:: wikimiki.org ::

Vodik

Vodik

Vodík (latinsko hydrogenium) je kemijski element v periodnem sistemu elementov z znakom H in atomskim številom 1. Pri standardnih pogojih je enovalentni nekovinski močno vnetljiv plin brez barve in brez vonja. Vodik je najlažji kemijski element. Je najbolj razširjeni kemijski element v Vesolju, vsebuje ga voda, vse organske spojine ter živi organizmi. Vodik je močno reaktiven in kemijsko reagira z večino kemijskih elementov. Zvezde z glavnega niza v začetnem obdobju svojega razvoja sestavlja pretežno vodik v stanju plazme. Tako je še vedno tudi pri Soncu, ki je staro vsaj 4,6 milijarde let. Vodik se uporablja tudi pri sintezi amoniaka, kot alternativno gorivo, nekoč so ga uporabljali kot polnilni plin balonov, zadnje čase pa tudi kot vir energije v gorivnih celicah.

Pomembne lastnosti

Vodik je najlažji kemijski element in njegov najbolj razširjen izotop sestavljata le proton in elektron brez nevtronov. Pri standardni temperaturi in tlaku vodik tvori dvoatomni plin H₂ s točko vrelišča pri samo 20,27 K in tališča pri 14,02 K. Pod izjemno velikim tlakom, na primer v središču planetov plinskih velikanov kot je Jupiter, se molekule spremenijo in vodik postane tekoča kovina (glej kovinski vodik). Pod nizkimi tlaki v prostem vesoljskem prostoru je vodik v večini v posameznih atomih, ker se preprosto ne morejo združevati. Oblaki dvoatomnega H₂ so povezani z nastankom zvezd. Kategorija:Kemijski elementi ja:水素 ko:수소 ms:Hidrogen simple:Hydrogen th:ไฮโดรเจน

Periodni sistem elementov

Periodni sistem elementov je tabelarični prikaz znanih kemijskih elementov. Elementi si v tabeli sledijo po elektronski konfiguraciji tako, da mnoge kemijske lastnosti sledijo pravilnim vzorcem po njej. Vsak element je predstavljen s svojim atomskim številom in kemijskim simbolom. Periodni sistem elementov, ki ga je leta 1869 prvi iznašel ruski kemik Mendelejev, velja za eno od največjih dosežkov sodobne kemije. Kemiki si lahko z njegovo pomočjo kvantitativno razlagajo obnašanje elementov in napovedujejo obstoj še neodkritih novih. Leta 2005 obstaja 116 kemijskih elementov, katerih odkritje so potrdili. 94 od teh se pojavlja v naravi, ostale so izdelali v laboratorijih.

Periodni sistem

Zgodovina

Potreba po urejevanju kemijskih elementov v sistemu se je pokazala, ko so znanstveniki ugotovili, da obstajajo določene povezave med lastnostmi različnih elementov. Prvi poskus periodnega sistema je začrtal Antoine Lavoisier (1743-1794) leta 1789. Potem ko je prevzel in dodelal skoraj sto let staro definicijo kemijskega elementa, ki jo je Robert Boyle (1627-1691) opisal kot snov, ki je s kemijsko reakcijo ne moremo razgraditi na bolj enostavne snovi, je Lavoisier skušal 33 do takrat znanih elementov postaviti v določeno pregledno obliko. Izbral si je štiri kategorije; plini, nekovine, kovine in »zemlje«. V tistem času je bilo znanih premalo elementov, da bi jih res lahko komu uspelo urediti v pregledno obliko. Lavoisier bi svoje delo najverjetneje dokončal, če ga ne bi zaradi političnih razlogov obglavili. Problem poznavanja lastnosti elementov je bil predvsem v tem, da večina elementov v skupini plinov sploh niso bili elementi, ampak spojine, ki jih še niso uspeli razgraditi na elemente. Prelom v razumevanju urejenosti elementov je bilo delo Stanislaa Cannizzara (1826-1910) iz leta 1858. Dve leti po smrti njegovega rojaka Amadea Avogadra (1776-1856), ki je prvi določil osnovo množini snovi in povezavo z atomsko maso, je postavil osnovo, skupno vsem elementom – relativno atomsko maso. Prvi, ki je opozoril na ponavljajoče se lastnosti elementov, je bil nemški znanstvenik Johann Wolfgang Döbereiner (1780-1849). Leta 1829 je ugotovil, da ima atom broma atomsko maso, ki je polovična vrednost vsote mas atomov klora in joda. To pomeni, da vsoto atomskih mas klora (35,5) in joda (126,9) delimo z 2 in dobimo vrednost 81,2, ki je zelo dober približek relativni atomski masi broma (79,9). Podoben vzorec je našel pri trojicah kalcij, stroncij, barij in žveplo, selen, telur. Te skupine je imenoval triade. Po mnenju ostalih znanstvenikov so bile te povezave zgolj naključne. Leta 1860 je na prvem mednarodnem kemijskem kongresu, ki je bil organiziran prav zaradi periodnega sistema elementov, Cannizzaro predstavil svojo zamisel o pomembnosti atomskih mas elementov pri izgradnji periodnega sistema. Njegovo delo je temeljilo na Avogadrovi domnevi in Gay-Lussacovem zakonu o prostorninskih odnosih pri kemijskih reakcijah v plinastem stanju. Elementi so bili razvrščeni v sistem glede na znane vrednosti atomskih mas. Naslednji velik korak je napravil angleški kemik John Newlands (1837-1898) leta 1862, saj je predpostavil, da je možno elemente, glede na naraščajočo atomsko maso urediti v sedem stolpcev. Po ureditvi so postale vidne tudi Döberienerjeve triade. Ureditev je imenoval zakon oktav, vendar znanstveniki tudi njegove ideje niso dobro sprejeli. V Evropi je periodni sistem prvi postavil Julius Lothar Meyer (1830-1895), vendar je leto pred njim ruski kemik Dimitrij Ivanovič Mendelejev oblikoval zgradbo periodnega sistema, s katero je lahko napovedal manjkajoče, še ne odkrite elemente. Z odkritjem žlahtnih plinov lorda Rayleigha (1842-1919) in Williama Ramsayja (1852-1916) od leta 1894 naprej je Mendelejev predlagal, naj se doda pred prvo skupino dodatna ničta skupina, ki bi vsebovala te elemente, sistem ostalih pa bi ostal nespremenjen. Tak periodni sistem je ostal v uporabi vse do leta 1930. Kmalu po Rutherfordovem (1871-1937) odkritju protona leta 1911 in Thomsonovi (1856-1940) potrditvi obstoja izotopov (obstoj izotopov je prvi predlagal Frederick Soddy, 1877-1956) je Henry Moseley (1887-1915) izpostavljal do takrat znane elemente X-žarkom. Izpeljal je povezavo med frekvenco sevanja in vrstnim številom. Po preureditvi elementov glede na večanje vrstnega (atomskega) števila in ne atomske mase je bilo tudi nekaj izjem iz periodnega sistema, ki so povzročale težave Mendelejevu, popravljenih. Sodobni periodni sistem je od takrat zgrajen na Moseleyjevem zakonu periodičnosti, ki temelji na vrstnem številu elementov.

Glej tudi

- abecedni seznam elementov.
- alternativni periodni sistemi.

Zunanje povezave

- [http://projekti.svarog.org/periodni_sistem/ Periodni sistem elementov, Izobraževalno društvo Svarog, Maribor] Kategorija:Kemijski elementi
- als:Periodensystem ja:周期表 ko:주기율표 ms:Jadual berkala simple:Periodic table th:ตารางธาตุ

1 (število)

: Glej tudi leto 1 ---- 1 (êna) je najmanjše naravno število, za katerega velja 1 = 0 + 1 = 2 - 1.
1 je najmanjše pozitivno celo število. Ena pomeni včasih tudi enota. V grščini število 1 označuje predpono mono-, v latinščini pa uni-.

Razvoj števke

Slika:RazvojŠtevek1.png

V matematiki

- Za vsako število x velja: :x·1 = 1·x = x (1 je enota za množenje) :x/1 = x :x¹ = x, 1^x = 1, ter za neničelne x, x⁰ = 1 (glej potenca)
- 1 je liho število.
- 1 po definiciji ni niti praštevilo niti sestavljeno število.
- Število 1 je enako predstavljeno v vsakem številskem sestavu 1₁₀=1₂=1₈=1₁₆=...
- Najmanjše kvadratno število 1 = 1 ².
- Najmanjše kubično število 1 = 1 ³.
- Najmanjše lastno število.
- Najmanjše Kaprekarjevo število.
- Najmanjše desetiško samoštevilo.
- Najmanjše veselo število.
- Najmanjše četversko število (tetraedersko število).
- Najmanjše središčno šesterokotniško število

1 = T_0 \cdot 2 + 1; \quad (T_0=0)

- Najmanjše zvezdno število.
- Najmanjše Schröderjevo število.
- Prvo in drugo Catalanovo število.
- Drugo in tretje Fibonaccijevo število.
- Najmanjše Markovo število.
- Število 1 je samo sebi fakulteta.

V znanosti

- Vrstno število 1 ima vodik (H).
- Zemlja ima en sam naravni satelit, Luno.

V jezikoslovju

- Ednina je eno izmed slovničnih števil.

