している。 恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。 以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。 なお、一般的に恒星は進化の過程で恒星風などの理由により、その質量を徐々に減少させていくため、下記のいずれの過程の太陽質量も「そのイベントが発生した時点の質量」にもとづくものであり、既知の恒星の現時点での質量がそのまま当てはまるものではない。 (ja) Sterevolutie is de levenscyclus van sterren. (nl) Ewolucja gwiazdy – sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, zwykle w ciągu milionów, miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie. Zmiany ewolucyjne gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż większość z nich odbywa się bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efekty zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, tworzą modele ewolucji gwiazd, których przewidywania porównują z obserwacjami, weryfikując w ten sposób modele. (pl) الشمس هي نجم وهو واحد من أكثر من مائة ألف مليون نجم في مجرتنا. كما يحوي الكون بلايين المجرات، بعضها أصغر من مجرتنا وبعضها أكبر، وكلها تحوي نجوما بأعداد تعد بالبلايين. تختلف النجوم الناشئة كثيرا من وجهة كتلتها فمعظمها يمتلك كتلة قريبة من كتلة الشمس؛ تلك الأعداد العظيمة من النجوم نجد بينها نجوما صغيرة أصغر من الشمس - ربما بكتلة 1و0 كتلة شمسية - وأخرى عظيمة الكبر تصل كتلتها إلى نحو 200 كتلة شمسية. بالتالي فهي تختلف فيما بينها من وجهة درجة الحرارة ودرجة اللمعان واللون وما يحدث في داخلها من عمليات نووية واندماج للعناصر، وكذلك بمقدار طول عمر كل منها. (ar) En astronomia, es denomina evolució estel·lar la seqüència de canvis que una estrella experimenta al llarg de la seva existència.Durant molt de temps, es va pensar que les estrelles eren enormes boles de foc perpetu. En el segle xix, apareixen les primeres teories científiques sobre l'origen de la seva energia: lord Kelvin i Helmholtz van proposar que les estrelles extreien la seva energia de la gravetat, contraient-se gradualment. Però aquest mecanisme hauria permès mantenir la lluminositat del Sol durant únicament unes desenes de milions d'anys, cosa que no concordava amb l'edat de la Terra mesurada pels geòlegs, que ja llavors s'estimava en diversos milers de milions d'anys. Aquesta discordança va dur a la recerca d'una font d'energia distinta de la gravetat i, en l'any 1920, sir Arthur (ca) Vývoj hvězd je proces, během kterého hvězda projde řadou radikálních změn během své existence. Doba trvání a vývoje hvězdy závisí na její hmotnosti a představuje rozsah od několika milionů let (pro nejhmotnější) po triliony let (pro nejméně hmotné), což je více než současný věk vesmíru. Vývoj hvězd není studován sledováním života jedné hvězdy, jelikož většina změn probíhá příliš pomalu aby mohla být odhalena, dokonce řadu století. Astrofyzika však došla k porozumění evoluce hvězd sledováním různých hvězd během různé fáze jejich vývoje a simulacemi hvězdných struktur na počítačových modelech. (cs) Αστρική εξέλιξη ονομάζεται η διαδικασία μεταβολής ενός αστέρα κατά τη διάρκεια της ζωής του. Η διάρκεια ζωής (που κυμαίνεται από μερικά εκατομμύρια μέχρι τρισεκατομμύρια έτη) και η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτώνται πολύ από τη μάζα του. Οι αστέρες δημιουργούνται από τη βαρυτική κατάρρευση σχετικώς