Protohvězda - Historie editací

Sysop: ++

2022-10-30T12:29:18Z

← Starší verze		Verze z 30. 10. 2022, 12:29
Řádka 4:		Řádka 4:
	__TOC__		__TOC__
	Protohvězdám o [[hmotnost]]i [[Slunce]] typicky trvá vývin z kondenzujícího se mračna do hvězdy hlavní posloupnosti asi 10 miliónů let. Protohvězda o hmotnosti 15 Sluncí se vyvíjí mnohem rychleji, dosáhnout hlavní posloupnosti se jí obvykle podaří už za 100 000 let.		Protohvězdám o [[hmotnost]]i [[Slunce]] typicky trvá vývin z kondenzujícího se mračna do hvězdy hlavní posloupnosti asi 10 miliónů let. Protohvězda o hmotnosti 15 Sluncí se vyvíjí mnohem rychleji, dosáhnout hlavní posloupnosti se jí obvykle podaří už za 100 000 let.
-	Protohvězdy se formují kontrakcí jader [[obří molekulové mračno\|obřích molekulových mračen]] [[~~mezihvězdná hmota~~\|mezihvězdné hmoty]]. Pozorování odhalilo, že se obří molekulová mračna nacházejí přibližně ve stavu [[virální teorém\|virální]] rovnováhy — celková [[gravitační vazebná energie]] mračna je vyrovnána s [[kinetická energie\|kinetickou energií]] jeho molekul.	+	Protohvězdy se formují kontrakcí jader [[obří molekulové mračno\|obřích molekulových mračen]] [[Mezihvězdné prostředí\|mezihvězdné hmoty]]. Pozorování odhalilo, že se obří molekulová mračna nacházejí přibližně ve stavu [[virální teorém\|virální]] rovnováhy — celková [[gravitační vazebná energie]] mračna je vyrovnána s [[kinetická energie\|kinetickou energií]] jeho molekul.
	Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova\|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie\|kinetickou energií]].		Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova\|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie\|kinetickou energií]].
	Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota\|hustotě]] a [[teplota\|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:		Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota\|hustotě]] a [[teplota\|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:
Řádka 10:		Řádka 10:
	kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.		kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.
	== Fragmentace ==		== Fragmentace ==
-	[[Soubor:The Eagle Nebula - GPN-2000-000987.jpg\|thumb\|300px\|[[Pilíře stvoření\|Pilíře v Orlí mlhovině]], kde vznikají nové hvězdy. Snímek pořídil [[Hubbleův vesmírný dalekohled\|HST]].]]	+	[[Soubor:The Eagle Nebula - GPN-2000-000987.jpg\|thumb\|300px\|[[Pilíře stvoření\|Pilíře v Orlí mlhovině]], kde vznikají nové hvězdy. Snímek pořídil [[Hubbleův vesmírný dalekohled\|HST]].]]
	Hvězdy se často nacházejí ve skupinách nazývaných kupy, jejichž složky se začaly tvořit přibližně ve stejnou dobu. Drobné rozdíly lze vysvětlit, uvážíme-li, že se jednotlivé části mračna nesmršťují stejnou rychlostí. Vskutku, jak poprvé upozornil [[Richard Larson]], v [[obří molekulové mračno\|obřích molekulových mračnech]], v nichž se formují hvězdy, jsou vesměs pozorovány v různých měřítkách [[turbulence\|turbulentní]] proudy. Tyto proudy stlačují plyn ve [[rázová vlna\|vlnách]], což uvnitř mračna vytváří vlákna a neforemné struktury v široké škále velikostí a hustot. Tento proces je nazýván [[turbulentní fragmentace\|turbulentní fragmentací]]. Některé ze struktur překročí [[Jeansova hmotnost\|Jeansovu hmotnost]] a stanou se gravitačně nestabilními. Mohou pak podlehnout další fragmentaci a dát vznik jednomu nebo několika hvězdným systémům.		Hvězdy se často nacházejí ve skupinách nazývaných kupy, jejichž složky se začaly tvořit přibližně ve stejnou dobu. Drobné rozdíly lze vysvětlit, uvážíme-li, že se jednotlivé části mračna nesmršťují stejnou rychlostí. Vskutku, jak poprvé upozornil [[Richard Larson]], v [[obří molekulové mračno\|obřích molekulových mračnech]], v nichž se formují hvězdy, jsou vesměs pozorovány v různých měřítkách [[turbulence\|turbulentní]] proudy. Tyto proudy stlačují plyn ve [[rázová vlna\|vlnách]], což uvnitř mračna vytváří vlákna a neforemné struktury v široké škále velikostí a hustot. Tento proces je nazýván [[turbulentní fragmentace\|turbulentní fragmentací]]. Některé ze struktur překročí [[Jeansova hmotnost\|Jeansovu hmotnost]] a stanou se gravitačně nestabilními. Mohou pak podlehnout další fragmentaci a dát vznik jednomu nebo několika hvězdným systémům.
	Ať už z jakýchkoliv příčin, mračna se dělí na menší hustší oblasti, které se mohou dále dělit na ještě menší oblasti, takže výsledkem je kupa protohvězd. To dobře souhlasí s pozorováním, neboť [[hvězdokupa\|hvězdokupy]] jsou běžné.		Ať už z jakýchkoliv příčin, mračna se dělí na menší hustší oblasti, které se mohou dále dělit na ještě menší oblasti, takže výsledkem je kupa protohvězd. To dobře souhlasí s pozorováním, neboť [[hvězdokupa\|hvězdokupy]] jsou běžné.

