cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
903. gads
903. gads bija gads, kas pēc Jūlija kalendāra sākās sestdienā.
Radiācijas joslas
Radiācijas joslas ir magnetosfēras iekšējie apgabali, kuros debess ķermeņa magnētiskais lauks notur lādētās daļiņas.
Lo-Rakovice
Lo-Rakovice (ro) ir Rumānijas vasaras polārstacija Austrumantarktīdā. Izvietojusies Lāšemana pakalnu oāzē Ingridas Kristensenas krastā. Staciju 1986. gadā ierīkoja Austrālija ar nosaukumu Lo (en), nosauktu par godu austrāliešu zinātniekam un polāro pētījumu programmas pirmajam vadītājam Filipam Lo (Philipp Law). 2005. gadā Austrālija noslēdza memorandu ar Rumāniju 10 gadu periodam par bāzes kopīgu izmantošanu un tā oficiāli tika inaugurēta 13. janvārī, nosaukumu papildinot ar rumāņu ceļotāja Emīla Rakovices (Emil Racoviţă) vārdu. Stacijā galvenokārt tiek īstenoti starptautiski projekti dažādās zinību nozarēs ar Austrālijas, Ķīnas un Krievijas antarktisko programmu līdzdalību.
Kordova
Kordova var būt:
Radiants
Radiants — debess sfēras punkts, no kura šķietami nāk visi vienas meteoru plūsmas meteori. Faktiskās meteoru trajektorijas ir paralēlas, taču tie šķiet izlidojam no viena punkta perspektīvas efekta dēļ.
Kordova
Cilvēki:
Citi:
Totēmstabs
Totēmstabs ir no baļķa (galvenokārt no milzu tūjas Thuja plicata, ko pazīst arī kā rietumu sarkano ciedru) izgrebta skulptūra. Raksturīgi Ziemeļamerikas indiāņu ciltīm, kuras apdzīvo Savienoto Valstu ziemeļrietumu un Kanādas rietumu piekrasti. Totēmstabi nebija elki, kā uzskatīja daudzi kristīgie misionāri, bet gan pieminekļi, kuros attēlotais ciltskoks atklāja ģimenes statusu. Leģendas par katra nama ģimenes izcelšanos saistīja ar kādu garu dzīvnieku formā — kraukļa, vilka, lāča, ērgļa. Kokgriezumu, kas atspoguļoja šīs būtnes, bija ģimenes ģerboņi līdzīgi kā viduslaiku Eiropā.
Bagātas ģimenes skulptoriem pasūtīja totēmstabus dažādiem mērķiem, galvenokārt saistībā ar apbedīšanas rituāliem un kā piemiņas zīmes mirušajiem. Mirušā virsaiša mantinieks mēdza uzcelt totēmtabu, lai godinātu aizgājēju. Reizēm mirušā virsiaša mirstīgās atliekas tika apglabātas īpašā kastē šī totēmstaba galā. Totēmstaba pacelšanu vienmēr pavadīja krāšņa potlača ceremonija.
Etimoloģija
Vārds totēms ir atvasināts no odžibvu indiāņu vārda odoodem — "viņa ģints".
Kebabs
Kebabs (arābu un persiešu valodās:, [kabāb], turku valodā: kebab) ir uz oglēm vai citā veidā cepta vai grilēta gaļa pēc Tuvo Austrumu, centrālās Āzijas un Dienvidāzijas tautu tradīcijām. Kebaba pagatavošanai parasti izmanto jēra vai liellopu gaļu, bet atsevišķās receptēs pamatā ir vistas gaļa vai zivis. Sakarā ar ticības aizliegumiem, musulmaņi un jūdaisti kebabu negatavo no cūkgaļas.
1845. gads
1845. bija parastais gads, kas sākās trešdienā.
Kebabs
Kebabs uz iesma
Kebabs uz iesma (turku valodā: şiş kebabı [ʃiʃ kebabî]) ir uz oglēm cepti vai grilēti uz koka vai metāla iesma (turku valodā: şiş [ʃiʃ]) uzdurti nelieli gaļas gabali. Kebabam izmanto jebkādu gaļu un kopā ar gaļas gabaliem uz iesma parasti uzdur arī dārzeņus vai augļus (baklažāns, tomāts, paprikas pipars, sīpols un sēnes).
Latvijā un visā bijušās Padomju Savienības teritorijā populārs svētku ēdiens ir šiš-kebaba paveids šašliks (Krimas tatāru valodā: şışlıq [ʃîʃlîk] ).
Tiek uzskatīts, ka kebaba cepšanai uz iesma pirmsākumi meklējami viduslaiku osmaņu impērijas armijā, kuras karagājienos karavīri uz saviem zobeniem uzdurtos gaļas gabalus cepuši nometnes ugunskuros. Tomēr vēstures avotos ir arī liecības tam, ka šāds gaļas cepšanas veids bijis populārs arī pirms turku ienākšanas Bizantijā.
Grozītais kebabs
Grozītais kebabs (turku valodā: döner kebab [dœner kebab]) ir uz vertikāla iesma sadurtas lielas jēra vai vistas gaļas šķēles, kas griežas un tiek grilētas no vienas malas ar oglēm vai ar elektrisku sildītāju. Grozītais kebabs ir līdzīgs girosam, šavarmai un taco al pastor.
Grozīto kebabu parasti pasniedz smalki sagrieztu ar salātiem kā pildījumu pitas maizē, picās vai uz šķīvja kopā ar ceptiem frī kartupļiem. Grieztais kebabs ir populārs ātro uzkodu ēdiens vairākās Eiropas valstīs.
Loka šaušana 2008. gada vasaras olimpiskajās spēlēs vīriešu komandām
2008. gada vasaras olimpiskajās spēlēs loka šaušanā vīriešu komandā uzvaru izcīnija Dienvidkorejas komanda. Sacīkstēs piedalījās 12 komandas.
Riets
Riets ir debess spīdekļa pazušana zem matemātiskā horizonta. Saulei un Mēnesim riets ir diska augšējās malas pazušana zem matemātiskā horizonta.
Reliktstarojums
Reliktstarojums ir zemas intensitātes kosmiskais radiostarojums, kas aizpilda Visumu un veido vienmērīgu radiostarojuma fonu ar niecīgām intensitātes fluktuācijām. Tas radies Visuma agrīnā evolūcijas posmā.
Angolas futbola izlase
Angolas futbola izlase ir nacionālā futbola komanda, kas pārstāv Angolas valsti starptautiskās futbola sacensībās. Angolas futbola izlasi pārvalda Angolas Futbola federācija. Savu pirmo spēli izlase aizvadīja 1976. gadā pret Kongo izlasi. Pirmo un pagaidām vienīgo reizi Pasaules kausa finālturnīrā angolieši piedalījās 2006. gadā, kur gan neizkļuva no apakšgrupas. Nāciju kausa izcīņā Angolas izlase ir piedalījusies 8 reizes, tās lielākais sasniegums ir iekļūšana ceturtdaļfinālā 2008. un 2010. gadā.
1998. gada F1 sezona
1998. gada F1 sezona bija 49. F1 sezona. Tā sākās un beidzās.
Mika Hekinens izcīnīja savu pirmo titulu pārspējot Mihaelu Šūmaheru sīvā cīņā, kura turpinājās līdz pat sezonas pēdējai sacīkstei. Williams komanda, kuras piloti pirms gada izcīnīja uzvaras, šajā sezonā rādīja daudz vājāku sniegumu. Abi piloti ne tikai nebija spējīgi izcīnīt nevienu uzvaru, bet arī kopā tikai par četru punktu pārsvaru pārspēja 4. vietā esošo Jordan komandu.
Rotācijas periods
Rotācijas periods ir laika intervāls, kurā planēta vai cits debess ķermenis veic vienu apgriezienu ap asi attiecībā pret zvaigznēm. Arī diennakts.
Airēšana 2008. gada vasaras olimpiskajās spēlēs
Airēšanā 2008. gada vasaras olimpiskajās spēlēs tika sadalīti 14 medaļu komplekti. Sacensības notika no 9. līdz 20. augustam, Šunji airēšanas un kanoe parkā.