Števniki

- glavni: ena, tudi eden, en
- vrstilni: prvi
- ločilni: enój
- množilni: enójen
- prislov: prvič

Fraze in rekla

- skleniti, trditi v en glas: soglasno
- meče vse v en koš: ne upošteva razlik med stvarmi, problemi
- ubiti dve muhi na en mah: z enim dejanjem hkrati opraviti dve stvari
- z eno besedo: (povedano) na kratko
- staviti vse na eno karto: vse naenkrat tvegati
- sovražnik številka ena: največji sovražnik
- daj mu eno okrog ušes: udari ga
- eno mu je zagodel: napravil mu je nevšečnost
- ena dve bom tam: zelo hitro, takoj
- pesnik se čuti z naravo eno: v popolnem soglasju
- ena lastovka ne naredi pomladi iz enega primera se ne morejo delati splošni sklepi (Vir SSKJ)

Drugje

- 01 je telefonska klicna številka omrežne skupine Ljubljana.
- Dodatna oznaka markacij na Slovenski planinski poti

Glej tudi

- leta 1 pr. n. št., 1, 1901, 2001
- število -1 Kategorija:Števila ja:1 ko:1 simple:One th:1 (จำนวน)

Standardni pogoji

Stándardni pogóji v kemiji označujejo naslednje pogoje:
- temperatura 0 °C (273,15 K)
- tlak 101,325 k Pa Vrednosti približno ustrezajo ledišču in zračnemu tlaku na morski gladini.

Glej tudi

- sobni pogoji Kategorija:Kemija Kategorija:Meroslovje

Plin

Plín je snov v takšnem agregatnem stanju, v katerem zavzame obliko posode, pri čemer ne ohranja stalne prostornine in ne tvori gladine, ampak zasede ves razpoložljiv prostor v posodi. Pline skupaj s kapljevinami uvrščamo med tekočine. Gostota plinov je pri navadnih pogojih dosti manjša od gostote kapljevin ali trdnin. Stisljivost plinov je veliko večja od stisljivosti kapljevin.

Idealni plin

Idealni plin je približek realnih plinov, v katerem zanemarimo privlačne sile med molekulami plina in delež, ki ga v prostoru, napolnjenem s plinom, zasedajo same molekule. Obnašanje idealnih plinov opišemo s splošno plinsko enačbo, njegova notranja energija pa je odvisna le od temperature. Kategorija:Termodinamika
- ja:気体 simple:Gas zh-cn:气体 zh-tw:氣體

Voda

Vôda je kemijska spojina in polarna molekula pri standardnih pogojih tekočina s kemijsko empirično formulo H₂O. Formula pove, da je ena molekula vode sestavljena iz dveh vodikovih in iz enega kisikovega atoma. Vodo najdemo skoraj povsod na Zemlji in je potrebna za vse znane oblike življenja. Okoli 70% Zemljine površine je prekrito z vodo.

Splošno

Trdno stanje vode je znano kot (vodni) led, plinsko stanje je vodna para. Enoti za temperaturo (nekdaj stopinja Celzija in sedaj Kelvin) sta določeni s trojno točko vode 273,16 K (0.01 °C) in 611,2 Pa, pri temperaturi in parnem tlaku, ko so trdna, kapljevinasta in plinasta voda v termodinamskem ravnovesju. Pri temperaturah večjih od 647 K in tlakih večjih kot 22,064 MPa vodne molekule zavzamejo superkritično stanje, kjer kapljevinske skupine plavajo znotraj parne faze. Velika množina vode lahko pomeni ocean, jezero, reka, potok, kanal, ribnik. Za podatke o oskrbi z vodo glej vodno bogastvo. Glej tudi obala, trajekt, pomol. Kemiki včasih vodo v šali pojmujejo kot bivodikov monoksid ali BVMO (glej [http://www.dhmo.org/ http://www.dhmo.org/]), s sistematičnim kovalentnim imenom te molekule, še posebej v parodijah o kemijskem raziskovanju, ki kliče po izobčenju te "smrtonosne kemikalije". Sistematično kislinsko ime za vodo je hidroksidna kislina ali hidroksilna kislina, čeprav pojma skoraj nikoli ne uporabljajo.

Bipolarna narava vode

Pomembna značilnost vode je njena polarna narava. V vodni molekuli so vodikovi atomi razporejeni na konceh, kisikovi pa v temenih. Ker ima kisik višjo elektronegativnost od vodika, je območje molekule z vodikovim atomom delno negativno nabito glede na vodikovo stran. Molekula s takšno razliko naboja se imenuje dipol. Razlika naboja med seboj privlači vodne molekule kakor tudi druge polarne molekule. To privlačevanje se imenuje vodikova vez. Ta sorazmerno šibka privlačna sila (glede na kovalentne vezi znotraj same vodne molekule) povzroča fizikalne lastnosti kot je visoko vrelišče, ker je za prekinitev vodikovih vezi med molekulami potrebno veliko toplotne energije. Žveplo, na primer, leži v periodnem sistemu elementov pod kisikom, njegova enakovredna spojina, vodikov sulfid (H₂S) nima vodikove vezi. Tako je njegova molekula dvakrat težja od vodne in je pri sobni temperaturi plin. Dodatne vezi med vodnimi molekulami povzročajo, da ima tekoča voda veliko specifično toplotno kapaciteto. Vodikova vez je odgovorna tudi za nenavadno obnašanje vode pri zmrzovanju. Kakor druge snovi tudi tekočina z nižanjem temperature postaja gostejša. Vendar, z razliko od drugih snovi, pri ohlajanju blizu ledišča prisotnost vodikove vezi pomeni, da molekule pri preurejanju zaradi zmanjšanja svoje energije na najmanjšo možno mero, tvorijo snov, ki je dejansko manj gosta. Zaradi tega led plava v vodi in voda se pri zmrzovanju razširja. Druge snovi se pri strjevanju krčijo. Tekoča voda je najgostejša pri temperaturi 4 °C. To vodi do zanimive posledice med zimskim časom. Ohlajena voda na površini postaja gostejša in potone, pri čemer tvori toplotni tok, ki ohlaja celotno množino vode. Ko temperatura jezera doseže 4 °C, voda na površini, ki se še naprej ohlaja, postane manj gosta, ostaja kot površinska plast, ter končno tvori led. Ker je prenos toplote v spodnjih delih zaradi spremembe gostote onemogočen, bo večji del vsake velike količine zmrznjene vode med zimo še vedno tekoč pri 4 °C pod ledeno skorjo. Na ta način ribe lahko preživijo. To dejstvo je eden od osnovnih zgledov za dobro uravnane fizikalne lastnosti, ki omogočajo življenje na Zemlji in ga uporabljajo kot podporo za antropično kozmološko načelo. Druga posledica je, da se bo led pri dovolj velikem tlaku stopil.

Voda kot topilo

Glej tudi

- težka voda
- vodikov peroksid Kategorija:Kemija
- als:Wasser ja:水 ko:물 ms:Air simple:Water th:น้ำ zh-min-nan:Chúi

Zvezda

Zvézda je sijoče plinsko nebesno telo z veliko maso, vidno na nočnem nebu. Zvezdni soj je posledica jedrskih reakcij, katerih oddano energijo ljudje vidimo kot svetlobo ali, v primeru Sonca, čutimo kot toploto. Zvezde so na videz svetleče točke na nočnem nebu, ki utripajo zaradi učinkov Zemeljskega ozračja in njihove razdalje od nas. ozračja, 7. junija 1992, slika NASA.]] Sonce je izjema in je edina zvezda dovolj blizu Zemlje, da jo vidimo kot večjo okroglo ploskev. Prav tako je Sonce ena redkih zvezd, ki je vidna tudi podnevi. Ostalih zvezd podnevi zaradi močnega sončevega soja praviloma ne opazimo. V vsakdanjem pogovoru o nebesnih telesih beseda »zvezda« ne sledi nujno prejšnji definiciji, ampak lahko pomeni tudi kako drugo svetleče astronomsko telo, npr. planete in celo meteorje (»zvezdne utrinke« ali »padajoče zvezde«). Ta telesa niso zvezde, saj jih ne vidimo zaradi njihove lastne svetlobe, temveč ker odbijajo svetlobo drugih virov. Od pravih zvezd jih lahko ločimo, ker na nebu ne migetajo. Prave zvezde navidez migetajo zaradi zemeljskega ozračja. meteor, oddaljeno 8,6 sv.l. v rentgenski svetlobi, slika NASA/SAO/CXC]] Najbližja zvezda Zemlji od Sonca je Proksima Kentavra (»Najbližja Kentavra«), ki je oddaljena 33,9 · 10¹⁸ kilometrov. Svetloba s Proksime Kentavra potuje do Zemlje 4,2 leta. (glej svetlobno leto) Če bi potovali do Proksime Kentavra s francoskim vlakom TGV z največjo hitrostjo 515,3 km/h, bi potrebovali do tja okoli 8,86 milijonov let. Kakorkoli že, med to razdaljo in njenim večkratnikom, je tudi še nekaj preostalih zvezd, zato glej tudi seznam najbližjih zvezd. Astronomi ocenjujejo, da je v znanem Vesolju vsaj 7 · 10²² zvezd. To je 70 000 000 000 000 000 000 000, kar je 230 milijardkrat več od 300 milijard zvezd, ki so v naši Galaksiji (Rimski cesti). Večina zvezd je stara med 1 milijardo in 10 milijardami let. Nekatere od teh zvezd so celo še starejše (13,7 milijard let), kar je po najnovejših teorijah ugotovljena starost Vesolja. (glej teorija Prapoka in razvoj zvezd.) Njihov obseg in velikost se razteza od majhnih nevtronskih zvezd (ki so dejansko mrtve zvezde) ne večje kot milijonsko mesto, do nadorjakinj kot je npr. Severnica (Polara) in Betelgeza v ozvezdju Oriona, katere premer je skoraj 1000-krat večji od Sonca — približno 1,6 milijard kilometrov. Vendar pa ima Betelgeza veliko manjšo gostoto kot naše Sonce. Ena izmed najbolj masivnih zvezd je Eta Gredlja (η Carinae), z maso od 100 do 150-krat večjo od Sončeve mase (2 · 10³⁰ kg). V znanstvenem izrazoslovju, so zvezde določene kot samogravitacijske krogle plazme v hidrostatičnem ravnovesju, ki ga ustvarja njena lastna energija s pomočjo jedrskega zlivanja. Energija, ki jo v vesoljski prostor sevajo zvezde kot elektromagnetno sevanje (večinoma vidno svetlobo) in kot tok nevtrinov. Navidezna svetlost je merjena po svetlobi, ki jo oddaja kot svetla točka na nebu in izražena z navideznim sijem. navideznim sijem zvezdna kopica, oddaljena 450 sv.l., ki vsebuje približno 500 zvezd, slika NASA]] Zvezdna astronomija je raziskovanje zvezd in pojavov, ki jih ustvarjajo različne pojavne oblike in razvojne stopnje zvezd. Veliko zvezd je gravitacijsko vezanih z drugimi zvezdami in tvorijo dvojne zvezde. Večje skupine zvezd imenujemo zvezde kopice (kroglaste in razsute). Zvezde po vesoljskem prostoru niso razporejene brez smisla in so zajete v skupine zvezd (»zvezdne sestave«), ki jim rečemo galaksije. Tipično galaksijo sestavlja več sto milijard zvezd.