Sysop: ++

2022-10-30T12:27:39Z

← Starší verze		Verze z 30. 10. 2022, 12:27
Řádka 10:		Řádka 10:
	kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.		kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.
	== Fragmentace ==		== Fragmentace ==
-	[[Soubor:~~Eagle_nebula_pillars~~.jpg\|thumb\|300px\|Pilíře v Orlí mlhovině, kde vznikají nové hvězdy. Snímek pořídil [[Hubbleův vesmírný dalekohled\|HST]].]]	+	[[Soubor:The Eagle Nebula - GPN-2000-000987.jpg\|thumb\|300px\|[[Pilíře stvoření\|Pilíře v Orlí mlhovině]], kde vznikají nové hvězdy. Snímek pořídil [[Hubbleův vesmírný dalekohled\|HST]].]]
	Hvězdy se často nacházejí ve skupinách nazývaných kupy, jejichž složky se začaly tvořit přibližně ve stejnou dobu. Drobné rozdíly lze vysvětlit, uvážíme-li, že se jednotlivé části mračna nesmršťují stejnou rychlostí. Vskutku, jak poprvé upozornil [[Richard Larson]], v [[obří molekulové mračno\|obřích molekulových mračnech]], v nichž se formují hvězdy, jsou vesměs pozorovány v různých měřítkách [[turbulence\|turbulentní]] proudy. Tyto proudy stlačují plyn ve [[rázová vlna\|vlnách]], což uvnitř mračna vytváří vlákna a neforemné struktury v široké škále velikostí a hustot. Tento proces je nazýván [[turbulentní fragmentace\|turbulentní fragmentací]]. Některé ze struktur překročí [[Jeansova hmotnost\|Jeansovu hmotnost]] a stanou se gravitačně nestabilními. Mohou pak podlehnout další fragmentaci a dát vznik jednomu nebo několika hvězdným systémům.		Hvězdy se často nacházejí ve skupinách nazývaných kupy, jejichž složky se začaly tvořit přibližně ve stejnou dobu. Drobné rozdíly lze vysvětlit, uvážíme-li, že se jednotlivé části mračna nesmršťují stejnou rychlostí. Vskutku, jak poprvé upozornil [[Richard Larson]], v [[obří molekulové mračno\|obřích molekulových mračnech]], v nichž se formují hvězdy, jsou vesměs pozorovány v různých měřítkách [[turbulence\|turbulentní]] proudy. Tyto proudy stlačují plyn ve [[rázová vlna\|vlnách]], což uvnitř mračna vytváří vlákna a neforemné struktury v široké škále velikostí a hustot. Tento proces je nazýván [[turbulentní fragmentace\|turbulentní fragmentací]]. Některé ze struktur překročí [[Jeansova hmotnost\|Jeansovu hmotnost]] a stanou se gravitačně nestabilními. Mohou pak podlehnout další fragmentaci a dát vznik jednomu nebo několika hvězdným systémům.
	Ať už z jakýchkoliv příčin, mračna se dělí na menší hustší oblasti, které se mohou dále dělit na ještě menší oblasti, takže výsledkem je kupa protohvězd. To dobře souhlasí s pozorováním, neboť [[hvězdokupa\|hvězdokupy]] jsou běžné.		Ať už z jakýchkoliv příčin, mračna se dělí na menší hustší oblasti, které se mohou dále dělit na ještě menší oblasti, takže výsledkem je kupa protohvězd. To dobře souhlasí s pozorováním, neboť [[hvězdokupa\|hvězdokupy]] jsou běžné.