Sacensību formāts
Sacensības notiek šādās 14 disciplīnās:
Pīlādžu iela (Rīga)
Pīlādžu iela ir Rīgas iela Kurzemes rajonā, Imantas apkaimē. Kopējais ielas garums ir 245 metri un tā sastāv no 1 braukšanas joslas.
Ielu savienojumi
Pīlādžu iela ir savienota ar šādām ielām:
Suns (albums)
Suns ir latviešu grupas Tumsa sestais studijas albums. Albums tika izdots sadarbībā ar ierakstu kompāniju Mikrofona Ieraksti. Albuma producenti ir Mārtiņš Freimanis un Gints Stankevičs. Albuma nosaukums ir veltīts M. Freimaņa kucītei Pepei. Šis ir pēdējais grupas studiju albums, kura ierakstā piedalījies Freimanis.
Sallija Pīrsone
Sallija Pīrsone (en; dzimusi Sallija Maklīlana (Sally McLellan) ) ir bijusī austrāliešu vieglatlēte, startēja barjersprinta distancē.
Piedalījusies divās Olimpiskajās spēlēs. 2008. gadā Pekinā izcīnīja sudraba medaļu 100 m/b ar rezultātu, savukārt pēc četriem gadiem Londonā austrāliete kļuva par Olimpisko spēļu čempioni ar ātru skrējienu (jauns olimpiskais rekords). 2011. gada Pasaules čempionātā viņa izcīnīja zeltu 100 m/b, uzstādot jaunu personisko rekordu, pēc diviem gadiem Maskavā izcīnīja sudrabu. Izcīnījusi uzvaru arī 2010. un 2014. gada Nāciju Sadraudzības spēļu 100 m/b distancē. Ar panākumiem startējusi arī jaunieša vecumā. 2003. gada Pasaules jaunatnes čempionātā izcīnīja uzvaru 100 m/b distancē, savukārt 2004. gada Pasaules junioru čempionātā ieņēma 3. vietu 100 m gludās distances finālā. 2011. gada novembrī IAAF viņu nosauca par gada labāko vieglatlēti pasaulē. Viņa ir pirmā austrāliete, kas saņem šādu apbalvojumu.
Sallijai Pīrsonei pieder arī viens Ginesa rekords: 100 m distanci ar olu karotē viņa ir spējusi veikt 16,59 sekundēs, ievērojami uzlabojot iepriekšējo sasniegumu.
Monteiru
Monteiru (pt — 'mednieks') ir portugāļu cilmes uzvārds. Cilvēki ar šo uzvārdu:
1844. gads
1844. gads bija garais gads, kas sākās pirmdienā.
Britu Antarktiskais dienests
Britu Antarktiskais dienests (en) ir Apvienotās Karalistes valdības institūcija, kas nodarbojas ar Antarktikas izpētes programmu organizēšanu un koordinēšanu. Iekļauts Vides izpētes padomē (Natural Environment Research Council; NERC). Dienests organizē piecu polārstaciju darbību Antarktikā, tam pieder divi izpētes kuģi un pieci lidaparāti. Koordinē Antarktikas izpētes programmas sadarbībā ar vairāk nekā 40 Apvienotās Karalistes universitātēm un vairāk nekā 120 nacionālās un starptautiskās sadarbības programmas. Dienesta galvenais birojs atrodas Kembridžā, Anglijā, pastāvīgs birojs tiek uzturēts Stenli, Folklenda Salās.
Vēsture
Institūcija izveidota 1945. gada jūlijā, civilā pārvaldē Koloniju birojam nododot Operācijas “Tabarin” organizatorisko struktūru un Antarktikā izveidotās bāzes un nodēvējot to par Folklenda Salu Teritoriju dienestu (Falkland Islands Dependencies Survey; FIDS). Institūcija nodarbojās ar zinātnisko pētniecību Folklenda Salu atkarīgajā teritorijās (dependencies) — Dienvidšetlendu salās, Dienvidorkneju salās un Greiema Zemē. 1962. gada 3. martā, pēc Antarktikas Līguma parakstīšanas, minētās teritorijas tika atdalītas no Folklendu Salām un izveidota atsevišķa Britu Antarktiskā teritorija. Sakarā ar šo reorganizāciju Folklendu Salu Teritoriju dienestu jau 1962. gada 1. janvārī pārdēvēja par Britu Antarktisko dienestu.
Polārstacijas
Darbības laikā dienests ierīkojis 22 polārstacijas, no kurām 8 darbojas. Divas no tām (vissezonas Kingedvardpointa un Bērdailenda) atrodas Dienviddžordžijas un Dienvidsendviču salu teritorijā, bet 6 (vissezonas Rotera un Haleja, vasaras Fosilblafa, Signi un Skaiblū, kā arī stacija muzejs Portlokruā) — Britu Antarktiskajā teritorijā. Dienests uztur arī Arktisko pētniecības staciju Nīolesunnā, Svalbārā.
Vecmoku pagasts
Vecmoku pagasts bija viena no Tukuma apriņķa pašvaldībām tā vidienē. Robežojās ar Tukuma pilsētu un Milzkalnes, Smārdes, Tumes, Pūres un Sēmes pagastiem. Sastāvēja no divām daļām, mazākā no kurām bija atdalīta ar Tukuma pilsētas teritoriju. Pagasta valde atradās Vecmokās.
Vēsture
Dibināts pēc muižu pagastu likvidēšanas sakarā ar 1866. gada pagastu pašvaldību likuma pieņemšanu. 1945. gada 10. septembrī pagastā izveidoja Lazdu un Vecmoku ciema padomes. Pagastu likvidēja 1949. gada 31. decembrī, ciemus iekļaujot Tukuma rajonā. Mūsdienās Vecmoku pagasta teritorija iekļauta Tukuma novada Tumes un Sēmes pagastos un nelielas teritorijas Tukuma pilsētā un Smārdes pagastā.
Antananarivu
Antananarivu ir Madagaskaras galvaspilsēta un lielākā pilsēta, kā arī Analamangas reģiona administratīvais centrs. Burtiski pilsētas nosaukums tulkojas kā ‘tūkstoša pilsēta’. Laikā, kad Madagaskaru bija kolonizējuši franči, pilsētu sauca par Tananarivu.
Vēsture
Antananarivu ap 1625. gadu dibināja merinu karalis Andriandzaka. 1797. gadā tā kļuva par merinu karaļu dzīves vietu un līdz ar par Merinas karalistes galvaspilsētu. Laika posmā no 1810. līdz 1828. gadam merinu karalis Radama I iekaroja visu Madagaskaras salu, un kopš tā laika Antananarivu ir bijusi salas centrālā pilsēta. 1895. gadā salu iekaroja franči un Antananarivu kļuva par Madagaskaras protektorāta administratīvo centru. Franču valdīšanas laikā pilsēta bija zināma kā Tananariva vai saīsinājumā Tana. 1960. gadā Madagaskara kļuva par neatkarīgu valsti, un Antananarivu — par tās galvaspilsētu.
Ģeogrāfija
Antananarivu atrodas Madagaskaras centrālajā daļā, Analamangas reģionā. Pilsēta atrodas augstkalnu apgabalā, aptuveni 1270 metrus virs jūras līmeņa. Kopā ar piepilsētām tā ir zināma kā Antananarivo-Renivohitra, kas tulkojumā nozīmē ‘Antananarivu-mātes kalns’ vai ‘Antananarivu-galvaspilsēta’.
Pēc Kepena klimata klasifikācijas Antananarivu valda mērens klimats ar sausām ziemām (Cwb).
Urla (pilsēta)
Urla ir pilsēta Turcijā, Izmiras ilā. Pilsēta atrodas mazā zemesšaurumā uz Urlas pussalas Egejas jūras Izmiras līcī. Pilsēta ir izstiepta gar jūras krastu un aptver ievērojamu pussalas teritoriju. Liela daļa pilsētas teritorijas ir neapbūvēta un pieder citās pilsētās dzīvojošiem zemes īpašniekiem.
