Liczebniki główne: pięć, sto, milion, siedem, czterysta, dziewięćdziesiąt, trzech
Liczebniki porządkowe: trzecia, setna, tysięczne, pierwsza, ósmy, osiemsetna, szóste
Liczebniki wielorakie: wieloraki
Liczebniki mnożne: potrójna
Liczebniki nieokreślone: wielu, kilka, niewiele, parę, kilku, sporo, kilkaset, kilkadziesiąt
Liczebniki ułamkowe: trzy czwarte, półtora, dwie piąte, dwa i pół, ćwierć, pół
И отдельно (в задании не указано, но ни все равно личебники - liczebnik zbiorowy): dwunastu, troje, dwadzieściorga, czworo
Объяснение:
Эволюция звезды в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием гравитационной неустойчивости и постепенно принимающее шаровидную форму. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15—20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла[1]. В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.
Эволюция звезды класса G на примере Солнца
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится одним из красных гигантов, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают настолько медленно, что не могут быть замеченными даже по тысячелетий. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое рас в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
Растворимость AgI в воде:
ПР=[Ag+][I-] , [Ag+]=[I-] → ПР=[Ag+]² → S = [Ag+]=√ПР = √(-lg pКs) = 9,110 ∙ 10^-9 моль/л.
В 0,5М КNO3 имеет место так наз. "солевой эффект": как правило, растворимость увеличивается в присутствии электролитов, не имеющих общих ионов с малорастворимым соединением, причем чем больше конц-я электролита, тем больше увеличение растворимости.
Чтобы посчитать, нужно найти ионную силу и коэфф. активности 0,5М КNO3.
Для раствора 0,5М КNO3 ионная сила р-ра
I = 0,5 (С+ ∙ Z+² + C- ∙ Z-²)
(С - конц-я ионов, Z - значение заряда иона)
I = 0,5 (0,5 ∙ 1² + 0,5 ∙ 1²) = 0,5 моль/л
Коэффициент активности по формуле Дебая-Хюккеля:
lgƒ= -0,509 ∙ √I
lgƒ= -0,509 ∙ √0,5 = -0,36 → ƒ= 0,437
Растворимость в 0,5М КNO3:
S AgI = 9,110 ∙ 10^-9 / 0,437 = 2,085 ∙ 10^-8 моль/л