Tvorba in razvoj zvezd: splošni pregled

Kakor so nas naučili astronomi, se zvezde rodijo v molekularnih oblakih, velikih področjih v galaksijah z veliko večjo gostoto snovi (čeprav so še vedno redkejše od vakuumskih celic, ki smo jih ljudje najprej umetno sestavili) in se oblikujejo zaradi gravitacijske nestabilnosti znotraj takšnih oblakov, ki jih povzročajo udarni valovi supernov. (Zelo masivne zvezde močno osvetlijo oblake medzvezdne molekularne snovi, iz katerih se kasneje izoblikujejo zvezde. Primer takšnih reflekcijskih (odbojnih) meglic je Orionova meglica.) Zvezde preživijo približno 90% svojega življenjskega obdobja (ko svetijo svetlobo), na glavnem nizu, kar pomeni da se v jedrih teh zvezd zlivajo vodikova atomska jedra v helijeva v reakcijah pod velikanskim tlakom v samem središču teh zvezd. Majhne zvezde (imenovane tudi rdeče pritlikavke) porabijo svoje gorivo zelo počasi v času od 10 do 100 milijard let (kar je veliko večja vrednost od starosti našega Vesolja). Na koncu svojih življenj počasi opešajo, se sesedejo in postanejo črne pritlikavke. Ko večina zvezd porabi svojo zalogo vodika, se njihove zunanje plasti močno razširijo in ohladijo in tako oblikujejo rdečo orjakinjo. (V približno 5 milijardah letih, ko bo Sonce postala rdeča orjakinja, bo obseglo Merkur in Venero, zaradi oslabitve gravitacijskega polja pa se zna zgoditi, da se bodo tirnice nekaterih, če že ne vseh planetov močno povečale, in tako jih Sonce ne bo zaobjelo.) Ko samo jedro teh orjakinj postane dovolj vroče, da se začne zlivanje helijevih jeder v še težja atomska jedra, se zvezda segreje in skrči. (Večje zvezde torej zlivajo težje elemente, vse do železa.) Zvezde, ki so po velikosti povprečne, potem postanejo nove. V medzvezdni prostor odvržejo velikanske oblake prahu in plinov in tako nastanejo planetarne meglice, ki pa nimajo nič skupnega s planeti. Samo jedro, ki bo preostalo, bo majhna krogla degenerirane snovi in ne bo dovolj masivna, da bi steklo še nadaljnje zlivanje s pomočjo le degeneracijskega tlaka. Takšne zvezde imenujemo bele pritlikavke. Te se kasneje, po neznansko dolgih časovnih obdobjih, sesedejo v črne pritlikavke. V večjih zvezdah, se zlivanje jeder nadaljuje, ko samo gravitacijsko sesedanje zvezde (zvezdinega jedra) konča življenje zvezde in ta zaradi tega eksplodira kot supernova. To je edini kozmični potek, ki se zgodi v obdobju življenja enega samega človeka, in jih torej astronomi lahko preučujejo, raziskujejo in opazujejo ter z njimi potrdijo svoje teorije o samem razvoju in nadaljnjem smislu Vesolja. Zgodovinsko gledano, so supernove opazovali kot »nove zvezde« kjer prej tam niso opazili nobene. Večina snovi v zvezdi odpihne stran od njenega preostanka v eksploziji (tvorijo se meglice, kot je npr. Rakova meglica). Kar preostane, se sesede v nevtronsko zvezdo (v pulzar ali izbruh žarkov gama), oziroma v primeru še večjih in bolj masivnih zvezd v črne luknje, kjer prenehajo veljati zakoni narave in fizike, kot jih poznamo, in je vse obrnjeno na glavo. Zunanje zvezdine plasti, ki jih zvezda izvrže, vsebujejo tudi težje elemente, ki se pogosto pretvorijo v nove zvezde in planete. Udarni valovi eksplozij supernov in močan zvezdni veter velikanskih zvezd igrajo pomembno vlogo v izoblikovanju medzvezdnega prostora. Razvoj zvezd nam v vseh podrobnostih pove, kako so zvezde nastale in kako končajo obdobje, ko prenehajo svetiti, ter da se vsa snov in z njo povezana energija pretvarja iz ene oblike v drugo.

Razvoj zvezd: podrobnejši pregled

V astronomiji je razvoj zvezd niz sprememb, ki jih zvezda med svojo »življenjsko potjo« preživi, med milijoni ali milijardami leti, ko seva v medzvezdni prostor svetlobo in toploto. Med tem časom se zvezda korenito spremeni. Razvoj zvezd ne moremo proučevati z opazovanjem cikla ene same zvezde, temveč z opazovanjem številnih zvezd, ki je vsaka na različni točki svojega »življenjskega cikla«, in z zagonom računalniških simulacij, ki simulirajo zgradbo zvezde.