Urlas ilče (rajons) robežojas ar ila galvaspilsētu Izmiru un Gizelbahči, kur apbūve ir intensīvāka. Tā kā Izmira ir ļoti tuvu (tikai 35 km), ievērojama Urlas iedzīvotāju daļa ir turīgākie Izmiras iedzīvotāji, kas gandrīz katru dienu ceļo no ila centra uz Urlu pa jaunuzbūvēto sešjoslu autostrādi. Neskatoties uz to, Urlas ilče ir saglabājusi savu piepilsētas kūrorta ainavu Karaburunas pussalas krastos. Austrumos ilče robežojas ar Češmes un Karaburunas ilčēm.
Nosaukums
Nosaukums „Urla” cēlis no grieķu vārda Βουρλά (Vourla) — purvājs. Šādi rietumu avotos pilsētu sauca līdz 20. gs. sākumam. Urlas vietā agrāk atradās antīkā Klazomenas pilsēta, kuras paliekas var apskatīt arī mūsdienās.
.be
.be ir Beļģijas Interneta augstākā līmeņa domēns (ccTLD). Kad 1989. gadā domēns kļuva aktīvs to pārvaldīja Pīrs VerbātensPierre Verbaeten no Lēvenas Katoļu universitātes. 2000. gadā kontrole pār šo augstākā līmeņa domēnu tika nodota DNS Belgium. 2005. gada nogalē bija reģistrēti vairāk kā 470 000 domēni.
2005. gada novembrī tika paziņots, ka līdz 2006. gadam .be domēnu būs iespējams reģistrēt bez maksas. Vienīgais ierobežojums — vienas personas reģistrēto domēnu skaits. Šīs akcijas pirmajā dienā tika reģistrēti 17 000 domēni.
Domēna reģistrācija notiek otrajā līmenī. Dažām lielākajām Beļģijas mācību iestādēm, tādas kā abas Briseles Brīvās universitātes (nīderlandiešu un franču) izmanto trešā līmeņa domēnu ac.be, bet abas Lēvenas Katoļu universitātes (nīderlandiešu un franču) un Gentes Universitāte šo otrā līmeņa domēnu neizmanto.
Domēnu .be ir iespējams reģistrēt ar akreditēta aģenta palīdzību.
Zvaigzne
Zvaigzne ir masīva jonizētas gāzes — plazmas lode, kas izstaro gaismu un citu elektromagnētisko starojumu, kā arī elementārdaļiņas, un uztur sevi līdzsvarā starp pašas masas radīto gravitāciju un iekšējo spiedienu, kuras dziļumā notiek termiskās kodolsintēzes reakcijas. Lielāko daļu no sava mūža zvaigzne spīd, pateicoties kodoltermiskām reakcijām tās dzīlēs, kā rezultātā atbrīvojas enerģija, kas nonāk līdz zvaigznes virsmai un tiek izstarota kosmosā elektromagnētiskā starojuma un dažādu elementārdaļiņu veidā. Zvaigznes telpā ir apkopotas galaktikās, ap kuru centru tās riņķo.
.be
Reģionālie domēni
Labēja partija Vlaams Belang iesniedza Flandrijas reģiona Flāmu Parlamentā projekta uzmetumu flāmu augstāka līmeņa .vl (no "Vlaanderen", flāmi holandiešu valodā) domēna iegūšanai, bet tas neguva atbalstu pārējo partiju vidū. Tikai ANO atzītas valstis var iegūt divu burtu augstāka līmeņa domēnus. 2008. gada oktobrī flāmu valdība izteica vēlmi iegūt Flandrijai augstāka līmeņa domēnu .vla, .vln vai .fla.
Zvaigzne
Kopā ar neapbruņotu aci debesīs naktī ir redzamas apmēram 6000 zvaigznes, pa 3000 katrā puslodē. Visas zvaigznes, kas saskatāmas no Zemes (ieskaitot tās, kuras redzamas ar visspēcīgākajiem teleskopiem), atrodas vietējā galaktiku grupā, izņemot dažas uzliesmojošās pārnovas.
Raksturojums
Zvaigznes lielākās raksturojuma iedaļas ir tās masa, starjauda, spektra klase un izstarojums acij neredzamajās spektra daļās, vecums, sastāvs un metālisms, magnētiskais lauks. Bieži zvaigžņu īpašības tiek izteiktas Saules daudzumos: piemēram, Saules masa (M⊙) ir 1,99⋅1030 kg, Saules rādiuss (R⊙) ir 6,96⋅108 m un Saules spožums (L⊙) ir 3,85⋅1026 W. Dažreiz absolūto zvaigžņu lielumu izmanto kā spilgtuma mēru: tas ir vienāds ar šķietamo zvaigznes lielumu, kāds tai būtu, ja tā būtu 10 parseku attālumā no novērotāja.
Masa
Zvaigznes masa pamatā nosaka tās evolūcijas tipu pēc noiešanas no galvenās secības, pēc kura zvaigznes iedalās pārmilžos, pundurzvaigznēs, mazajās pundurzvaigznēs un subzvaigznēs. Parasti zvaigžņu masas svārstās no 0,075 līdz 120 M⊙, lai gan dažreiz ir zvaigznes ar lielāku masu — zvaigzne ar maksimāli zināmo masu R136a1 Lielajā Magelāna Mākonī ir 265 reizes masīvāka nekā Saule, un, veidojoties, tās masa bija 320 M⊙. Zvaigznes masu ar labu precizitāti var izmērīt tikai tad, ja tā atrodas vizuāli saskatāmā dubultzvaigžņu sistēmā, kuras attālums ir zināms — tad masu nosaka pēc universālā gravitācijas likuma.
Izmēri
Zvaigžņu rādiusi parasti ir robežās no 10−2 līdz 103 R⊙, taču sakarā ar to, ka zvaigznes atrodas pārāk tālu no Zemes, to leņķa izmērus ir grūti noteikt: šim nolūkam var izmantot, piemēram, interferometriju, taču tās precizitāte ir neliela. Visbiežāk tiek lietota salīdzinošā metode, kurā zvaigznes absolūtais spožums tiek salīdzināts ar zvaigznes spektru un izmērs izsecināts pēc analoģijas ar zināmajām šādām zvaigznēm.
Starjauda
Astronomijā starjauda ir gaismas daudzums un citas izstarotās enerģijas formas, ko zvaigzne izstaro vienā laika vienībā. Zvaigznes starjauda ir nosakāma pēc zvaigžņu rādiusa un virsmas temperatūras. Bieži zvaigznes neizstaro vienādu plūsmu visos virzienos. Ātri rotējošajām zvaigznēm, piemēram, Vegai, enerģijas izstarojums no poliem ir lielāks nekā no tās ekvatora. Zvaigžņu absolūtais spilgtums var svārstīties no 10-4 līdz 106 L⊙. Pārmilžiem ir vislielākais rādiuss un parasti arī spilgtums.
Virsmas laukums ar zemāku temperatūru un starjaudu nekā vidējā ir pazīstams kā plankums. Vidēji spožajām pundurzvaigznēm, tādām kā Saule, šie plankumi ir salīdzinoši nelieli. Turklāt šos plankumus parasti pavada spožāks apgabals to apmalē, tādēļ tie maz ietekmē šo zvaigžņu kopējo spožumu. Vēsajām zvaigznēm tie ir daudz lielāki, ilgstošāki un ievērojami ietekmē starjaudu.
Spektra klase
Zvaigznes spektrs norāda uz tās ķīmisko sastāvu un temperatūru, kas ļauj klasificēt zvaigzni pēc šiem rādītājiem. Pamatā zvaigznes sastāv no ūdeņraža un hēlija, un jaunajās zvaigznēs ūdeņradis veido 72–75% no masas, bet hēlijs — 24–25%, un hēlija īpatsvars palielinās līdz ar vecumu, tikai uz beigām veidojoties smagākiem elementiem. Zvaigžņu spektri gandrīz visi ir absorbcijas spektri. Tas ir saistīts ar to, ka zvaigžņu ārējais apvalks absorbē daļu tās izstarojuma, un absorbētā daļa norāda uz atmosfēras sastāvu.
