Ten artykuł jest jednym z ulubionych

Gwiazda

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Widok na gwiaździste niebo w Alpach
Słońce jest gwiazdą najbliższą Ziemi

Gwiazda to masywne samoświecące się ciało niebieskie , składające się z gazu lub plazmy , w którym zachodzą lub zachodzą reakcje termojądrowe . Najbliżej Ziemi gwiazdą jest Słońce , inne gwiazdy na nocnym niebie wyglądają jak punkty o różnej jasności, zachowując swoje względne położenie [⇨] . Gwiazdy różnią się strukturą i składem chemicznym, a parametry, takie jak promień, masa i jasność, mogą się różnić o rzędy wielkości dla różnych gwiazd. [⇨] .

Najpopularniejszy schemat klasyfikacji gwiazd - według klasy widmowej - opiera się na ich temperaturze i jasności. [⇨] . Ponadto wśród gwiazd wyróżnia się gwiazdy zmienne , które z różnych powodów zmieniają swoją pozorną jasność, z własnym systemem klasyfikacji [⇨] . Gwiazdy często tworzą układy sprzężone grawitacyjnie: układy podwójne lub wielokrotne , gromady gwiazd i galaktyki [⇨] . Z biegiem czasu gwiazdy zmieniają swoje właściwości, ponieważ w ich głębi zachodzi fuzja termojądrowa, w wyniku której zmienia się skład chemiczny i masa - zjawisko to nazywa się ewolucją gwiazd i w zależności od początkowej masy gwiazdy może odbywają się na zupełnie inne sposoby [⇨] .

Widok gwiaździstego nieba przyciągał ludzi od czasów starożytności, mity i legendy różnych ludów kojarzyły się z widokiem gwiazdozbiorów lub poszczególnych luminarzy [⇨] , nadal znajduje odzwierciedlenie w kulturze [⇨] . Od czasów pierwszych cywilizacji astronomowie opracowywali katalogi gwiaździstego nieba , a w XXI wieku istnieje wiele nowoczesnych katalogów zawierających różne informacje dla setek milionów gwiazd. [⇨] .

Definicja i charakterystyka

Nie ma powszechnie akceptowanej definicji gwiazdy. W większości definicji gwiazdy są uważane za masywne, samoświecące obiekty składające się z gazu lub plazmy [1] , w których przynajmniej na pewnym etapie ewolucji (patrz poniżej [⇨] ) termojądrowa fuzyjne dzieje w ich rdzenia , którego moc jest porównywalna do ich jasności [2],[3] .

Charakterystyka obserwacyjna

Widmo gwiazdy typu widmowego A0V. Linie przerywane wskazują widma ciał doskonale czarnych o temperaturach 9500 i 15000 K

Prawie wszystkie gwiazdy są obserwowane z Ziemi jako obiekty punktowe nawet przy użyciu teleskopów o dużym powiększeniu – wyjątkiem jest tylko niewielka część gwiazd, których rozmiary kątowe przekraczają rozdzielczość największych instrumentów, a także Słońca [4]. ] . Łącznie na niebie znajduje się około 6000 gwiazd, które w dobrych warunkach można zobaczyć gołym okiem , a jednocześnie można obserwować do 3000 gwiazd znajdujących się nad horyzontem. Względna pozycja gwiazd (poza Słońcem), w przeciwieństwie do Księżyca i innych obiektów Układu Słonecznego , zmienia się bardzo powoli: największy ruch własny gwiazdy , jaki zarejestrowano dla gwiazdy Barnarda , wynosi około 10 rocznie, a dla większości gwiazd nie przekracza 0,05 ′ rocznie [5] . Aby ruch gwiazd był zauważony bez dokładnych pomiarów, konieczne jest porównanie wyglądu gwiaździstego nieba z odstępem tysięcy lat. Pod tym względem gwiazdy od starożytności były łączone w konstelacje , a na początku XX wieku Międzynarodowa Unia Astronomiczna zatwierdziła podział nieba na 88 gwiazdozbiorów i granice każdego z nich [6][7] [ 8] .

Jasność pozorna jest miarą oświetlenia wytwarzanego przez gwiazdy. Wartość ta jest liniowo powiązana z logarytmem oświetlenia, a im większe oświetlenie, tym mniejsza jasność gwiazdy. Na przykład, pozorna jasność gwiazdowa Słońca wynosi −26,72 m , a najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie jest Syriusz o pozornej jasności −1,46 m . Niemniej jednak istnieje wiele gwiazd o znacznie większej jasności niż Syriusz, jednak ziemskim obserwatorom wydają się one słabsze ze względu na dużą odległość [9] [10] .

Odległości do gwiazd mierzy się różnymi metodami. Odległości do najbliższych gwiazd mierzy się metodą paralaksy rocznej . Na przykład najbliższą Ziemi gwiazdą po Słońcu jest Proxima Centauri , jej paralaksa wynosi około 0,76″, stąd jest odległa o 4,2 roku świetlnego . Jednak jego jasność gwiazdowa wynosi +11,09 m i nie jest widoczna gołym okiem [11] . Aby zmierzyć odległość do bardziej odległych gwiazd, stosuje się inne metody, na przykład metodę fotometryczną : jeśli wiesz, jaka jest bezwzględna jasność gwiazdy, to porównując ją z oświetleniem, możesz określić odległość do gwiazdy. Zestaw metod wyznaczania odległości, w tym do gwiazd, stanowi skalę odległości w astronomii [12] .