Nastanek

Večinski delež zvezd je na zgodnji stopnji razvoja Vesolja nastal pred približno 10 milijardami let. Zvezde se tvorijo še danes. Ta tipičen nastanek zvezde poteka po tem vzorcu: # Izhodiščna točka je velikanski molekularni medzvezdni plinski oblak, ki je sestavljen pretežno iz vodika, in se zaradi lastne teže in gravitacije seseda sam vase. To se zgodi, ko težnost prevlada nad plinskim protitlakom in s tem je izpolnjen Jeansov kriterij. Kot katalizator (pospeševalec) tega procesa je lahko udarni val bliže ležeče supernove, gostotni valovi v medzvezdni snovi ali sevalni tlak pravkar nastale mlade zvezde. # Zaradi še nadaljnjega krčenja oblaka medzvezdne snovi nastanejo posamezne globule, iz katerih se kasneje razvije zvezda: pri tem zvezde le redkokdaj nastanejo posamezno, temveč po navadi v skupinah. # Pri nadaljnjem krčenju globul narašča gostota in zaradi sproščene gravitacijske energije tudi temperatura. Prvotno sesedanje se zaustavi in zvezda doseže dinamično ravnovesje, ko oblak snovi v barvno-svetlostnem diagramu doseže t.i. Hajašijevo črto, ki omejuje to področje, znotraj katere lahko obstajajo stabilne zvezde. Potem se zvezda v barvno-svetlostnem diagramu premika naprej vzdolž te Hajašijeve črte, preden se premakne do glavnega niza, kjer se začne zlivanje vodika v helij, preko Bethe-Weizsäckerjevega cikla ali reakcijo proton-proton. Kot posledica vrtilne količine globul se tvori disk snovi, ki obkroža mlado zvezdo, in preko katerega še naprej zbira maso (akrecira). Iz tega akrecijskega diska se lahko razvije ali planetni sistem s planeti zunaj Osončja ali še druga komponenta dvozvezdja, te stopnja razvoja do sedaj še ne razumemo dovolj dobro in ne zmamo pojasniti. Iz nivoja diska nastane ekliptika (navidezna črta, po kateri se navidezno pomika Sonce na našem nebu). Pri akreciji se iz diska tvorita v obe polarni smeri zvezde curka snovi, ki lahko dosežeta tudi dolžino 10 svetlobnih let. Odvisno od mase se tukaj odcepijo tri poti možnega razvoja:
- Zvezde z več kot 60 Sončevimi masami zaradi akrecijskega procesa sploh ne morejo nastati, ker te zvezde že v akrecijski stopnji proizvajajo tako zelo močne zvezdne vetrove, da bi izguba mase presegla delež akrecijskega diska. Zvezde te velikosti, kot npr. modri potepuhi (angleško blue stragglers), nastanejo predvidoma zaradi zvezdnih trkov.
- Masivne in s tem vroče zvezde z več kot 8 Sončevimi masami kontrahieren vergleichsweise schnell. Po zagonu jedrske fuzije žene sevanje, bogato z ultravijolično svetlobo, obdajajoče globule hitro narazen in zvezda ne akrecira več nobene dodatne mase. Zaradi tega se te zvezde zelo hitro prebijejo do glavnega niza v H-R diagramu.
- Zvezde s približno 3 do 8 Sončevimi masami preidejo stopnjo, v kateri so zvezde imenovane Herbig–Ae/Be zvezde. Na tej stopnji razvoja se zvezda že nahaja na glavnemu nizu, a naprej še nekaj časa akrecira snov.
- Manj masivne zvezde kot npr. Sonce ostanejo po steku fuzije še nekaj časa vpete v globule in še naprej akrecirajo maso. V tem času jih prepoznamo samo v infrardečem predelu spektra. Medtem, ko se približujejo glavnemu nizu, preidejo stopnjo razvoja zvezd T Bika.
- Telesa pod 0,08 Sončeve mase, s približno 80 Jupitrovimi masami, ne dosežejo zadostne temperature, da bi stekla fuzija. To so rjave pritlikavke, ki glede na lastno maso spadajo med plinaste planete in zvezde, kratkoročno pa lahko pridobivajo majhne količine energije iz fuzije devterija, preden se ohladijo. Kljub temu jih ne prištevamo k zvezdam. Iz ene globule lahko nastane tako dvozvezdje ali večplanetarni sistem posamezne zvezde. Ko se zvezde tvorijo v skupinah, lahko tudi zvezde, ki niso nastale ob istem času, tvorijo dvozvezdje ali večzvezdje. Ocenjujejo, da je približno 2/3 vseh zvezd del dvozvezdja ali večzvezdja. V zgodnji stopnji Vesolja sta obstajala na razpolago kot jedrsko gorivo le vodik in helij. Te zvezde štejemo kot zvezde populacije I. Najdemo jih predvsem v haloju naše Galaksije. Zvezde, ki so nastale kasneje, imajo že na začetku večji delež od helija težjih elementov, ki so nastali v prejšnjih generacijah zvezd preko jedrske fuzije in so preko eksplozij supernov spet prešle v medzvezdno snov. Sem spada večina zvezd v galaktičnem pasu. Označujemo jih kot zvezde populacije II. Primer za dejavno področje neba, kjer se tvorijo nove zvezdeje je NGC 3603 v ozvezdju Gredlja (Carina) na oddaljenosti 20 000 svetlobnih let. Procese rojevanja zvezd opazujejo v infrardečem in rentgenskim področjem elektromagnetnega spektra, ker so te zvezde obdane z ovojnico iz prahu in te žarke prah ne absorbira, drugače pa je pri vidni svetlobi. Pri tem uporabljajo satelite, npr. Rentgenski observatorij Chandra (CXC). V začetku je samo velikanski molekularni oblak medzvezdne snovi. Večino prostora znotraj galaksije dejansko vsebuje okrog 0,1 do 1 atomskih delcev na cm^{3 (znotraj velikanskega molekularnega oblaka, katerega tipična gostota je 100 atomskih delcev na cm^{3 (v primerjavi s 100.000 v dobrem umetnem vakuumskem prostoru na Zemlji). Navkljub takšni mali gostoti vsak orjaški molekularni oblak vsebuje 100.000 do 10.000.000 krat več mase, kot naše Sonce in v primerjavi s Soncem merijo: od 50 do 300 svetlobnih let v premeru. Oblak je stabilen, ker so molekule v njem preveč narazen, da bi jih lahko gravitacija približala. Ni še znano, katera sila bi stisnila oblak in ga preoblikovala v protozvezdo. Nekateri pravijo, da naj bi to povzročili udarni valovi supernov, ki so pred milijoni leti eksplodirale v naši zvezdni bližini. Podobno kakor zvočni valovi potujejo skozi zrak in tvorijo vozle (zgostitve) snovi, katerih jedra imajo večjo povprečno gostoto. Ko gostota doseže 100.000 atomov/cm^{3, gravitacijska sila prevlada, in to področje se začne sesedati v protozvezdo (vsako gosto jedro lahko kjerkoli tvori protozvezdo, ki jih je lahko od 10 do tisoč). Atomi pridobijo na hitrosti, ko padajo proti središču te zgostitve, kar povzroči, da se protozvezda segreva (vročina je določena kot gibanje delcev), in začne šibko svetiti v infrardečem delu spektra ter se začne vrteti okoli svoje osi (kot se npr. vrti drsalec na ledu, ko k sebi potegne roke). Protozvezde lahko zaznamo v Bokovih globulah (Boc globule). V nekaterih protozvezdah, sesedanje prepreči le izvor energije; to so rjave pritlikavke, ki umirajo zelo počasi, v razponu nekaj 100 milijard let. Če je protozvezda dovolj masivna, z maso 1/10 Sončeve mase, se še naprej segreva zaradi gravitacijskega krčenja, dokler v njeni sredici temperatura ne doseže 15 milijonov °K, kar elektrone odstrani stran od njihovih atomov in ustvari plazmo. Sesedanje se nadaljuje in ko je hitrost atomskih jeder dovolj visoka, da prevlada nad gravitacijskim krčenjem, se pojavi jedrsko zlivanje vodika v helij: v nizu reakcij proton-proton ali z ogljik-dušik-kisikovim ciklom. Če se to zgodi, to da zadostno energijo, ki vzpostavi v zvezdi termično hidrostatično ravnovesje, ki zaradi sproščenega sevanja še bolj segreje snov okoli protozvezde, to uravnovesi gravitacijo in sevalni tlak ter s tem prepreči, da bi se zvezda še naprej sesedala. Ko eneregija doseže zunanje plasti, začne oddaljati v medzvezdni prostor elektromagnetno sevanje, ki je poleg drugih stvari, svetloba, ki jo vidimo.

Glavni niz

Nadaljnji potek razvoja zvezde v največjem delu določa masa, ki jo je zvezda imela na začetku. Večja kot je masa ene zvezde, tem krajše je obdobje, ko potekajo jedrske reakcije. Najbolj masivne zvezde porabijo vse svoje razpoložljivo gorivo v nekaj 100.000 letih. Njihov izsev pri tem presega Sončev izsev za nekaj 10 krat do vsega nekaj milijonov izsevov Sonca. Sonce je v 5 milijardah letih porabilo približno polovico svojega goriva. Manj masivne rdeče pritlikavke se razvijajo še občutno počasneje. Ker je celotno Vesolje staro približno 14 milijard let, še ni nobena manj masivna zvezda zapustila glavnega niza (oziroma se napihnila in postala podorjakinja). Poleg same mase zvezde ima velik pomen tudi delež težjih elementov. Poleg vpliva na trajanje fuzije določa tudi ali se npr. lahko tvori magnetno polje ali kako močan bo zvezdni veter, ki lahko vodi do občutne izgube mase med razvojem zvezde. Naslednji razvojni scenariji se nanašajo na zvezde z vsebnostjo elementov, ki jo ima naše Sonce, kar velja tudi za večino zvezd v disku naše Galaksije. Npr. v Magellanovih oblakih, dveh pritlikavih galaksijah v soseščini naše galaksije, imajo zvezde občutno manjše vsebnosti težjih elementov. Zvezde prebijejo večino svojega časa na stopnji glavnega niza, težje zvezde levo zgoraj v barvno-svetlostnemu diagramu, lažje pa so desno spodaj. Med stopnjo glavnega niza postanejo zvezde večje in se premaknejo v smeri proti rdečim orjakinjam. Jedrska fuzija vodika v helij se pri tem dogaja v sami sredici zvezde, ki zavzema le nekaj % celotne prostornine zvezde, a kljub temu vsebuje polovico zvezdine mase. Temperatura tam znaša preko 10 milijonov °K. Tam se kopičijo tudi produkti jedrskega zlivanja. Prenos energije na zvezdino površje traja več 100.000 let. Pri tem si pomaga s prenosom sevanja, toplotnimi tokovi ali preko konvekcije. Področje, ki sevanje odda v vesoljski prostor, imenujemo zvezdina atmosfera. Njena temperatura znaša nekaj tisoč 2.500 (pri rdečih pritlikavkah) do 100.000 °K (pri belih pritlkavkah).