Magnētiskais lauks
Visām zvaigznēm ir magnētiskais lauks. Zvaigznes magnētisko lauku galvenokārt rada dinamo efekts, kurā neliela daļa no zvaigznes griešanās enerģijas ap savu asi pārveidojas elektromagnētiskajā laukā. Tomēr, šis lauks nav viendabīgs, Saulei līdzīgajām zvaigznēm to stipri ietekmē konvektīvās strāvas no zvaigznes dzīlēm uz virsmu, neviendabīgā griešanās un citi faktori.
Mērvienības
Lielāko daļu zvaigžņu raksturlielumu parasti izsaka SI mērvienību sistēmā, bet tiek izmantota arī CGS (piemēram, spilgtumu izsaka ergos sekundē). Masu, spilgtumu un rādiusu bieži norāda attiecībā pret Sauli, kura tiek uzskatīta par vidēju zvaigzni — lai gan ap 80% zvaigžņu ir mazākas un blāvākas par Sauli, tomēr ir ap 10% ievērojami vai pat nesalīdzināmi spožāku.
Saules masa M⊙ pati par sevi nav pietiekami precīzi noteikta Ņūtona gravitācijas konstantes aptuvenuma (10−4) dēļ, taču tā ir diezgan precīzi noteikta kā masas un šīs konstantes izteiksme:
Lai norādītu attālumu līdz zvaigznēm, tiek izmantotas tādas vienības kā gaismas gads un parseks (vienāds ar 3,2615 gaismas gadiem).
Mazākus attālumus, piemēram, milzu zvaigžņu rādiusu, planētu orbītas vai dubultzvaigžņu lielāko pusasi, bieži izsaka, izmantojot astronomiskās vienības (AU), kur 1 AU ir vienāda ar vidējo attālumu starp Zemi un Sauli (apmēram 150 miljoniem km).
Lielveikals
Lielveikals jeb supermārkets ir pārtikas veikalu veids. Tiem raksturīga pašapkalpošanās, plaša pārtikas izstrādājumu un saimniecības preču daudzveidība, kā arī noteikta veida preču izvietojums atbilstošos nodalījumos. Lielveikals ir lielāks par parastajiem veikaliem, taču mazāks par hipermārketu.
Zvaigzne
Zvaigznes uzbūve
No novērojumiem ir zināms, ka zvaigznes parasti ir statiskas, tas ir, tās atrodas hidrostatiskā un termodinamiskā līdzsvarā. Tas attiecas arī uz maiņzvaigznēm, jo to mainīgums visbiežāk ir parametru svārstības ap līdzsvara punktu. Turklāt starojuma pārnešanai no zvaigznes iekšējiem slāņiem uz ārpusi ir jāievēro enerģijas nezūdamības likums.
Lielākajā daļā zvaigžņu to viela pakļaujas ideālas gāzes stāvokļa vienādojumam, un, tuvojoties zvaigznes centram, palielinās tādu parametru vērtības kā temperatūra, materiāla blīvums un spiediens: piemēram, Saules centrā temperatūra, pēc aprēķiniem, sasniedz 15,5 miljonus Kelvina grādu, blīvums ir 156 g/cm³ un spiediens — 2⋅1016 Pa.
Iekšējā struktūra
Zvaigznes iekšienē atbrīvotā enerģija tiek pārnesta uz virsmu, no kurienes daļa tās izstarojas kosmosā. Enerģiju zvaigznēs, izņemot protozvaigznes un brūnos pundurus, rada kodoltermiskā sintēze, kas notiek vai nu zvaigznes kodolā, kur temperatūra un spiediens ir maksimāli, vai slāņa avotā ap inertu kodolu. Šāda situācija rodas, piemēram, submilžos, kuru kodolu veido hēlijs, un tā sadegšanas priekšnoteikumi vēl nav sasniegti. Saules kodola robeža atrodas 0,3 R⊙ attālumā no tās centra.
Dažādās zvaigznēs starojuma pārneses zona un konvekcijas zona izvietotas atšķirīgi. Piemēram, galvenās secības zvaigznēs, kuru masa pārsniedz 1,5 M⊙, kodolu ieskauj konvekcijas zona, un starojuma pārneses zona atrodas ārpusē. Masas diapazonā no 1,15 līdz 1,5 M⊙ zvaigznēm centrā un pie ārējās robežas ir divas konvekcijas zonas, kuras atdala starojuma pārneses zona. Zvaigznēs ar mazāku masu ārpusē ir konvekcijas zona, un iekšpusē ir starojuma pārneses zona — Saule pieder šādām zvaigznēm, šo reģionu robeža atrodas 0,7 R⊙ attālumā no tās centra. Mazākas masas zvaigznēs ir tikai konvekcijas zona.
Zvaigznes atmosfēra
Zvaigžņu atmosfēras nestabilā daļa ir zvaigžņu vējš — pastāvīga vielas aizplūde no atmosfēras kosmosā. Visspēcīgākais zvaigžņu vējš tiek novērots masīvām zvaigznēm; zemas masas zvaigznēm tas aiznes nelielu masas daļu, Saulei visā galvenās secības periodā tas aiznesīs 0,1% masas. Zvaigžņu vējš ar laiku ievērojami palēnina zvaigznes rotāciju ap asi. Zona, kurā Saules vēja ietekme ir lielāka nekā apkārtējo zvaigžņu ietekme, tiek saukta par heliosfēru.
Zvaigžņu paaudzes
Zvaigžņu paaudzes jeb populācijas ir secīga zvaigžņu veidošanās, kura tiek rēķināta apgrieztā kārtībā: vissenākās ir III paaudzes zvaigznes, kuras izveidojās Visuma eksistences sākumā un vairs nepastāv. Šīs zvaigznes pamatā bija milzīgas, smago elementu trūkuma apstākļos ātri izdega un un eksplodēja, piepildot Visumu ar to sprādzienu radītiem smagākiem elementiem. Daļa pētnieku uzskata, ka tā nebija atsevišķa paaudze, bet II paaudzes daļa. II paaudzes zvaigznes nosacīti ir vacākas par 10 miljardiem gadu, kamēr I paaudzes — jaunākas par šo laiku. II paaudzes zvaigznes satur vairākas reizes mazāk smago elementu, t.i. visu elementu, kas smagāki par hēliju, nekā I paaudzes zvaigznes, jo tās veidojušās ar tiem nabadzīgākā vidē. Attiecīgi, ap jaunākajām — pirmās paaudzes zvaigznēm teorētiski būtu daudz lielākas izredzes sastapt Zemei vai Marsam līdzīgas akmeņainas planētas, kamēr II paaudzes zvaigžņu sistēmas drīzāk sastāvētu tikai no gāzu planētām, kā Jupiters vai Neptūns. Tomēr līdzšinējie novērojumi to neapstiprina, lai gan viņu vēl ir par maz, lai varētu izdarīt stingrus secinājumus.
Zvaigžņu evolūcija
Zvaigznes sākotnējā masa ir galvenais parametrs, kas nosaka veidojošās zvaigznes tipu un tālākās eksistences virzību. Dažos gadījumos to ievērojami ietekmē arī vielas sastāvs, no kuras tā veidojusies, un citu zvaigžņu tuvums. Zvaigznes masas daudzumu nosaka tās sākotnēji veidojušās vielas daudzums apkārtējā telpā. Daudzu zvaigžņu temperatūras grafiks attiecībā pret starjaudu, pazīstams kā Hercšprunga—Rasela diagramma (H—R diagramma), ļauj noteikt zvaigznes vecumu un tās vietu evolūcijā.