πυκνών νεφελωμάτων αερίου και σκόνης, συνήθως μοριακών νεφών. Μέσα σε μερικά εκατομμύρια έτη, αυτοί οι πρωτοαστέρες καταλήγουν σε μία κατάσταση ισορροπίας, οπότε λέγεται ότι βρίσκονται στην Κύρια ακολουθία. (el) En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Ed (es) Astronomian, izar eboluzioa izar batek bere existentzian zehar jasaten dituen aldaketak dira. Denbora askoan zehar, izarrak betiereko suzko bola handiak zirela uste izan zen. XIX. mendean agertu ziren izarren energiaren jatorriari buruzko lehen teoria zientifikoak. Lord Kelvinek eta Hermann von Helmholtzek izarrek euren energia, pixkanaka uzkurtuz grabitatetik lortzen zutela proposatu zuten. Baina mekanismo horrek eguzkiari bere argitasuna soilik hamarnaka milioika urte batzuetan zehar mantentzea ahalbidetuko zion, eta hori ez zetorren bat geologoek neurtutako Lurraren adinarekin, garai hartan jada milaka milioika urtetan kalkulatua zegoena. Desadostasun horrek grabitatea ez zen beste energia iturri bat bilatzera bultzatu zuen. 1920ko hamarkadan, sir Arthur Eddingtonek energia nuklearra pr (eu) Evolusi bintang adalah proses di mana bintang berubah dengan seiring waktu. Perubahannya bergantung pada massa bintang, masa hidup atau usianya bervariasi dari beberapa juta tahun untuk yang paling masif hingga triliunan tahun untuk yang paling rendah massanya, dan ada yang jauh lebih lama usianya dari alam semesta, Tabel tersebut menunjukkan masa hidup bintang sebagai fungsi dari massanya. Semua bintang terbentuk dari awan gas dan debu yang runtuh, yang sering disebut nebula atau awan molekul. Selama jutaan tahun, protobintang ini menetap dalam keadaan ekuilibrium, menjadi bintang yang dikenal sebagai deret utama. (in) L'évolution d'une étoile, ou évolution stellaire, désigne l'ensemble des phénomènes allant de la formation à la « mort » d'une étoile. Elle peut être décomposée en plusieurs phases principales dont la formation de l'étoile, son séjour sur la séquence principale et sa phase finale. Le Soleil subit une évolution semblable, imperceptible à l'échelle de la vie personnelle ou même de la civilisation humaine, typique des étoiles du même type, en particulier, une durée de vie de l'ordre de 10 à 12 milliards d'années. (fr) Stellar evolution is the process by which a star changes over the course of time. Depending on the mass of the star, its lifetime can range from a few million years for the most massive to trillions of years for the least massive, which is considerably longer than the age of the universe. The table shows the lifetimes of stars as a function of their masses. All stars are formed from collapsing clouds of gas and dust, often called nebulae or molecular clouds. Over the course of millions of years, these protostars settle down into a state of equilibrium, becoming what is known as a main-sequence star. (en) L'evoluzione stellare è l'insieme dei cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza. La stella nel corso della sua vita subisce variazioni di luminosità, raggio e temperatura dell'esterno e del nocciolo anche molto pronunciate. Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire passo passo l'intero ciclo di vita di una stella. Per comprendere come si evolvono le stelle si osserva di solito una popolazione di stelle che contiene stelle in fasi diverse della loro vita, e poi si costruisce un modello matematico che permette di riprodurre le proprietà osservate. (it) Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças radicais que uma estrela sofre durante seu tempo de vida. Dependendo da massa da estrela, sua vida varia entre alguns milhões de anos (para as mais massivas) até trilhões de anos (para as menos massivas), o que é muito mais do que a idade do universo. (pt) Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров звезды из-за идущих в ней термоядерных реакций, излучения ею энергии и потери массы. Часто говорят об эволюции как о «жизни звезды», начинающейся когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивающейся когда реакции прекращаются — у различных звёзд эволюция идет по-разному. Согласно астрофизическим моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, продолжается от нескольких миллионов до десятков триллионов лет, поэтому астрономы прямо наблюдают только очень малый по сравнению с продолжительностью жизни звезды период её эволюции, на протяжении которого эволюционные изменения практически незаметны. (ru) 恆星演化是恆星隨著時間的推移而變化的過程。根據恆星的質量，它的壽命可以從質量最大恆星的幾百萬年到質量最小恆星的萬億年，這是比宇宙年齡還要長許多的時間。這張表格顯示恆星壽命與其質量的關聯性。 所有的恆星都誕生於氣體和塵埃雲，也就是通常所說的星雲或分子雲。纖維狀結構遍布在分子雲中，致密纖維狀結構會碎裂成星前雲核，也就是恒星的前身。纖維狀結構的具體碎裂模式與其對周圍氣體的吸積、幾何彎曲和磁場相關。在超臨界的纖維狀結構中已經發現了，致密雲核的準周期鏈狀結構，典型的雲核投影間距接近纖維狀結構的寬度，雲核處於自引力束縛狀態，有的雲核已經孕育出了原恒星。在數百萬年的時間裡，這些原恆星達到穩定的狀態，成為所謂的主序帶中的恆星。 因為恆星的變化在大多數的階段都發生得非常緩慢，即使在許多世紀裡也無法探測，所以恆星演化不是通過觀察單一恆星的生命來研究。取而代之的是天文物理學家通過觀察在生命過程中不同時間點的許多恆星，並使用電腦模擬類比恆星結構，來瞭解恆星是如何演化。 (zh) Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом. Еволюція окремої зорі в основному визначається її масою та (деякою мірою) хімічним складом.Для наочного опису еволюції застосовують діаграму Герцшпрунга — Рассела, на якій позначають розташування зорі на кожному етапі. Утворену криву називають еволюційним треком зорі. (uk) |
| rdfs:label | Stellar evolution (en) تطور النجوم (ar) Evolució estel·lar (ca) Vývoj hvězd (cs) Αστρική εξέλιξη (el) Evolución estelar (es) Izar eboluzio (eu) Éabhlóid réaltach (ga) Évolution stellaire (fr) Evolusi bintang (in) Evoluzione stellare (it) 항성진화 (ko) 恒星進化論 (ja) Sterevolutie (nl) Ewolucja gwiazd (pl) Эволюция звёзд (ru) Evolução estelar (pt) Еволюція зір (uk) 恆星演化 (zh) |
| owl:sameAs | freebase:Stellar evolution yago-res:Stellar evolution wikidata:Stellar evolution dbpedia-af:Stellar evolution dbpedia-an:Stellar evolution dbpedia-ar:Stellar evolution http://ast.dbpedia.org/resource/Evolución_estelar dbpedia-be:Stellar evolution dbpedia-bg:Stellar evolution http://bn.dbpedia.org/resource/তারার_বিবর্তন http://bs.dbpedia.org/resource/Zvjezdana_evolucija dbpedia-ca:Stellar evolution dbpedia-cs:Stellar evolution dbpedia-da:Stellar evolution dbpedia-el:Stellar evolution dbpedia-es:Stellar evolution dbpedia-et:Stellar evolution dbpedia-eu:Stellar evolution