Nove zvezde so različnih velikosti in barv. Imajo razpon od modrih (vročih) do rdečih (hladnejših). Velikost zvezd se razteza od manjših, od polovice Sončevega premera (in maso nad 0,08 Sončeve mase) do zvezd, ki imajo tudi nad 1000-kratne premere Sonca (največja do sedaj odkrita je velika 1742 premerov Sonca) in tistih najbolj masivnih, ki imajo maso tudi do 155 Sončevih mas (čeprav nekateri to mejo postavljajo tudi do 440 Sončevih mas). Svetlost in barva zvezde sta odvisna od njihove površinske temperature (efektivne temperature površja), kar je odvisno tudi od njihovih mas (Zvezde T Bika, so npr. na začetnih razvojnih stopnjah življenja). Preostanek zvezdinega obstoja bo bitka med gravitacijo zvezde, ki hoče sploščiti zvezdo, in zlivanjem atomskih jeder, kar poteka v zvezdnih jedrih, ki težijo k velikanski eksploziji. Novonastala zvezda pade na specifično stopnjo razvoja na točki zvezde z glavnega niza v H-R diagramu. Manjše, hladnejše zvezde ostanejo na glavnem nizu tudi do 100 milijard let, medtem ko supermasivne, vroče zvezde, ostanejo na tej stopnji razvoja, samo milijon let ali nekaj milijonov. Zvezde srednjih velikosti, kot npr. Sonce, ostanejo na glavnem nizu nekaj milijard let. Ko zvezde porabijo večino zaloge vodika v svojih jedrih, se pomaknejo stran od zvezd glavnega niza in postanejo orjakinje ali celo nadorjakinje.

Kasnejše razvojne stopnje zvezd

Zadnje stopnje, ko poteka fuzija

Ko preneha jedrsko zlivanje vodika v helij, se zvezda začne v sredici krčiti. Ko doseže zadostno temperaturo, se začne nadaljnje zlivanje helija v ogljikovem-kisikovem in dušikovem procesu, dokler sredica ne postane sestavljena pretežno iz železa (tedaj se jedrsko zlivanje dejansko konča, saj je temperatura prevelika, da bi se to dogajalo še naprej). Zvezde se pomaknejo stran od glavnega niza, ko se preneha zlivanje vodika v sredici. Ko doseže področje ob sami sredici zadostno temperaturo in pritisk, se začne zlivanje vodika v helij v plasteh ob jedru, zaradi česar se zvezda, zaradi povečanega sevalnega tlaka, močno napihne. Nadaljnji razvoj poteka za bolj masivne zvezde in zvezde z manjšo maso povsem drugače. Pri tem prištevamo k manj masivnim zvezdam zvezde, ki imajo maso do 2,3 Sončevih mas.

- V manj masivnih zvezdah, z maso do 0,3 Sončeve mase, poteka zlivanje jeder še naprej v napihujoči ovojnici, vendar v manjši meri. Po koncu te stopnje, s t.i. zlivanjem ovojnice, zvezde popolnoma ugasnejo. Ko se postopno ohlajajo počasi prevlada gravitacijski tlak in zvezda se skrči v belo pritlikavko s premerom nekaj tisoč km, kar je približno toliko kot je velika naša Zemlja 12.000 km v polmeru. S tem sprva zelo močno narašča efektivna površinska temperatura. Pozneje se zvezde še bolj ohladijo in v končni stopnji nastanejo črne pritlikavke. Vesolje samo je staro približno 13,7 milijard let, kar je manj časa (pri številnih svetlostnih razredih, v nekaterih primerih) kolikor traja, da se zaloga goriva porabi. Teorija, ki je trenutno v veljavi, temelji na podlagi računalniških modelov. Te po navadi v njihovih jedrih zlivajo helij, kar povzroča svetle pege, te pa povzročijo nestabilno in neenakomerno reakcijo kot tudi močne zvezdne vetrove. V tem primeru zvezda ne tvori planetarne meglice, ampak preprosto izpari, in zapusti malo več snovi, kot je ima rjava pritlikavka. Zvezda, ki ima maso manj kot polovico mase Sonca, ne bo nikoli sposobna, da bi v njenem jedru potekalo zlivanje helija, četudi se v njenem jedru reakcije prenehajo. Preprosto njihov zvezdni razvoj ni dovolj masiven, da bi se v njenem jedru razvilo dovolj pritiska in temperature. Te zvezde so rdeče pritlikavke, kot npr. Proksima Kentavra, ki živijo na stotine milijard let. Ko v njihovih jedrih reakcije ne potekajo več, bodo še zmeraj šibko svetile na infrardečem in mikrovalovnem področju elektromagnetnega spektra več milijard let.

- Manj masivne zvezde z maso med 0,3 in 2,3 Sončevih mas, kot je npr. tudi naše Sonce, dosežejo z nadaljnjim krčenjem zadostno temperaturo in tlak, da steče zlivanje helija v še težje elemente. Zvezda srednje mase (po drugi oceni med 0,4 do 3,4 Sončevih mas) doseže stopnjo razvoja, ki ji pravimo rdeča orjakinja, njene zunanje plasti se še naprej razširjajo, jedro pa se še naprej krči in segreva, dokler to ni dovolj, da steče zlivanje helija v berilij in v še težje kemične elemente, kot je npr. ogljik. Atomska zgradba ogljika je preveč močna, da bi se še naprej krčila zaradi mase snovi, ki obdaja zvezdino jedro. Takrat fuzija ne more več steči. Jedro je stabilizirano in razvojni konec zvezde je blizu. S tem, ko ta proces steče, se v nekaj sekundah odigrajo dramatični procesi, pri čemer se lahko temperatura zvezde v sredici poveča tudi do 100 milijard °K in na izsev nekaj milijonov Sonc, ne da bi bilo to opazno v efektivni temperaturi površja. Ti procesi in dogajanja, ko zvezda končno doseže stabilno stanje (oziroma ravnovesje med sevalnim in gravitacijskim tlakom) so označeni kot Helijevi bliski. Pri zvezdah, ki so velikosti Sonca, ta proces traja približno eno milijardo let. Pri zlivanju helija nastanejo elementi do ogljika, še posebej do dušika in kisika. Ob tem še zmeraj, a v zelo pomanjšanem merilu poteka v sami sredici zlivanje vodika v helij. Zaradi povečanja temperature in celotnega izseva zvezde se zvezda razširi do stopnje rdeče orjakinje in nadorjakinje s tipičnimi 100 premeri Sonca (100 krat 696 000 km). Pri tem se zunanje plasti zvezde izvržejo v medzvezdni prostor in nastanejo planetarne meglice, ki imajo s planeti skupno le to, da so velike približno kot naše Osončje. Končno se zlivanje helija preneha in zvezde postanejo bele pritlikavke kot je opisano zgoraj. V samem jedru te meglice je zvezdni preostanek, ki je opredeljen kot bela pritlikavka. Nenazadnje, samo približno 20 % mase zvezde, ki jo je imela na začetku, preostane in se še naprej krči in ohlaja, dokler ni v premeru velika samo nekaj tisoč milj.

- Masivne zvezde z maso med 2,3 in 8 Sončevimi masami dosežejo po prenehanju zlivanja helija še naprej zlivanje ogljika, pri čemer nastanejo elementi do železa. Železo je v določenem smislu »zvezdni prah«, iz katerega lahko z jedrsko fisijo (jedrskim razpadanjem, kar izrabljajo jedrske elektrarne) pridobimo še nadaljnjo energijo. Zaradi zvezdnih vetrov ali ko se tvori planetarna meglica, izgubijo te zvezde velik delež svoje začetne mase. S tem padejo pod kritično mejo, ki zadostuje za eksplozijo supernove in dosežejo na koncu stanje belih pritlikavk.

- Masivne zvezde z masami nad 8 Sončevih mas zlijejo v zadnjih tisoč letih svojega življenjeskega cikla praktično vse lažje elemente v njihovem jedru do železa. Tudi te zvezde izgubijo velik del svoje začetne mase zaradi močnih zveznih vetrov v svojih zunanjih plasteh. Pri tem nastala meglica ima obliko dvodelne zgradbe, kot npr. meglica okoli zvezde Ete Gredlja (η Carinae, ki je znana tudi po največji znani masi, ki so jo pripisali zvezdam (155 Sončevih mas)). Pri tem se v sredici zvezde tvorijo lupinaste zgradbe in razporeditve, podobno kot je to pri čebuli (v sredici je železo, navzven pa si sledijo: silicij, neon, kisik, ogljik in helij), v katerih potekajo raznoliki procesi nadaljnjega zlivanja. Stanja in lastnosti snovi v teh lupinah so dramatične. Tako je npr. na primeru zvezde z maso 18 Sončevih mas, ki ima 40.000 kratni izsev Sonca in 50-kratni premer Sonca:

- Meja med helijevim in ogljikovim območjem je v smislu relativne temperature naraščanja gostote podobna Zemljinemu ozračju nad morsko gladino. Večinski delež mase celotne zvezde je zgoščen v jedru iz železa, ki ima premer samo približno 10.000 km. Takoj, ko ta del zvezde prekorači Chandrasekharjevo mejo, ki ima vrednost 1,44 Sončeve mase, se začne supernova tipa II. Pri tem se jedro zvezde sesede v nekaj sekundah medtem, ko sproščena energija zaradi nevtrinov in sevanja odpihne zunanje plasti zvezde in tvori razširjajoči eksplozijski oblak z udarnimi valovi. Prav takšni valovi lahko povzročijo, da se ogromni oblaki medzvezdne snovi začno sesedati in tvorijo planetarni sistem okrog ene zvezde ali pa tvorijo dvozvezdje.