Izveidošanās
Zvaigznes attīstība sākas ar kosmosā izkliedētu gāzu un putekļu daļiņu satuvināšanos gravitācijas iespaidā. Apvienojoties to kopējā gravitācija ļauj pievilkt aizvien lielāku citu daļiņu daudzumu, līdz izveidojas liela pārsvarā no ūdeņraža gāzes sastāvoša lode, kura gravitatīvās saspiešanās rezultātā aizvien vairāk sakarst. Kopā ar zvaigzni bieži veidojas gāzu un putekļu disks ap to, kura kustības moments ļauj tam saglabāt distanci no saraušanās centra un izveidot planētas. Ja vielas apkaimē ir bijis pietiekoši, tad karstuma un blīvuma ietekmē zvaigznes iekšienē sākas litija un berilija, bet pieaugot temperatūrai, ūdeņraža kodoltermiskā reakcija, kuras rezultātā no citiem vieglajiem elementiem veidojas hēlijs, bet liekā enerģija atbrīvojas starojuma veidā. Ar šo ūdeņraža reakcijas sākšanās momentu tiek uzskatīts, ka protozvaigzne kļuvusi par zvaigzni. Zvaigzne ar savām kodoltermiskajām reakcijām pati uztur savu temperatūru un izmērus vai nu maz mainīgā līdzsvarā, vai pulsāciju veidā.
Ūdeņraža reakcijas periods
Jo lielāka sākotnējā zvaigznes masa, jo tā ātrāk izveidojas, spožāka un ātrāk sadedzina savu ūdeņraža resursu. Augstās temperatūras masīvākajās zvaigznēs ļauj pēc tam turpināt reakcijas, izlietojot hēliju un tam sekojošos elementus līdz pat dzelzij, tomēr tās ir aizvien mazāk efektīvas un uztur zvaigzni aizvien īsāku laiku. Ūdeņraža reakcijas laikā zvaigzne ir galvenās secības pundurzvaigzne, lai gan tādām masīvām ātri sadegošām zvaigznēm kā O un B klases pārstāves atšķirība starp punduri un milzi ir visai nosacīta. Vidēji zvaigzne atrodas uz galvenās secības, t.i., ūdeņraža kodoltermiskās sadegšanas periodā, ap 90% sava mūža laika. Saulei šis laiks tiek lēsts uz 10—13 miljardiem gadu. Masīvākās zilganās zvaigznes spēj tādā stāvoklī eksistēt tikai dažus miljonus gadu, kamēr savu nelielo resursu lēni dedzinošie sarkanie punduri var pastāvēt triljoniem gadu, kas daudzkārt pārsniedz pašreizējo Visuma vecumu.
Noiešana no galvenās secības
Zvaigznes attīstība pēc tam, kad hēlija daudzums zvaigznes kodolā sasniedzis noteiktu procentu, atkarīga no tās masas. Standarta varianti ir:
Mazas masas zvaigznes
Par nelielas masas zvaigznēm ar M⊙≤0,2 vai pat ≤0,5 trūkst datu, jo neviena no tām vēl nav sasniegusi šo stadiju. Tiek domāts, ka to ķīmiskās vienveidības un kodola trūkuma dēļ tās spēs turpināt izlietot zvaigznē esošo ūdeņradi un pamazām uzkarsīs līdz hipotētiskai zilā pundura stadijai, tomēr pašlaik tas ir tikai teorētisks modelis. Iespējams, ka zvaigznes ar M⊙=0,2—0,5 sasniegs sarkanā milža stadiju analoģiski masīvākām zvaigznēm, bet, nespēdamas nodrošināt sekojošo hēlija reakciju, pēc tās kļūs par baltajiem punduriem.
Vidējas masas zvaigznes
Vidējas masas zvaigznes ar M⊙ no 0,5 līdz 8, kad kodols sācis sastāvēt galvenokārt no hēlija, sāk atdzist un izplesties, pārejot submilžu stadijā. Zvaigznēm ar M⊙=0,5—1,5 šis process notiek ar hēlija sintēzi apvalkā ārpus kodola, bet masīvākās vispirms saraujas, kas sakarsē apvalku un tālāk process notiek tāpat. Šī stadija ilgst ap miljonu gadu, un tās rezultātā tādai zvaigznei kā Saulei izmēri kļūs vairākas reizes lielāki, temperatūra tuvosies K klasei un spožums nedaudz pieaugs. Zvaigznes ar lielāku masu kā Saulei šai stadijā reizēm kļūst par cefeīdām — pulsējošām zvaigznēm, tomēr to nestabilitātes periods ir īss un pārejošs.
Pēc submilžu stadijas seko sarkanā milža stadija, kurā hēlija kodols kļuvis pietiekami masīvs un sāk saspiesties. Zvaigznēm ar M⊙ 2,3 (3)—8 kodols pie tam saglabā parastās ideālās gāzes īpašības, kamēr zvaigznēm ar mazāku masu tas kļūst par deģenerētu gāzi un faktiski kļūst par balto punduri zvaigznes iekšienē. Abi varianti ārēji neatšķiras zvaigznes funkciju izpildē sarkanā milža stadijā, taču no tiem atkarīgs, ar ko tā beigsies.
Kodola saspiešanās to sakarsē un pastiprina izstarojumu no tā, kas vēl vairāk izkliedē ap kodolu esošo zvaigznes gāzu apvalku. Attālinoties no kodola, zvaigznes virsmas temperatūra vēl vairāk krītas, bet kodola radītais spožums pieaug. No Saules tuvumā esošajām tai sākotnēji līdzīgajām zvaigznēm šādā stadijā ir Arkturs, kura masa līdzīga Saules masai, bet spektra klase K0III, rādiuss 25 reizes lielāks nekā Saulei un spožums 170 reizes lielāks. Zvaigznēm ar M⊙≥5 ar to sarkanā milža stadija pārtraucas, un viņas nokļūst t.s. "zilajā cilpā" — to temperatūra pieaug un viņas šķērso galveno secību zilajā virzienā, pie tam maz mainoties kopējam spožumam. Šai pārejas periodā masīva zvaigzne īsu laiku var būt par "dzelteno milzi" — zvaigzni, kas pēc spektra līdzīga Saulei, bet ir daudz lielāka un spožāka. Tipiski šādas zvaigznes piemēri ir Ūdensvīra Alfa un Polārzvaigznes sistēmas galvenā zvaigzne. Šajā laikā zvaigzne bieži ir nestabila un kļūst par cefeīdu. Pēc "zilās cilpas" zvaigzne, pavadījusi tajā 1—20 miljonus gadu (jo mazāka masa, jo ilgāk), atgriežas sarkanā milža stadijā. Zvaigznes, kuru masa mazāka par M⊙ 2,3, šādu periodu nepārdzīvo. Tajās, sasniedzot noteiktu hēlija daudzumu, kodolā notiek t.s. "hēlija uzliesmojums" — novas sprādzienam līdzīga kodola izplešanās, kura sākotnēji maz ietekmē zvaigzni ārēji, taču zvaigznes rādiuss pēc tās sāk samazināties un starjauda krītas.
Pēc "hēlija uzliesmojuma" zvaigznes nokļūst Hercšprunga — Rasela zvaigžņu tipu diagrammas horizontālajā zarā, kurā zvaigznes ievērojami atšķiras pēc savas temperatūras, bet ļoti maz pēc spožuma. Sagaidāms, ka Saule šai laikā būs oranžais milzis ar rādiusu ap 10 reižu lielāku par līdzšinējo, un tā varētu noturēties šai stadijā ap 120 miljonus gadu.
Zvaigzne atstāj horizontālo zaru, kad tās kodols sastāv no oglekļa un skābekļa un ir praktiski neaktīvs, bet kodolreakcijas norit apvalkā. Zvaigznes ar M⊙≤2,3 (vai ≤3, atkarībā no ķīmiskā sastāva) atkal kļūst par sarkano milžu līdziniekiem, jo to apvalki izplešas un atdziest, tomēr tās paliek nedaudz zem šī diagrammas zara, būdamas nedaudz karstākas. Zvaigznes ar M⊙ ≥2,3 savukārt kļūst nedaudz vēsākas.
Kad hēlija reakcijas sasniedz atlikušo zvaigznes ūdeņraža ārējo apvalku, zvaigzne atkal zaudē stabilitāti un kļūst pulsējoša. Pulsāciju rezultātā zvaigzne zaudē masu, izsviežot kosmosā salīdzinoši daļu savas vielas. Ar šo stadiju zvaigznēs ar M⊙ ≤8 kodolreakcijas beidzas un tās kļūst par baltajiem punduriem.