dbpedia-fa:Stellar evolution dbpedia-fi:Stellar evolution dbpedia-fr:Stellar evolution dbpedia-ga:Stellar evolution dbpedia-gl:Stellar evolution dbpedia-he:Stellar evolution http://hi.dbpedia.org/resource/तारों_का_विकास dbpedia-hu:Stellar evolution dbpedia-id:Stellar evolution dbpedia-it:Stellar evolution dbpedia-ja:Stellar evolution dbpedia-ka:Stellar evolution dbpedia-ko:Stellar evolution http://lt.dbpedia.org/resource/Žvaigždžių_evoliucija dbpedia-mk:Stellar evolution dbpedia-ms:Stellar evolution http://my.dbpedia.org/resource/ကြယ်တို့၏_ဆင့်ကဲပြောင်းလဲမှု dbpedia-nl:Stellar evolution dbpedia-no:Stellar evolution http://or.dbpedia.org/resource/ନକ୍ଷତ୍ରର_ବିବର୍ତ୍ତନ_ପ୍ରକ୍ରିୟା dbpedia-pl:Stellar evolution dbpedia-pt:Stellar evolution dbpedia-ro:Stellar evolution dbpedia-ru:Stellar evolution dbpedia-simple:Stellar evolution dbpedia-sk:Stellar evolution dbpedia-sq:Stellar evolution dbpedia-sr:Stellar evolution http://ta.dbpedia.org/resource/விண்மீன்_படிமலர்ச்சி dbpedia-th:Stellar evolution dbpedia-tr:Stellar evolution dbpedia-uk:Stellar evolution http://uz.dbpedia.org/resource/Yulduz_evolutsiyasi dbpedia-vi:Stellar evolution dbpedia-war:Stellar evolution dbpedia-zh:Stellar evolution https://global.dbpedia.org/id/4qALY |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Stellar_evolution?oldid=1122725867&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/VLTI_reconstructed_view_of_the_surface_of_Antares.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Star_life_cycles_red_dwarf_en.svg wiki-commons:Special:FilePath/Star_types.svg wiki-commons:Special:FilePath/The_life_cycle_of_a_Sun-like_star_(annotated).jpg wiki-commons:Special:FilePath/Crab_Nebula.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Evolved_star_fusion_shells.svg wiki-commons:Special:FilePath/NGC6543.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Evolutionary_track_1m.svg wiki-commons:Special:FilePath/CygnusLoopSmall.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Opo0113i.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Representative_lifeti...ars_as_a_function_of_their_masses.svg wiki-commons:Special:FilePath/Star_Life_Cycle_Chart.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Starlifesimple.png wiki-commons:Special:FilePath/Stellar_evolution_L_vs_T.png wiki-commons:Special:FilePath/The_life_of_Sun-like_stars.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Zams_and_tracks.png |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Stellar_evolution |
| is dbo:knownFor of | dbr:Martin_Schwarzschild |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Stellar_Evolution dbr:The_life_of_a_star dbr:Stellar_death dbr:Stellar_evolutionary_model dbr:Stellar_life dbr:Stellar_life_cycle dbr:Life_cycle_of_a_star dbr:Life_cycle_of_stars dbr:Life_of_a_star dbr:Cycle_of_stars dbr:Evolution_of_stars dbr:Evolved_star dbr:Star_Death dbr:Star_cycle dbr:Star_evolution dbr:Star_life_cycle dbr:Star_lifecycle |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Canis_Minor dbr:Canopus dbr:Capella dbr:Psi1_Lupi dbr:Psi2_Orionis dbr:Psi_Andromedae