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

2022-08-14T14:53:18Z

Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:53
Řádka 7:		Řádka 7:
	Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova\|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie\|kinetickou energií]].		Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova\|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie\|kinetickou energií]].
	Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota\|hustotě]] a [[teplota\|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:		Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota\|hustotě]] a [[teplota\|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:
-	:<big>\( M_j = \frac{9}{4} \times \left( \frac{1}{2 \pi n} \right) ^ \frac{1}{2} \times \frac{1}{m ^ 2} \times \left( \frac{kT}{G} \right) ^ \frac{3}{2} </~~math~~>	+	:<big>$ M_j = \frac{9}{4} \times \left( \frac{1}{2 \pi n} \right) ^ \frac{1}{2} \times \frac{1}{m ^ 2} \times \left( \frac{kT}{G} \right) ^ \frac{3}{2} $</big>
	kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.		kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.
	== Fragmentace ==		== Fragmentace ==

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“

2022-08-14T14:49:54Z

Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:49
Řádka 7:		Řádka 7:
	Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova\|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie\|kinetickou energií]].		Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova\|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie\|kinetickou energií]].
	Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota\|hustotě]] a [[teplota\|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:		Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota\|hustotě]] a [[teplota\|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:
-	:<~~math~~> M_j = \frac{9}{4} \times \left( \frac{1}{2 \pi n} \right) ^ \frac{1}{2} \times \frac{1}{m ^ 2} \times \left( \frac{kT}{G} \right) ^ \frac{3}{2} </math>	+	:<big>\( M_j = \frac{9}{4} \times \left( \frac{1}{2 \pi n} \right) ^ \frac{1}{2} \times \frac{1}{m ^ 2} \times \left( \frac{kT}{G} \right) ^ \frac{3}{2} </math>
	kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.		kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.
	== Fragmentace ==		== Fragmentace ==

Sysop: 1 revizi

2013-09-17T19:59:12Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 17. 9. 2013, 19:59