Lielas masas zvaigznes
Zvaigžņu ar M⊙=8—10 evolūcija notiek līdzīgi vidējas masas zvaigznēm, taču atšķirībā no tām, pirms baltā pundura stadijas tās spēj aizsākt oglekļa kodolreakciju savās dzīlēs. Tāpēc analoģiski "hēlija uzliesmojumam" tās pārdzīvo arī līdzīgu "oglekļa uzliesmojumu", kura izdalītās enerģijas rezultātā zvaigzne var uzsprāgt kā II tipa pārnova. Ja zvaigzne neuzsprāgst, tad tās kodolā uzkrājas smagāki elementi, atkal sākas pulsācijas un zvaigzne vai nu salīdzinoši mierīgā ceļā nomet savu apvalku un kļūst par balto punduri, vai tas notiek, sprāgstot kā pārnovai, pēc kā zvaigzne kļūst par neitronu zvaigzni.
Zvaigznēs ar M⊙≥10 hēlija reakcijas sākas uzreiz pēc galvenās secības atstāšanas un zvaigzne, izlaižot submilžu stadiju, uzreiz kļūst par pārmilzi. Visas tālākās reakcijas, no oglekļa līdz dzelzij (šo pēdējo stadiju sasniedz zvaigznes ar M⊙≥15), tāpat sākas pakāpeniski. Kad ir sasniegts iespējamo kodolreakciju slieksnis, pieaug inertā kodola masa un, sasniedzot noteiktu robežu (Čandrasekara slieksni), kodols kolapsē, viela tajā neitronizējas un zvaigzne sprāgst kā pārnova. Atkarībā no atlikušās masas, zvaigznes atlikums kļūst par neitronu zvaigzni vai melno caurumu.
Zvaigžņu klasifikācija
20. gadsimta sākumā Hercšprungs un Rasels iezīmēja dažādas zvaigznes diagrammā "absolūtais lielums — spektrālais tips", un izrādījās, ka lielākā daļa no tām ir sagrupējušās šaurā līnijā. Vēlāk šī Hercšprunga—Rasela diagramma kļuva par atslēgu zvaigznes iekšienē notiekošo procesu izpratnei.
Tagad, kad pastāv teorija par zvaigžņu iekšējo struktūru un to evolūcijas teorija, ir kļuvis iespējams izskaidrot zvaigžņu klašu esamību. Izrādījās, ka visu zvaigžņu daudzveidība nav nekas cits kā zvaigžņu kvantitatīvo īpašību (galvenokārt masas un ķīmiskā sastāva) un evolūcijas posma, kurā tā šobrīd atrodas, atspoguļojums.
Katalogos zvaigžņu klase tiek aprakstīta ar vienu vārdu, vispirms ir spektra klases burta apzīmējums (ja klase nav precīzi noteikta, tiek uzrakstīts burtu diapazons, piemēram, OB), tad ar arābu ciparu tiek norādīta spektra apakšklase, pēc tam ar romiešu cipariem seko masas klase (apgabala numurs Hercšprunga — Rasela diagrammā), pēc kā var sekot papildu informācija. Piemēram, Saulei ir piešķirta G2V klase — t.i., dzeltenīga galvenās secības zvaigzne. Zvaigžņu krāsa ir atkarīga no to virsmas temperatūras: karstākām zvaigznēm tajā dominē zilganie, vēsākām — oranžsarkanie toņi. Zvaigznes ar vidēju temperatūru cilvēka acs uztver kā baltas, jo zvaigžņu izstarojums galvenokārt spektra vidējā daļā — zaļajos un dzeltenajos toņos pie līdzīga izstarojuma zilajā un sarkanajā spektra daļā sajaucas apmēram līdzvērtīgi. Krāsa var mainīties atkarībā no apakšklases; tā, G2 apakšklases zvaigzne Saule pie standarta apstākļiem ir praktiski balta, taču G9 apakšklases zvaigzne viņas vietā būtu redzami dzeltena, tuvāka tai sekojošajai K0 apakšklasei.
Galvenās secības zvaigznes
Daudzskaitlīgāko zvaigžņu klasi veido galvenās secības zvaigznes, iekaitot Sauli. No evolūcijas viedokļa galvenā secība ir tas Hercšprunga-Rasela diagrammas reģions, kurā zvaigzne atrodas lielāko mūža daļu. Šajā laikā enerģijas zudumus izstarojuma dēļ zvaigzne kompensē ar enerģiju, kas izdalās kodolreakciju laikā. Atrašanās laiku uz galvenās secības pamatā nosaka to elementu masa un daudzums, kas ir smagāki par hēliju, jeb metāliskums — astronomijā par metāliem uzskata visus ķīmiskos elementus, izņemot ūdeņradi un hēliju.
Tā kā galvenās secības spektrālo klašu apzīmējumi nav alfabētiskā secībā, tad dažādās valodās ir izdomātas mnemoniskas frāzes kā Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.
Brūnie punduri
Brūno punduru masa ir 0,01—0,08 Saules masas, rādiuss neliels un līdzīgs Jupiteram, maz atšķirdamies starp dažādas masas brūnajiem punduriem, izstarojums galvenokārt infrasarkanajā diapazonā, virsmas temperatūra 250—3000 °K, krāsa no sarkanas līdz pelēcīgam purpuram. Brūnos pundurus, kuru masa nepārsniedz 13 Jupitera masu, parasti uzskata par planētām, tomēr šim principam ir izņēmumi un reizēm planētām pieskata arī objektus ar 30-kārtīgu Jupitera masu. Vēsturiski brūnos pundurus sākotnēji sauca par "melnajiem punduriem", tomēr šis tehniski kļūdainais nosaukums tagad nodots dziestošiem bijušajiem baltajiem punduriem.
Baltie punduri
Baltie punduri ir neliela izmēra, bet ļoti blīvas zvaigznes vēlā evolūcijas stadijā. Tiem nav iekšēju kodolreakciju avotu, un tie spīd ar uzkrāto siltumu, lēni atdzisdami. Baltie punduri veidojas vai nu nelielām vecām zvaigznēm sarūkot gravitācijas iespaidā, vai pēc lielāku zvaigžņu sprādzieniem, kuru rezultātā tās zaudē daļu savas vielas un atlikums kļūst par balto punduri. Otrajā gadījumā to sastāvā ir vairāk smago elementu, taču jebkurā gadījumā to blīvums ir ļoti liels un ap miljonu reižu pārsniedz galvenās secības zvaigžņu blīvumu.
Balto punduru spožums un krāsa nav stingri fiksēti un mainās, tiem atdziestot. Tie pēc krāsas un temperatūras var pārstāvēt jebkuru no standarta spektra klasēm. Labi pētīts šādas zvaigznes piemērs ir Sīriuss B, kurš izveidojies pēc sprādziena ap 120 miljonu gadu atpakaļ. Sīriusa B masa ir līdzīga Saules masai (tipiskāka ir 0,6—0,7 M⊙), taču izmēri līdzīgi Zemes lielumam. Tāpat kā citi baltie punduri, tas galvenokārt sastāv no deģenerētas elektronu gāzes, tā 25 000 grādu virsmas temperatūra atbilst B spektra klasei, taču tā tiek apzīmēta ar DA2, kur D apzīmē balto punduri.
Sarkanie milži
Sarkanie milži, kā arī submilži un pārmilži, ir zvaigznes ar ļoti izkliedētu ārējo apvalku, pateicoties kam tām ir lieli izmēri pie ļoti maza blīvuma un zema virsmas temperatūra. Izmēru dēļ tām ir arī liela kopējā starjauda, lai gan katrs konkrēts zvaigznes punkts nav sevišķi spožs. Tās pieder pie K un M spektra klasēm. Tā kā to virsmas temperatūra vidēji ir ap 3500 Kelvina grādu, kas ir vairāk nekā parastai kvēlspuldzei, tad faktiskā to krāsa ir dzeltenīga. Liela daļa viņu izstarojuma notiek infrasarkanajā diapazonā.