- Pod katerimi pogoji kot končni rezultat supernove nastane nevtronska zvezda ali črna luknja še ni povsem znano in vsebinsko razčlenjeno. Pri tem igra bistveno vlogo masa zvezde, pomembno pa je tudi vrtenje predhodne zvezde in njeno magnetno polje, ki pri tem igrata nezanemarljivo vlogo. Pri tem, ko se jedro zvezde seseda se vrtilna količina zvezde prenese na stisnjen preostanek zvezde, ki je izredno gost in se zaradi tega vrtenje tega objekta močno pospeši. Obstajajo tudi milisekundni pulzarji (hitro vrteče se nevtronske zvezde, ki se zavrtijo v nekaj tisočinkah sekunde). Povsem možna je tudi tvorba kvarčne zvezde, katere obstoj je do sedaj le predmet teoretičnih razprav in teoretične astrofizike in je s tem v domeni domnev (njen obstoj še ni bil potrjen ali ovržen). Če se izbruh supernove zgodi v sistemu dvozvezdja, pri katerem poteka masni prenos od rdeče orjakinje k beli pritlikavki (izbruh supernove tipa Ia), lahko procesi zlivanja ogljikovih jeder zvezdo popolnoma raztrgajo.

Kasnejša leta in smrt zvezde

Bele pritlikavke

Bele pritlikavke so stabilne, ker je gravitacijska sila v ravnovesju z degeneracijskim tlakom zvezdinih elektronov. (To ni zmanjšano z odbijanjem elektronov, ampak je posledica Paulijevega izključitvenega načela.) Ko zvezdi ne preostane več goriva, zvezda seva preostanek energije v hladni medzvezdni prostor za nekaj milijonov let. Na koncu preostane hladna temna masa, ki ji včasih pravimo temna pritlikavka. Kakorkoli že, Vesolje ni dovolj staro, da bi takšne pritlikavke obstajale.
Če je masa bele pritlikavke ocenjena na več kot 1,44 sončnih mas (Chandrasekharjeva meja) (imenovana po ameriško indijskem fiziku, astrofiziku in matematiku Subrahmanyanu Chandrasekharju, ki jo je odkril) potem elektronski degeneracijski tlak upade in zvezda se sesede. To povzroči, da bela pritlikavka zablešči kot supernova vrste I. Te supernove so včasih močnejše kot smrt masivne zvezde (tip supernove tipa II). Torej, nobena bela pritlikavka, ki je masivnejša od 1,44 Sončeve mase, ne obstaja; elektronski degeneracijski tlak ni dovolj močan in zvezda se sesede v še poznejšo stopnjo zvezdinega razvoja: nevtronsko zvezdo (ki ima maso med 1,44 in 3,00 Sončevimi masami). Če bela pritlikavka tvori dvozvezdje in sta si zvezdi zelo blizu, potem snov z večje in manj gostejše zvezde orjakinje počasi pada v akrecijski disk, ki se nabira okrog bele pritlikavke, točka, kjer se ta padajoča snov dotakne akrecijskega diska pa močno sveti rentgensko svetlobo. Če je takšne snovi dovolj, pritlikavka lahko ponovno eksplodira. Ta eksplozija se imenuje nova ali celo ponavljajoča (retro) nova.

Srednja leta življenja zvezde

Po milijonu do nekaj milijard let, odvisno od njihove začetne mase, zvezdi začne primanjkovati vodika, ki kot gorivo vzdržuje njene reakcije. Večje in vroče zvezde porabijo zalogo vodika veliko hitreje kot hladnejše in manjše zvezde, kar drastično razporedi njihov razpon, ki ga prebijejo na stopnji razvoja zvezde z glavnega niza v nekaj milijard letih. Potem, ko v jedru zmanjka vodika, jedrski procesi v njem prenehajo. Brez sevalnega tlaka, ki ga ustvarjajo te reakcije (zlivanja atomskih jeder) začne prevladovati gravitacijska sila, zunanje plasti zvezde pa se začno sesedati in zgoščevati v samem zvezdinem jedru. Temperatura in tlak naraščata med nadaljnjim razvojem, do veliko večjih stopenj, dokler se helij ne začne zlivati v berilijeva jedra, potem ogljikova, dušikova in kisikova. Na novo ustvarjena vročina se začasno izenači z gravitacijsko silo, zunanje plasti pa se močno napihnejo; zvezda postane tudi do 100 -krat večja, kot je bila do tedaj. Zdaj postane rdeča orjakinja. Masa zvezde se ne poveča, kar pomeni, da se povprečna gostota zvezde močno zmanjša (razen v notranji sredici, kjer je gostota večja, kot je bila, dokler se je v njem zlival vodik). Kar se potem zgodi je odvisno od mase zvezde.

Glej tudi

- seznam zvezd

- zvezdni katalog

Kategorija:Astronomija
Kategorija:Nebesna telesa

-

ja:恒星

ko:항성

ms:Bintang

simple:Star

th:ดาวฤกษ์

Milijarda
Milijárda je število, ki označuje tisoč milijonov. Zapis v obliki števila je 1000000000 ali zaradi preglednosti 1 000 000 000 ali tudi 1.000.000.000, matematično pa 10⁹.

Brezrasežna števila med 10⁹ in 10¹¹ si lahko lažje predstavljamo z naslednjim seznamom:

- Katalog zvezd: Guide Star Catalog II ima vnose 998.402.801 različnih astronomskih teles.

- Računska meja 32-bitnega CPU-ja: 2 147 483 647 je enako 2³¹-1 in kot takšna največje število, ki lahko ustreza predznačenemu (dvojno komplementnemu) 32-bitnemu celemu številu na računalniku, kar vede do zgornje računske meje 32-bitnega CPU-ja kot je razred Intelovih računalniških procesorjev Pentium.

- Osnovni pari v genomu: okoli 3 · 10⁹ osnovnih parov v človeškem genomu.

- Spletne strani: okoli 3 · 10⁹ spletnih strani, ki jih je do leta 2003 indeksiral Google.

- Živa človeška bitja: okoli 6,3 ·10⁹ človeških bitij živi do leta 2003.

- Opazljive galaksije: med 1 · 10¹⁰ in 8 · 10¹⁰ galaksij je do leta 2003 opazljivih v Vesolju.

- Nevroni v možganih: okoli 10¹¹ nevronov v člveških možganih.

- Zvezde v naši Galaksiji: okoli 4 · 10¹¹ zvezd v naši Galaksiji.

Znanstvena predpona za milijardo je giga. Na primer, milijarda wattov je 1 GW.

Glej tudi

- 1 E3, 1 E4, 1 E5, 1 E6, 1 E7, 1 E8, 1 E9

- milijon

- bilijon

- seznam števil

- red velikosti (števila)

Kategorija:Števila
Kategorija:Red velikosti (števila)

Energija

Energíja je ena osnovnih fizikalnih količin, ki meri sposobnost sistema, da opravlja delo. Po zakonu o ohranitvi energije se skupna energija sistema spremeni natanko za prejeto ali oddano delo ali toploto. Energije torej ne moremo ustvariti ali uničiti - če se je denimo na račun oddanega dela zmanjšala skupna energija opazovanega sistema, se je za natanko toliko na račun prejetega dela povečala energija njegove okolice.

Mednarodni sistem enot predpisuje za energijo enoto joule. Druge enote za energijo so še kalorija, erg in BTU.

Kinetična energija

Kinetična energija je energija, ki jo ima telo zaradi svojega gibanja. Gibanje je lahko translacijsko, s čimer je povezana translacijska kinetična energija
: $W_k = \frac m v^2$

Pri tem je m masa telesa, v pa njegova hitrost.

Telesa, ki niso točkasta, se lahko tudi vrtijo okoli svoje osi. S tem je povezana vrtilna ali rotacijska kinetična energija
: $W_k = \frac J \omega^2$

Pri tem je J vztrajnostni moment telesa, ω pa njegova kotna hitrost.

V splošnem lahko vsako gibanje togega telesa razstavimo na translacijsko gibanje ter vrtenje okoli lastne osi, zato lahko njegovo kinetično energijo izračunamo kot vsoto translacijske kinetične energije težišča ter rotacijske kinetične energije pri vrtenju okoli osi, ki prebada težišče.

Potencialna energija

Potencialna energija je energija, ki jo ima telo v polju sil. Telo z dano maso ima tako v gravitacijskem polju določeno težnostno potencialno energijo, telo z danim nabojem pa ima v električnem polju električno potencialno energijo.

Potencialno energijo lahko vpeljemo v kateremkoli polju sil, če so sile konservativne.

Pogosto imenujemo vsoto kinetične in potencialne energije tudi mehansko energijo.

Notranja energija

Notranja energija je energija, ki jo ima telo zaradi svojega stanja. Stanje sistema navadno opredelimo s termodinamskimi spremenljivkami, kot so temperatura, tlak ali prostornina. Posebej enostaven zgled za odvisnost notranje energije od stanja sistema je idealni plin.

Za razliko od kinetične in potencialne energije, ki se nanašata na »zunanje« stanje sistema - ali se telo kot celota giblje, kakšna je lega njegovega masnega središča - k notranji energiji prištevamo prispevke, ki se nanašajo na »notranje« stanje snovi. Taka je po eni strani denimo kinetična energija gradnikov snovi, po drugi pa tudi vrsta prispevkov, ki imajo naravo potencialne energije: energija kemijskih vezi, energija jedrskih vezi ipd.