dbr:Psi_Boötis dbr:Psi_Centauri dbr:Psi_Eridani dbr:Psi_Hydrae dbr:Psi_Leonis dbr:Psi_Phoenicis dbr:Psi_Sagittarii dbr:Psi_Ursae_Majoris dbr:Sanduleak_-69_202 dbr:List_of_academic_fields dbr:List_of_brightest_stars dbr:List_of_couples_awarded_the_Nobel_Prize dbr:Metallicity dbr:Mira_variable dbr:Norman_Lockyer_Observatory dbr:Megamaser dbr:Messier_67 dbr:Metallicity_distribution_function dbr:Stellar_mass_loss dbr:Beryllium-8 dbr:Beta_Andromedae dbr:Beta_Apodis dbr:Beta_Aquilae dbr:Beta_Arae dbr:Beta_Boötis dbr:Beta_Caeli dbr:Beta_Camelopardalis dbr:Beta_Canis_Majoris dbr:Beta_Carinae dbr:Beta_Centauri dbr:Beta_Ceti dbr:Beta_Columbae dbr:Beta_Fornacis dbr:Beta_Hydri dbr:Beta_Indi dbr:Beta_Lacertae dbr:Beta_Lyrae_variable dbr:Beta_Octantis dbr:Beta_Ophiuchi dbr:Beta_Pavonis dbr:Beta_Pictoris dbr:Beta_Pyxidis dbr:Beta_Reticuli dbr:Beta_Sagittae dbr:Beta_Sextantis dbr:Beta_Trianguli dbr:Beta_Ursae_Minoris dbr:Beta_Volantis dbr:Betelgeuse dbr:Big_Bang dbr:Binary_star dbr:Birla_Planetarium,_Chennai dbr:Blue_Lantern_Corps dbr:Bohdan_Paczyński dbr:Delta1_Canis_Minoris dbr:Delta1_Chamaeleontis dbr:Delta1_Gruis dbr:Delta1_Lyrae dbr:Delta1_Tauri dbr:Delta1_Telescopii dbr:Delta2_Chamaeleontis dbr:Delta2_Gruis dbr:Delta2_Telescopii dbr:Delta_Aquilae dbr:Delta_Arietis dbr:Delta_Aurigae dbr:Delta_Boötis dbr:Delta_Cassiopeiae dbr:Delta_Centauri dbr:Delta_Coronae_Australis dbr:Delta_Corvi dbr:Delta_Crateris dbr:Delta_Crucis dbr:Delta_Draconis dbr:Delta_Fornacis dbr:Delta_Leporis dbr:Delta_Librae dbr:Delta_Lupi dbr:Delta_Microscopii dbr:Delta_Monocerotis dbr:Delta_Normae dbr:Delta_Pavonis dbr:Delta_Persei dbr:Delta_Phoenicis dbr:Delta_Piscis_Austrini dbr:Delta_Piscium dbr:Delta_Reticuli dbr:Delta_Sagittarii dbr:Delta_Velorum dbr:Delta_Virginis dbr:Deneb dbr:Algol_paradox dbr:Hyades_(star_cluster) dbr:Hydrus dbr:Jonathan_Homer_Lane dbr:Beta_Pictoris_moving_group dbr:List_of_Indian_inventions_and_discoveries dbr:List_of_Naked_Science_episodes dbr:List_of_largest_known_stars dbr:List_of_tourist_attractions_in_Chennai dbr:Pavo_(constellation) dbr:Perseus_(constellation) dbr:Rho1_Eridani dbr:Rho1_Sagittarii dbr:Rho2_Arietis dbr:Rho2_Cancri dbr:Rho2_Eridani dbr:Rho2_Sagittarii dbr:Rho_Boötis dbr:Rho_Cygni dbr:Rho_Draconis dbr:Rho_Gruis dbr:Rho_Indi dbr:Rho_Leonis dbr:Rho_Orionis dbr:Rho_Persei dbr:Rigel dbr:Ring_Nebula dbr:Robert_Chambers_(publisher,_born_1802) dbr:Czesław_Białobrzeski dbr:UY_Scuti dbr:U_Sagittae dbr:Universe_Sandbox dbr:Upsilon1_Cassiopeiae dbr:Upsilon1_Eridani dbr:Upsilon1_Hydrae dbr:Upsilon2_Cancri dbr:Upsilon2_Centauri dbr:Upsilon2_Eridani dbr:Upsilon3_Eridani dbr:Upsilon_Aurigae dbr:Upsilon_Boötis dbr:Upsilon_Carinae dbr:Upsilon_Ceti dbr:Upsilon_Draconis dbr:Upsilon_Geminorum dbr:Upsilon_Herculis dbr:Upsilon_Leonis dbr:Upsilon_Librae dbr:Upsilon_Piscis_Austrini dbr:V1309_Scorpii dbr:V1401_Aquilae dbr:V1794_Cygni dbr:V352_Aurigae dbr:V509_Cassiopeiae dbr:V838_Monocerotis dbr:VV_Ursae_Majoris dbr:VY_Canis_Majoris dbr:Vestiges_of_the_Natural_History_of_Creation dbr:David_G._Turner dbr:Degenerate_matter dbr:Dyson_sphere