Sarkanie milži veidojas zvaigžņu evolūcijas procesā no zvaigznēm, kuru kodolos beidzies ūdeņraža kodoltermiskais cikls. Apvalka izkliedētības dēļ to spīdums bieži ir nestabils un pakļauts pulsācijām, kā arī vielas zudumam zvaigznes vēja iespaidā. Sarkanā milža ārējā daļā gravitācija ir ļoti vāja — salīdzinoši, uz sarkanā milža nosacītās virsmas, kura masa līdzīga Saulei, bet rādiuss sasniedz Zemes orbītu, brīvās krišanas paātrinājums būtu 0,0006 g, kamēr uz Zemes tas ir 1 g un uz Saules nosacītās virsmas 27,8 g.
Pie sarkanajiem milžiem pieder arī īpašā spektra klase S, kura atbilst spektra klasēm K5—M, bet satur ievērojamu daudzumu cirkonija oksīda un dažu citu savienojumu. Pateicoties tiem, šīs zvaigznes ir sarkanākas kā viņu analogi no K un M klasēm ar līdzīgu temperatūru. Daudzas no šīm zvaigznēm ir ilgperioda maiņzvaigznes.
Vēl sarkanākas par S klases zvaigznēm ir oglekļa zvaigznes, kurās oglekļa ir vairāk nekā skābekļa un kuras parasti pieder pie sarkanajiem milžiem (taču var būt arī sarkanie punduri). Viņu klasifikācija pašlaik ir strīdu avots.
Maiņzvaigznes
Maiņzvaigzne ir zvaigzne, kuras spožums redzami mainās. Saīsināti tās iedala:
Pazīstamākās maiņzvaigznes ir ilgperioda Mira Valzivs zvaigznājā, kuras spožums gada laikā regulāri mainās simtiem reižu, aptumsuma dubultzvaigzne Algols Perseja zvaigznājā un Cefeja δ Cefeja zvaigznājā, kuras vārdā nosaukta maiņzvaigžņu klase — cefeīdas.
Nelielas spožuma izmaiņas ir raksturīgas visām zvaigznēm, ieskaitot Sauli (Saules plankumi), un nav novilkta stingra robeža starp maiņzvaigzni un vienmērīgi spīdošu zvaigzni.
Novas un pārnovas
Novas un pārnovas ir zvaigznes, kuras strauji — dažu dienu vai stundu laikā uzliesmo, pēc tam lēnāk, dienu vai pat gadu laikā zaudējot spožumu. Eksploziju pavada zvaigznes apvalka pilnīga vai daļēja nomešana, kurš izklīst starpzvaigžņu telpā un attiecīgi samazina tās masu. Pārnovu uzliesmojumi, kuri sākas zvaigznes kodolā, ir daudzkārt spēcīgāki nekā novām, kurām uzliesmo tikai apvalks. Pārnovu īslaicīgo spožumu var salīdzināt ar veselu galaktiku spožumu.
Volfa—Raijē tipa zvaigznes
Volfa—Raijē tipa zvaigznes ir masīvas, ļoti karstas un spožas zvaigznes ar neparasti spēcīgām hēlija, skābekļa, slāpekļa un oglekļa emisijas līnijām spektrā. Tajās atlicis maz vai nemaz ūdeņraža, gan to redzami vēlās evolūcijas stadijas dēļ, gan tādēļ, ka tās aktīvi izsviež gāzi kosmosā. Par to veidošanos pastāv dažādas hipotēzes, kuras bieži satur katastrofiskus scenārijus, kā vielas pārnesi no tuvas dubultzvaigznes, to saplūšanu vai pārnovas sprādziena sekas. Cita hipotēze paredz šādas zvaigznes relatīvi mierīgu izveidi no īpaši masīvas zvaigznes ar 30M⊙, kad tā pāriet sarkanā pārmilža stadijā un tās zvaigžņu vējš sāk izdzenāt pašas apvalku. Vairākuma atzīta viena viedokļa pašlaik nav, nav arī skaidrs, vai nav pareizas visas hipotēzes.
Neitronu zvaigznes
Neitronu zvaigznes ir ļoti blīvas un ļoti mazas zvaigznes ar masu, kas pārsniedz Saules masu, bet ir tikai dažus desmitus, retāk — simtus kilometru diametrā. Tās sastāv no plāna apvalka un sablīvētām elementārdaļiņām, pārsvarā neitroniem. Daudzas no tām ļoti ātri griežas — līdz simtiem apgriezienu sekundē.
Neitronu zvaigznes rašanās mehānisms ir līdzīgs baltā pundura izveidei. Taču baltā pundura maksimālo masu ierobežo Čandrasekara slieksnis (aptuveni 1,46 M⊙) — lielākai masai deģenerētās gāzes iekšējais spiediens pie jebkura baltā pundura rādiusa nevar kompensēt paša masu. Šajā gadījumā kodols iebrūk, kurā lielākā daļa tā matērijas neitronizējas: elektroni tiek "iespiesti" protonos un zvaigznes kodols pārvēršas nevis par balto punduri, bet gan par neitronu zvaigzni. Šajā procesā izdalās milzīgs enerģijas daudzums un notiek supernovas eksplozija. Zvaigznes, kuru sākotnējā masa pārsniedz 8-10 M⊙, var kļūt gan par neitronu zvaigznēm, gan par melnajiem caurumiem.
Neitronu zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 2—3 Saules masām, var turpināt sabrukšanu un izveidot melnos caurumus.
Melnie caurumi
Melnie caurumi ir zvaigznes vai to atliekas, kuru gravitācija ir tik spēcīga, ka aiztur jebko, ieskaitot gaismu. Jēdziens "zvaigzne" šajā gadījumā ir vienkāršojums, jo objekts, kas neko neizstaro ārpus paša robežām, neatbilst parastajam zvaigznes jēdzienam. Tomēr pēc pašreizējām hipotēzēm, melnie caurumi ir dabisks zvaigžņu evolūcijas produkts, kuri rodas, masīvai zvaigznei sabrūkot uz iekšpusi tik ātri, ka tā nepaspēj uzsprāgt kā supernova un tās gravitācijai apturot jebkuru tālāku potenciālu sprādzienu. Zināmie zvaigžņu masas melnie caurumi parasti izmēros ir līdzīgi neitronu zvaigznēm un pēc masas 3—80 M⊙ robežās. Pastāv arī milzīgi melnie caurumi, kuri atrodas daudzu galaktiku centros. To masas pielīdzināmas miljardiem zvaigžņu, bet viņu lielie izmēri skaidrojami ar to, ka jo lielāks un masīvāks melnais caurums, jo mazāks blīvums nepieciešams tā eksistencei.
Galaktikas
Galaktikas, kuras ir atsevišķas, visumā sastapt var ļoti reti. Pārsvarā galaktikas veido galaktiku grupas un kopas. Galaktiku grupās ir desmitiem galaktiku, kamēr galaktiku kopās ir simtiem līdz tūkstošiem galaktiku. Tās veido telpisku šūnveidu struktūru, ko sauc par Visuma lielmēroga struktūru.
Gofs Vitlems
Edvards Gofs Vitlems (, dzimis, miris ) bija Austrālijas politiķis un 21. Austrālijas premjerministrs. Viņš bija Austrālijas leiboristu partijas (ALP) biedrs.
Zvaigzne
Galaktikas
Zvaigznes galaktikās ir nevienmērīgi sadalītas: jaunās, ar metāliem bagātās I paaudzes zvaigznes veido plakano galaktikas komponentu, kas novērojams kā galaktikas disks, bet vecās un metāliem nabadzīgās II paaudzes zvaigznes veido sfērisko komponentu, kas ir koncentrēts galaktikas centra virzienā.