Prožnostna energija

Prožnostna energija je energija, ki jo ima prožno deformirano telo. Prožnostna energija napete vijačne vzmeti, za katero velja Hookov zakon, je tako enaka
: $W_ = \frac kx^2$

Pri tem je x raztezek, k pa konstanta vzmeti.

Kemijska energija

Kemijska energija je energija, povezana z nastankom in razgradnjo kemijskih vezi v molekulah. Pri vezavi atomov v molekule se lahko nekaj energije sprosti, če gre za eksotermno reakcijo. Nasprotno je treba za razgradnjo kemijske vezi, s katero so povezani atomi v molekuli, pri endotermnih reakcijah vložiti nekaj energije.

Kemijska energija predstavlja največji delež tehnično izrabljene energije: kemijsko energijo premoga, mazuta ali zemeljskega plina pretvarjamo v toploto za ogrevanje, kemijsko energijo premoga, mazuta ali zemeljskega plina pretvarjamo v termoelektrarnah v električno energijo, kemijsko energijo različnih naftnih derivatov pretvarjamo v avtomobilskih, letalskih ali ladijskih motorjih v kinetično energijo ipd.

Jedrska energija

Podobno kot so vezani atomi v molekuli, so vezani tudi nukleoni v atomskem jedru, le da te povezuje močna jedrska sila. Pri procesih, pri katerih se jedra preoblikujejo, se lahko del te energije sprosti kot jedrska energija.

Lastna energija

Posebna teorija relativnosti ponuja zvezo med lastno oziroma invariantno oziroma mirovno energijo telesa in njegovo maso:
: $E = mc^2$

Pri tem je m mirovna masa telesa, c pa hitrost svetlobe v praznem prostoru.

Glej tudi

- sončna energija

-
Kategorija:Fizika
Kategorija:Fizikalne količine
Kategorija:Mehanika
Kategorija:Termodinamika

ja:エネルギー
ko:에너지

ms:Tenaga

simple:Energy

th:พลังงาน

Gorivna celica

KOVINSKI HIDRIDI
Kovinski hidridi so spojine vodika s kovino. Običajni sistem kovinskih hidridov je narejen iz kovin, ki jih zdrobijo na drobna zrna tako, da je njihova površina čimvečja. Najbolj pogoste uporabljene kovine so: lantan (La), titan (Ti), nikelj (Ni) in magnezij (Mg), v različnih razmerjih. Iz teh kovin pripravijo zlitine in iz njih oblikujejo matrice v rezervoarju. Vodik se pod pritiskom vbrizga v rezervoar, kjer s kovino tvori kovinske hidride.Pri reakciji se sprošča toplota. Vodik se kot gorivo sprosti iz hidridov s ponovnim dovajanjem toplote v rezervoar. Slabost tega sistema je, da so kovine zelo težke in da ima manjši izkoristek kot sistemi za skladiščenje tekočega vodika.

Ekonomski vidiki uporabe gorivnih celic

žKljub dejstvu, da je proces delovanja gorivnih celic znan skoraj že dvesto let, uspešne ekonomične proizvodnja še ni. V svetu sicer že obratuje nekaj energetskih sistemov z gorivnimi celicami (Japonska, ZDA), ki pa so bolj raziskovalnega značaja. V zadnjem času se največ pričakuje od uporabe gorivnih celic v avtomobilski industriji, kar bi močno zmanjšalo emisijo škodljivih snovi, ki nastajajo pri zgorevanju goriv v motorjih z notranjim zgorevanjemi in omogočilo uporabo obnovljivih virov energije. Vendar pa se bo morala cena gorivnih celic še močno znižati, da bo prišlo do njihove komercialne uporabe. Trenutna cena energetskega sistema z gorivnimi celicami je 3000 EUR na kilovat električne moči. To pomeni, da bi stal sistem, z močjo 5 kW električne energije 15000 EUR. Za primerjavo lahko navedemo, da stane klasičen motor z notranjim zgorevanjem avtomobilskega proizvajalca 3000 EUR. Gorivne celice bodo postale tržno zanimive, ko bo njihova prodajna cena padla pod 1500 EUR na kilovat proizvedene električne moči, kar naj bi se zgodilo v nekaj letih. Pri koncernu Daimler - Chrysler so že napovedali, da naj bi prvo komercialno vozilo, ki ga bodo poganjale gorivne celice prišlo na trg okrog leta 2004, podobno napovedujejo tudi pri Toyoti in General motorsu.

Primer uporabe
Ameriško podjetje H - Power izdeluje kogeneracijski energetski sistem gorivnih celic, ki je še v fazi testiranja. Hišna kogeneracijska enota, kot jo imenujejo, uporablja kot gorivo zemeljski plin

Kategorija:Kemija

Elektron
Elektron je stabilni osnovni delec z maso 9,10 · 10^-31 kg (0,511 MeV/c²) in negativnim električnim nabojem 1,6 · 10^-19 As.

Elektroni so sestavni deli atomov. Ti so sestavljeni iz atomskega jedra, sestavljenega iz protonov in nevtronov, ter oblaka elektronov okoli jedra. Elektroni so približno 1800-krat lažji od protonov in nevtronov.

Elektron navadno označujemo z oznako e^-. Antidelec elektrona je pozitron, ki je elektronu enak v vsem, z izjemo pozitivnega električnega naboja.

Po vsem, kar vemo o njem, uvrščamo elektron med osnovne delce iz družine leptonov. Elektron ima spin 1/2, kar pomeni, da je fermion, oziroma da velja zanj Fermi-Diracova statistika.

Zgodovina

Elektron je ob preučevanju t.i. "katodnih žarkov" odkril leta 1897 Joseph John Thomson iz Cavendishevih laboratorijev na univerzi v Cambridgeu, Anglija. Natančneje je s poskusom z oljnimi kapljicami določil naboj elektrona leta 1911 Robert Andrews Millikan z univerze Columbia, ZDA.

Literatura

- Janez Strnad, Iz takšne so snovi kot sanje: od atomov do kvarkov, Mladinska knjiga, Ljubljana, 1988.

Kategorija:Jedro in osnovni delci

ja:電子
ko:전자

simple:Electron

th:อิเล็กตรอน

Plin
Plín je snov v takšnem agregatnem stanju, v katerem zavzame obliko posode, pri čemer ne ohranja stalne prostornine in ne tvori gladine, ampak zasede ves razpoložljiv prostor v posodi. Pline skupaj s kapljevinami uvrščamo med tekočine. Gostota plinov je pri navadnih pogojih dosti manjša od gostote kapljevin ali trdnin. Stisljivost plinov je veliko večja od stisljivosti kapljevin.

Idealni plin

Idealni plin je približek realnih plinov, v katerem zanemarimo privlačne sile med molekulami plina in delež, ki ga v prostoru, napolnjenem s plinom, zasedajo same molekule. Obnašanje idealnih plinov opišemo s splošno plinsko enačbo, njegova notranja energija pa je odvisna le od temperature.

Kategorija:Termodinamika

-

ja:気体

simple:Gas
zh-cn:气体
zh-tw:氣體

Plinski velikan
Plínski velikán je velik planet, ki ni sestavljen pretežno iz kamnin ali druge trdne snovi. Najverjetneje imajo tudi plinski velikani kamnito ali kovinsko jedro, večino mase takega planeta pa predstavlja plin (ki je zaradi visokega tlaka utekočinjen v kapljevinasto obliko). Za razliko od kamnitih planetov plinski velikani nimajo natančno določenega površja, zato se pojmi, kot so premer, površina, temperatura površja ali gostota površja navadno nanašajo na najbolj zunanjo plast, kot jo je videti iz vesolja (npr. z Zemlje).

Vsi plinski velikani v Osončju so večji od Zemlje: Jupiter, Saturn, Uran in Neptun. Znani so tudi kot jupitrovski planeti.

Kategorija:Planeti

ms:Gergasi gas

Molekula
Molékula je delec snovi, ki se v tekočinah giblje neodvisno od drugih delcev. Molekulo sestavljata dva ali več atoma, povezana s kemijsko vezjo. Molekula predstavlja najmanjši nedeljiv delec kemijskega elementa ali spojine, ki ohranja kemijske in fizikalne lastnosti te snovi.

Lastnost molekul je celoštevilčno razmerje med kemijskimi elementi, ki sestavljajo spojino, kar podaja empirična formula te spojine. Tako je voda vedno sestavljena iz vodika in kisika v razmerju 2:1, etanol pa iz ogljika, vodika in kisika v razmerju 2:6:1. Vendar pa zgolj razmerje med elementi ne podaja popolnega opisa molekule - dimetileter ima na primer enako razmerje kot etanol. Molekule z istimi atomi v enakih razmerjih imenujemo izomeri.

Kemijska formula po drugi strani odraža natančno število atomov, ki sestavljajo molekulo. Iz nje lahko izračunamo molsko maso, ki jo navadno izražamo v atomski enoti mase, enaki eni dvanajstini mase atoma izotopa ogljika ¹²C.

Kategorija:Atomska in molekulska fizika
Kategorija:Kemija

als:Molekül

ja:分子
ko:분자

simple:Molecule

th:โมเลกุล

Tekočina
Tekočína je skupno ime za podmnožico faz snovi, ki zajema kapljevine in pline, v posplošenem smislu pa lahko med tekočine uvrščamo tudi plazmo in plastične trdnine.