dbr:Index_of_physics_articles_(S) dbr:Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics dbr:Instituto_de_Astrofísica_de_Andalucía dbr:Interstellar_medium dbr:Introduction_to_general_relativity dbr:Protoplanetary_disk dbr:Stellar_classification dbr:List_of_inventions_and_discoveries_by_women dbr:List_of_most_massive_stars dbr:List_of_multiple_discoveries dbr:Robert_T._A._Innes dbr:President_of_the_Royal_Astronomical_Society dbr:Presolar_grains dbr:Roberta_M._Humphreys dbr:Timeline_of_Indian_innovation dbr:101_Piscium dbr:103_Aquarii dbr:104_Aquarii dbr:109_Tauri dbr:10_Andromedae dbr:10_Leonis_Minoris dbr:10_Serpentis dbr:110_Virginis dbr:111_Herculis dbr:114_Tauri dbr:11_Andromedae dbr:11_Arietis dbr:11_Boötis dbr:11_Canis_Minoris dbr:11_Lacertae dbr:11_Librae dbr:11_Puppis dbr:12_Aquilae dbr:12_Camelopardalis dbr:12_Comae_Berenices dbr:12_Hydrae dbr:132_Tauri dbr:134_Tauri dbr:1365_Henyey dbr:13_Boötis dbr:13_Sagittae dbr:14_Andromedae dbr:14_Arietis dbr:14_Cancri dbr:14_Canis_Minoris dbr:14_Ceti dbr:14_Sagittarii dbr:1846_Bengt dbr:18_Delphini dbr:18_Draconis dbr:18_Sagittarii dbr:15_Aquilae dbr:15_Cygni dbr:15_Lyncis dbr:15_Orionis dbr:15_Vulpeculae dbr:16_Arietis dbr:16_Persei dbr:16_Puppis dbr:16_Serpentis dbr:16_Virginis dbr:17_Persei dbr:17_Sagittarii dbr:Conny_Aerts dbr:Corona_Australis dbr:Corvus_(constellation) dbr:Cosmic_dust dbr:Cosmos_Redshift_7 dbr:Crater_(constellation) dbr:Creationism dbr:SN_1987A dbr:SN_2003gd dbr:SX_Phoenicis dbr:SZ_Piscium dbr:SZ_Tauri dbr:S_Cassiopeiae dbr:Sagitta dbr:Saiph dbr:Elliptical_galaxy dbr:Louis_G._Henyey dbr:Nebula dbr:Nuclear_physics dbr:Orders_of_magnitude_(time) dbr:Silicon-burning_process dbr:The_Birth_and_Death_of_the_Sun dbr:Ejnar_Hertzsprung dbr:Electron dbr:Epsilon1_Arae dbr:Epsilon_Andromedae dbr:Epsilon_Antliae dbr:Epsilon_Aquilae dbr:Epsilon_Boötis dbr:Epsilon_Canis_Minoris dbr:Epsilon_Carinae dbr:Epsilon_Centauri dbr:Epsilon_Cephei dbr:Epsilon_Circini dbr:Epsilon_Corvi dbr:Epsilon_Crateris dbr:Epsilon_Crucis dbr:Epsilon_Cygni dbr:Epsilon_Fornacis dbr:Epsilon_Leonis dbr:Epsilon_Leporis dbr:Epsilon_Librae dbr:Epsilon_Octantis dbr:Epsilon_Ophiuchi dbr:Epsilon_Sagittae dbr:Epsilon_Sagittarii dbr:Epsilon_Scorpii dbr:Epsilon_Sextantis dbr:Epsilon_Telescopii dbr:Epsilon_Trianguli_Australis dbr:Epsilon_Tucanae dbr:Epsilon_Ursae_Minoris dbr:Epsilon_Virginis dbr:Future_of_Earth dbr:Future_of_an_expanding_universe dbr:GG_Carinae dbr:GRB_090423 dbr:GW190521 dbr:G_29-38 dbr:Gacrux dbr:Galaxy dbr:Gamma-ray_burst dbr:Gamma1_Octantis dbr:Gamma2_Normae dbr:Gamma2_Sagittarii dbr:Gamma_Andromedae dbr:Gamma_Apodis dbr:Gamma_Aquilae dbr:Gamma_Boötis dbr:Gamma_Canis_Minoris dbr:Gamma_Cassiopeiae dbr:Gamma_Chamaeleontis dbr:Gamma_Columbae dbr:Gamma_Comae_Berenices dbr:Gamma_Cygni dbr:Gamma_Delphini dbr:Gamma_Draconis dbr:Gamma_Geminorum dbr:Gamma_Gruis |
| is dbp:title of | dbr:List_of_Naked_Science_episodes |
| is rdfs:seeAlso of | dbr:Future_of_Earth dbr:H_II_region dbr:Formation_and_evolution_of_the_Solar_System |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Stellar_evolution |