Gofs Vitlems
Vitlems 1952. gadā iekļuva Austrālijas parlamentā, uzvarot Verivas departamenta papildvēlēšanās Jaundienvidvelsā. 1960. gadā Vitlems tika ievēlēts par Austrālijas leiboristu partijas vadītāju un 1967. gadā pēc Artūra Kaldvela atkāpšanās tika iecelts opozīcijas vadītāja amatā. 1969. gada vēlēšanās Vitlema vadītā Austrālijas leiboristu partija sākotnēji uzvarēja, bet, izveidojot citām partijām koalīciju, tā neguva pārsvaru. 1972. gada vēlēšanās pēc 23 gadu pārtraukuma Vitlema vadītā partija pārliecinoši uzvarēja un ieguva vairākumu Austrālijas parlamentā, kļūstot pašam par Austrālijas premjerministru. 1974. gada 3. jūlijā, nekonsultējoties ar savu partiju un ārlietu ministru, Vitlems parakstīja lēmumu par Baltijas valstu de iure aneksijas atzīšanu, kas izraisīja baltiešu diasporas protestus un bija spēkā līdz 1975. gada decembrim, kad to atcēla Malkolma Freizera kabinets. Premjera amatā bijis līdz 1975. gadam, pēc tam vēl divus gadus bija partijas līderis un opozīcijas līderis.
Miris.
Zvaigzne
Galaktikas
Četri galvenie galaktiku veidi, kurus Edvīns Habls definēja 1925. gadā, ir:
Galaktikas savstarpēji mijiedarbojas, tās var sadurties, saplūst vai sadalīties, uz laiku iegūstot neparastu formu.
Galaktika, kurā atrodas Saule, tiek saukta par Piena Ceļa galaktiku. Skatoties no Zemes, var redzēt tikai nelielu daļu no tās zvaigznēm. Galaktika no sāniem izskatās pēc plakana diska ar sabiezējumu tās centrā, tomēr no nosacītās augšas un apakšas var saskatīt galaktikas spirālveida formu. Galaktikas zvaigznes, skatoties no Zemes, galvenokārt koncentrējas Piena Ceļā — gaišā joslā nakts debesīs. Jaunās zvaigznes ir izvietotas samērā vienmērīgi, bet gāze un putekļi sablīvējas Galaktikas spirāļu zaros. Spirāļu zari izceļas ar savu spožumu, jo tajos arī ir daudz jauno zvaigžņu. Galaktikas centra apkaimē atrodas liels zvaigžņu sablīvējums. Tā vidū ir spēcīgs radiostarojuma avots, kurā atrodas kodols ar melno caurumu. Retināts pārsvarā vecu zvaigžņu apvalks — halo — saplacināti sfēriski apņem galaktikas disku.
Zvaigžņu kopas un asociācijas
Zvaigžņu kopas ir kosmosā cieši izvietotas zvaigžņu grupas, kas pēc izcelsmes saistītas ar vienu kopīgu molekulāro mākoni. Parasti pieņemts iedalīt zvaigžņu kopas divos veidos — lodveida un vaļējās, taču dažreiz arī zvaigžņu asociācijas tiek dēvētas par zvaigžņu kopām. Zvaigžņu kopas astronomijai ir vērtīgas ar to, ka tajās esošās zvaigznes atrodas apmēram vienā attālumā no Zemes un veidojušās gandrīz vienlaikus ar gandrīz vienādu ķīmisko sastāvu. Tādējādi tās atšķiras tikai ar sākotnējo masu, kas atvieglo zvaigžņu evolūcijas teorijas apkopošanu.
Lodveida zvaigžņu kopas ir blīvas un masīvas kopas, kurām ir sfēriska forma un paaugstināta zvaigžņu koncentrācija centra virzienā. Tās satur no 10 tūkstošiem līdz vairākiem miljoniem zvaigžņu — vidēji apmēram 200 tūkstošus, un to diametrs ir 100-300 gaismas gadi. Šādas kopas ir apmēram 10-15 miljardus gadu vecas, tāpēc tās pieder II paaudzei un veido sfērisku Galaktikas apakšsistēmu. Zvaigznes šajās kopās ir nabadzīgas ar metāliem, jo tās veidojušās jau sen, un tām ir maza masa, jo masīvās zvaigznes tajās jau ir pabeigušas savu evolūciju.
Vaļējās zvaigžņu kopas ir mazāk blīvas nekā lodveida, un tajās ir daudz mazāk zvaigžņu — no vairākiem desmitiem līdz vairākiem tūkstošiem, vidēji 200-300, šādu kopu diametrs ir līdz 50 gaismas gadiem. Atšķirībā no lodveida kopām, vaļējās nav tik stingri gravitācijas saistītas, un tām ir tendence sadalīties miljardu gadu laikā pēc izveidošanās. Šādas kopas pieder I (t.i., pašlaik pēdējai) zvaigžņu paaudzei un ir koncentrētas galaktikas diskā, un pašas kopas satur daudzas masīvas un spožas zvaigznes.
Zvaigžņu asociācijas ir vēl izretinātākas zvaigžņu grupas, kuru kopējā masa ir mazāka par 1000 M⊙ un diametrs līdz 700 gaismas gadiem. Viņas ļoti vāji saista savstarpējā gravitācija, tāpēc tās sabrūk vidēji 10 miljonu gadu laikā pēc veidošanās un sastāv no ļoti jaunām zvaigznēm.
Vairāku zvaigžņu sistēmas
Termins "optiskās dubultzvaigznes" apzīmē savstarpēji nesaistītas zvaigznes, kuras fiziski atrodas tālu viena no otras, bet skatoties no Zemes, atrodas gandrīz uz vienas līnijas.
Zvaigžņu novērošana
Vēsturiski zvaigznes ir bijušas nozīmīgas cilvēkiem visā pasaulē. Zvaigžņu pozīcija pie debesīm tika lietota zemkopībā kalendāra noteikšanai un orientācijā. Lai būtu vieglāk atrast konkrētas zvaigznes, vērotāji sagrupēja zvaigznes dažādos zvaigznājos un deva nosaukumus spožākajām no tām, kā arī izvēlētajiem zvaigznājiem. Šie zvaigznāji sākumā parasti nenosedza visu debesi un attiecās tikai uz ievērojamākajiem tās nogabaliem. Pamazām izveidojās kosmosa un tai skaitā zvaigžņu pētīšanas zinātne — astronomija.
Pazīstamāko seno viņam redzamās debess zvaigžņu katalogu sastādīja senās Grieķijas zinātnieks Hiparhs II gadsimtā pirms mūsu ēras, ieviešot zvaigžņu lieluma jeb spožuma kategorijas, viņš ir arī pirmās zināmās novas atklājējs. Tomēr jau II gadu tūkstotī p.m.ē. senās Ēģiptes un Divupes astronomi stādīja zvaigžņu sarakstus. Gregoriāņu kalendārs, kurš tika lietots gandrīz visā pasaulē, ir saules kalendārs, kurš balstīts uz Zemes rotēšanu ap tai vistuvāko zvaigzni — Sauli. Līdz ar teleskopa izgudrošanu kļuva iespējams novērot daudz vairāk zvaigžņu, tomēr kvalitatīvs lēciens notika tikai 19. gadsimta sākumā, kad teleskopu kvalitāte ļāva sākt izdarīt zvaigžņu paralakses mērījumus, bet ķīmijas un fizikas atklājumi ļāva spektroskopijai novērtēt zvaigžņu iekšējo sastāvu.
Mūsdienu stāvoklis
Gandrīz visas zvaigznes no Zemes redzamas kā punktveida objekti pat tad, ja tiek izmantoti teleskopi ar lielu palielinājumu — izņēmums ir tikai neliela daļa zvaigžņu, kuru leņķiskie izmēri pārsniedz labāko instrumentu izšķirtspēju. Zvaigžņu (izņemot Sauli) relatīvā atrašanās vieta debesīs, atšķirībā no Saules sistēmas objektiem, mainās ļoti lēni: lielākā zvaigznes redzamā kustība, kas Zemes debesīs piemīt Bārnarda zvaigznei, ir aptuveni 10 loka sekundes gadā, un lielākajai daļai zvaigžņu tā nepārsniedz 0,05 loka sekunžu gadā. Lai zvaigžņu kustību pamanītu bez precīziem mērījumiem, ir jāsalīdzina zvaigžņotās debess izskats ar to daudzus gadus agrāk. Pirmoreiz šāda kustība tika fiksēta 18. gadsimtā, salīdzinot Sīriusa un Arktura atrašanās vietas ar sengrieķu Hiparha zvaigžņu katalogu.