Skupna lastnost tekočin je, da lahko tečejo in se ne upirajo deformaciji. Drugače povedano: tekočine zavzamejo obliko posode, v katerih so shranjene. Vzrok temu je, da v tekočinah v pogojih statičnega ravnovesja ni strižnih sil. Posledica tega je Pascalov zakon iz katerega sledi pomembna vloga tlaka pri označevanju stanja tekočine.

Gibanje in deformacijo tekočin obravnava veja fizike, imenovana mehanika tekočin.

Najbolj znani tekočini sta voda in zrak, oziroma kisik. Voda je pri standardnih pogojih v tekočem stanju, zrak pa v plinastem. Kisik je pri normalnem tlaku tekoč med 50,35 K in 90,18 K (-222,81 °C - 182,81 °C).

Glej tudi

- reologija,

- termodinamika.

Kategorija:Mehanika tekočin
Kategorija:Termodinamika

Kovina
Kovína je v kemiji element, ki rad tvori katione in ima kovinske vezi, in za katerega včasih pravimo, da je podoben kationu v oblaku elektronov. Kovine so ena izmed treh skupin elementov, ki izstopajo po svojih ionizacijskih in veznih lastnostih, poleg polkovin in nekovin. V periodnem sistemu loči kovine od nekovin diagonalna črta od bora (B) do polonija (Po). Elementi na tej črti so polkovine; elementi spodaj levo so kovine; elementi zgoraj desno pa so nekovine.

Kovine imajo nekatere fizikalne lastnosti: po navadi se lesketajo (imajo sij, lesk), imajo večjo gostoto, so reztegljive in kovne, po navadi imajo visoko tališče, so po navadi trdne, in dobro prevajajo elektriko in toploto. Te lastnosti so večinoma posledica slabe vezi atoma z zunanjimi elektroni (valenčni elektroni); iz tega sledi, da valenčni elektroni tvorijo nekakšno »morje« okoli atoma. Večina kovin je kemično stabilna, z izjemo alkalnih kovin in zemeljsko-alkalnih kovin, ki so v najbolj levih skupinah periodnega sistema.

Nekovine so v naravi pogostejše, čeprav kovine sestavljajo večino periodnega sistema. Nektere zelo znane kovine so aluminij, baker, zlato, železo, svinec, srebro, titan, uran in cink.

Zlitina je zmes s kovinskimi lastnostmi, ki vsebuje vsaj en kovinski element. Primeri zlitin so jeklo (železo in ogljik), medenina (baker in cink), bron (baker in kositer) in duraluminij (aluminij, baker in magnezij). Zlitine narejene posebej za zelo zahtevno uporabo, kot so raketni motorji, lahko vsebujejo tudi več kot deset elementov.

Oksidi kovin so baze; tiste od nekovin so kisline. Alotropi kovin so po navadi lesketajoči, sijajoči, kovni, raztegljivi in dobri prevodniki, medtem ko so nekovine na slošno lomljivi (trdni elementi), nimajo sijaja in so izolatorji.

Kategorija:Fizika trdnega stanja
Kategorija:Periodni sistem elementov
Kategorija:Metalurgija

-

ja:金属

simple:Metal

zh-cn:金属 Odd Fellow-orden
Kategori:Ordenssällskap
Odd Fellow Orden är en politiskt och religiöst obunden orden som har anor från 1700-talet.

Historia
Odd Fellow har sitt ursprung i 1700-talets England där det existerade Odd Fellow-sammanslutningar med målen människokärlek, barmhärtighet och vänskap. Ett antal loger bildade en gemensam organisation som fick namnet Manchester Unity.

Den kom att bli grunden för det som i dag är den första logen i den nuvarande internationella ordensorganisationen. 26 april 1819 bildades i Baltimore, Maryland Washington Lodge No 1. De stadgar och regler som då stiftades är än i dag grunden för de regler och ritualer som Odd Fellow Orden arbetar efter.

1842 frigjorde sig den amerikanska grenen från Manchester Unity och bildade The Independent Order of Odd Fellows (I.O.O.F.).

1851 blev det möjligt att för OF-brödernas hustrur bli medlemmar i orden i en separat gren kallad Rebecka, som kom till Sverige först på 1960-talet.

Den första svenska logen nr 1 Scania i Malmö kom till stånd 1884 som en institution tillhörande den danska Storlogen och en svensk Storloge bildades 1897. Då fanns i landet redan elva loger tillhörande den danska Storlogen. De första Rebecka-logerna (kvinnliga) bildades 1967 i Malmö, Stockholm, Göteborg, Umeå, Eskilstuna och Linköping.

Organisation
Odd Fellow Orden är öppen för både kvinnor och män. De deltar i ordensarbetet i två likställda grenar, som har samma lagar och föreskrifter. De arbetar i skilda loger eftersom det rituella arbetet har olika symbolspråk. En kvinnlig medlem kallas Rebecka-syster.

Orden som f.n. förekommer i 24 länder med ca 256 000 medlemmar har i vårt land drygt 40 000 medlemmar i 272 loger.

Ordens mål
Orden har som mål att dess medlemmar ska utöva människokärlek och barmhärtighet i vänskap, kärlek och sanning. Detta mål vill Orden nå genom att utveckla medlemmarna genom etisk fostran. Det sker genom föredrag, samtal och diskussioner i etiska frågor, praktiskt arbete och genom att Ordens arbete förmedlas i ett rituellt arbete. I ritualerna gestaltas innebörden av begreppen Vänskap Kärlek Sanning.

Grunden för detta finns i Odd Fellow Ordens budord:

- Att besöka de sjuka

- Att hjälpa de nödställda

- Att begrava de döda

- Att uppfostra de föräldralösa.

Utbildningen sker stegvis i olika grader. I den lägsta graden – invigningsgraden – blir den nya medlemmen broder respektive syster i sin loge.

Humanitär verksamhet
Medlemmarna stöder varandra aktivt i såväl glädje som sorg. Odd Fellow Orden lämnar kontinuerligt stora bidrag till behövande utanför den egna kretsen, till medicinsk forskning och även till annan humanitär verksamhet. Exempel på detta är engagemanget i kraniofacial kirurgi i bl.a. Indien där man till förhållandevis låga kostnader kan förbättra livet för barn med gomspalt. Ett annat exempel är det barnhem, som byggts i Muang Mai i Phuket i Thailand efter tsunamikatastrofen i december 2004.

Att bli medlem i Orden
Den som redan är medlem kontaktar vänner och bekanta och informerar om Ordens verksamhet och den som är intresserad av att bli medlem kan också själv ta kontakt med loger på sin hemort för att få information. För att bli medlem krävs att man rekommenderas av någon som själv är medlem.

pharmacy gry zr�czno�ciowe bwin ruletka Pozycjonowanie}}}

:: RELATED NEWS ::

La Tour-Maubourg (métro parisien)
Catégorie:Ligne 8 du métro parisien La Tourg-Maubourg est une station du métro parisien sur la ligne 8, dans la commune de Paris.

La Station

La station est ouverte en 1913. Elle rend hommage au marquis Victor de Fay de la Tour-Maubourg (1768-1850), émigré pendant la Révolution, fut gé

Hellions
Les Hellions sont à l'origine une équipe de super-vilains de l'Univers Marvel et sont des ennemis des X-Men. Les Hellions sont aujourd'hui une équipe de super-héros composée d'élèves de l'Institut Xavier.

Les premiers Héllions

Les premiers héllions étaient une équipe fondée par Emma Frost, alors membre du Club des Dam

Liste des membres de présidences collégiales
Cette page dresse la liste des membres des présidences nationales collégiales actuellement en fonction.

Voir aussi

- Liste des dirigeants actuels
- Liste des dirigeants (territoires non indépendants)
- Liste des ministres des affaires étrangères
- dracunculose L'homme s'infeste en ingérant des cyclops infectés de la larve du ver. Les larves se libérent dans le tube digestif, et migre vers le tissu sous cutané. Au bout de plusieurs mois, quand la peau est en contact avec de l'eau, le ver femelle s'abouche à la peau pour libérer des nouvelles larves dans l'eau. Ces larves deviennent infestantes aprés leu

Filles du Calvaire (métro parisien)
Catégorie:Ligne 8 du métro parisien Filles du Calvaire est une station du métro parisien sur la ligne 8, dans la commune de Paris.

La Station

La station est ouverte en 1931. Elle rend hommage aux Calvairiennes ou Filles du Calvaire sont des soeurs bénédictines réformées. Antoinette d�

Saint-Sébastien-Froissart (métro parisien)
Catégorie:Ligne 8 du métro parisien Saint-Sébastien-Froissart est une station du métro parisien sur la ligne 8, dans la commune de Paris.

La Station

La station est ouverte en 1931. Elle rend hommage à Saint-Sébastien qui était un officier romain et aida les Chrétiens sous le règne d

Chemin Vert (métro parisien)
Catégorie:Ligne 8 du métro parisien Chemin-Vert est une station du métro parisien sur la ligne 8, dans la commune de Paris.

La Station

La station est ouverte en 1931. Elle porte le nom de la rue du chemin vert qui fut construite sur l’emplacement d’un sentier qui cheminait au milieu d