Sysop: 1 revizi

2011-04-13T00:05:01Z

1 revizi

Nová stránka

[[Soubor:Protostar Herbig-Haro 46 47.jpg|thumb|300px|Fotografie objektu Herbig-Haro 46/47 pořízená [[Spitzerův vesmírný dalekohled|Spitzerovým vesmírným dalekohledem]] v oblasti spektra blízké [[infračervené záření|infračervenému záření]]. Podařilo se tak nahlédnout pod [[temná mlhovina|temnou mlhovinu]], která zárodek hvězdy zpravidla obklopuje]]
'''Protohvězda''', '''prahvězda''' nebo '''globule''' je vývojové stadium [[hvězda|hvězdy]] poté, co se mateřská [[mlhovina]] z [[vodík]]u, [[Helium|hélia]] a prachu začne smršťovat, ale předtím než se výsledná hvězda ocitne na hlavní posloupnosti [[HR diagram|Hertzsprungova-Russellova diagramu]]. Zrod protohvězd popisuje tzv. [[mlhovinová hypotéza]].
Protohvězdy samy se na HR-diagramu nachází vpravo, ale nad hlavní posloupností.
__TOC__
Protohvězdám o [[hmotnost]]i [[Slunce]] typicky trvá vývin z kondenzujícího se mračna do hvězdy hlavní posloupnosti asi 10 miliónů let. Protohvězda o hmotnosti 15 Sluncí se vyvíjí mnohem rychleji, dosáhnout hlavní posloupnosti se jí obvykle podaří už za 100 000 let.
Protohvězdy se formují kontrakcí jader [[obří molekulové mračno|obřích molekulových mračen]] [[mezihvězdná hmota|mezihvězdné hmoty]]. Pozorování odhalilo, že se obří molekulová mračna nacházejí přibližně ve stavu [[virální teorém|virální]] rovnováhy — celková [[gravitační vazebná energie]] mračna je vyrovnána s [[kinetická energie|kinetickou energií]] jeho molekul.
Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze [[supernova|supernovy]], změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou [[kinetická energie|kinetickou energií]].
Britský fyzik Sir [[James Jeans]] se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet [[hmotnost]]i a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své [[hustota|hustotě]] a [[teplota|teplotě]] dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako [[Jeansova hmotnost]]. Je dána následujícím vztahem:
:<math> M_j = \frac{9}{4} \times \left( \frac{1}{2 \pi n} \right) ^ \frac{1}{2} \times \frac{1}{m ^ 2} \times \left( \frac{kT}{G} \right) ^ \frac{3}{2} </math>
kde ''n'' je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), ''m'' je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a ''T'' je teplota plynu.
== Fragmentace ==
[[Soubor:Eagle_nebula_pillars.jpg|thumb|300px|Pilíře v Orlí mlhovině, kde vznikají nové hvězdy. Snímek pořídil [[Hubbleův vesmírný dalekohled|HST]].]]
Hvězdy se často nacházejí ve skupinách nazývaných kupy, jejichž složky se začaly tvořit přibližně ve stejnou dobu. Drobné rozdíly lze vysvětlit, uvážíme-li, že se jednotlivé části mračna nesmršťují stejnou rychlostí. Vskutku, jak poprvé upozornil [[Richard Larson]], v [[obří molekulové mračno|obřích molekulových mračnech]], v nichž se formují hvězdy, jsou vesměs pozorovány v různých měřítkách [[turbulence|turbulentní]] proudy. Tyto proudy stlačují plyn ve [[rázová vlna|vlnách]], což uvnitř mračna vytváří vlákna a neforemné struktury v široké škále velikostí a hustot. Tento proces je nazýván [[turbulentní fragmentace|turbulentní fragmentací]]. Některé ze struktur překročí [[Jeansova hmotnost|Jeansovu hmotnost]] a stanou se gravitačně nestabilními. Mohou pak podlehnout další fragmentaci a dát vznik jednomu nebo několika hvězdným systémům.
Ať už z jakýchkoliv příčin, mračna se dělí na menší hustší oblasti, které se mohou dále dělit na ještě menší oblasti, takže výsledkem je kupa protohvězd. To dobře souhlasí s pozorováním, neboť [[hvězdokupa|hvězdokupy]] jsou běžné.
== Zahřívání gravitačním smršťováním ==
Jak mračno pokračuje ve smršťování, jeho teplota se zvyšuje.
Příčinou nejsou nukleární reakce, ale přeměna [[gravitační vazebná energie|gravitační energie]] na tepelnou kinetickou energii. Když se u částice (atomu či molekuly) zmenší jeho vzdálenost od středu smršťující se části mračna, je výsledkem snížení jeho gravitační energie. Celková energie částice však musí zůstat konstantní, takže snížení gravitační energie je vyrovnáno zvýšením energie kinetické. To lze prezentovat jako zvýšení tepelné energie, a tedy [[teplota|teploty]] mračna. Čím více se mračno smrští, tím více se zvýší teplota.
Srážky mezi molekulami je často zanechávají v excitovaném stavu, při návratu na nižší hladinu energie pak dochází k emisi [[záření]] často charakteristických frekvencí. Při teplotách, o nichž mluvíme (10 až 20 [[kelvin]]ů) je to záření v [[mikrovlnné záření|mikrovlnné]] nebo [[infračervené záření|infračervené]] oblasti spektra. Únik většiny záření brání prudkému nárůstu teploty mračna.
Jak se však mračno smršťuje, koncentrace molekul roste a postupem času začne bránit unikání záření. Plyn se stane pro záření neprůhledný a teplota uvnitř mračna tak může narůstat mnohem rychleji.
Fakt, že se mračno stane neprůhledné pro infračervené záření, činí přímé pozorování obtížným. Je nezbytné sledovat alespoň dlouhé [[rádiové vlny]], které unikají i z nejhustších mračen. K pochopení dějů je nutno využívat rovněž teorie a počítačových modelů vytvořených na jejím základě.
== Odkazy na další zdroje ==
* [http://aldebaran.cz/astrofyzika/hvezdy/stars_2.html#globule Předhvězdný vývoj na Aldebaran.cz]
* [http://www.youtube.com/watch?v=UCp-XKeSvSY Vizualizace mlhoviny v Orionu], komentovaná animace vytvořená na [[superpočítač]]i.

{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Vesmírné objekty]]

Protohvězda - Historie editací

Sysop: ++

Sysop: ++

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\(“

Sysop: 1 revizi

Sysop: 1 revizi

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“