| 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)
|
.jpg)
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)