Widma emisyjne gwiazd różnią się, ale najczęściej są to widma ciągłe z liniami absorpcji . W niektórych przypadkach linie emisyjne obserwuje się na tle widma ciągłego [13] . Do opisu widm gwiezdnych często używa się koncepcji całkowicie czarnego ciała, które emituje fale elektromagnetyczne zgodnie z prawem Plancka , chociaż nie wszystkie gwiazdy mają widma podobne do widma Plancka. Temperaturę absolutnie czarnego ciała o tym samym promieniu i jasności co gwiazda nazywamy efektywną temperaturą gwiazdy iz reguły chodzi o temperaturę powierzchni gwiazdy. Zazwyczaj efektywne temperatury gwiazd mieszczą się w przedziale od 2-3 do 50 tysięcy kelwinów [6] [14] [15] .

Charakterystyka fizyczna

Parametry gwiazd różnią się w bardzo szerokim zakresie. Często ich cechy wyrażane są w ilościach słonecznych: na przykład masa Słońca ( M ) wynosi 1,99⋅10 30 kg, promień Słońca ( R ) wynosi 6,96⋅10 8 m, a jasność słoneczna ( L ) wynosi 3, 85⋅10 26 W [6] . Czasami jako miarę jasności używa się bezwzględnej jasności gwiazdy : jest ona równa pozornej jasności gwiazdy, którą miałaby, będąc w odległości 10 parseków od obserwatora [16] .

Zwykle masy gwiazd wahają się od 0,075 do 120 M , choć czasami zdarzają się oprawy o większej masie - gwiazda o maksymalnej znanej masie, R136a1 , jest 265 razy masywniejsza od Słońca , a w momencie powstania ma masę wynosiła 320 mln [1] . Masę gwiazdy można zmierzyć z dużą dokładnością tylko wtedy, gdy należy ona do wizualnego układu podwójnego (patrz poniżej) [⇨] ), odległość do której jest znana - wtedy masa jest wyznaczana na podstawie prawa powszechnego ciążenia [17] . Promienie gwiazd zwykle mieszczą się w zakresie od 10 −2 do 10 3 R , ale ze względu na to, że są one zbyt daleko od Ziemi, określenie ich rozmiarów kątowych nie jest łatwe: w tym celu można zastosować interferometrię , na przykład [4] . Wreszcie, bezwzględne jasności gwiazd mogą wynosić od 10 -4 do 10 6 L [1] [6] [18] . Największą luminancją i promieniami są nadolbrzymy [19] , na przykład gwiazdy UY Shield i Stephenson 2-18 mają jedne z największych znanych promieni, które wynoszą około 3 2⋅10 R [20] [21] [22], ale najwyższą jasność ma R136a1, także najmasywniejsza znana gwiazda [23] .

Skład chemiczny gwiazd również się zmienia. Składają się głównie z wodoru i helu , a w młodych gwiazdach wodór stanowi 72–75% masy, a hel – 24–25%, a wraz z wiekiem wzrasta udział helu [6] .

Wszystkie gwiazdy mają pole magnetyczne . Na przykład w Słońcu jest niestabilny, ma złożoną strukturę, a jego intensywność w miejscach może sięgać 4000 erstedów . Gwiazdy magnetyczne wykazują pola o natężeniu do 3,4⋅10 4 oerstedów i wywołany przez nie efekt Zeemana [24] .

Struktura gwiazd

Z obserwacji wiadomo, że gwiazdy z reguły są nieruchome, czyli znajdują się w równowadze hydrostatycznej i termodynamicznej . Dotyczy to również gwiazd zmiennych (patrz poniżej [⇨] ), ponieważ najczęściej ich zmiennością są fluktuacje parametrów wokół punktu równowagi. Dodatkowo dla przeniesienia promieniowania musi być spełnione prawo zachowania energii , gdyż energia generowana jest w centralnej części gwiazdy i przenoszona na jej powierzchnię [1] [25] [26] .

W większości gwiazd materia podlega równaniu stanu gazu doskonałego , a wartości parametrów takich jak temperatura, gęstość i ciśnienie materii rosną w miarę zbliżania się do środka gwiazdy: np. w centrum Słońca temperatura sięga 15,5 miliona Kelvinów, gęstość 156 g/cm 3 , a ciśnienie 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Struktura wewnętrzna

Struktura wewnętrzna gwiazd ciągu głównego o różnych masach

W wewnętrznych obszarach gwiazdy energia jest uwalniana i przenoszona na powierzchnię. Energia w gwiazdach, z wyjątkiem protogwiazd i brązowych karłów , jest generowana przez fuzję termojądrową (patrz poniżej [⇨] ), który występuje albo w jądrze gwiazdy , gdzie temperatura i ciśnienie są maksymalne, albo w źródle warstwy wokół obojętnego jądra. Taka sytuacja ma miejsce np. u podolbrzymów , których jądra składają się z helu, a warunki jego spalania nie zostały jeszcze osiągnięte. Na Słońcu granica jądra znajduje się w odległości 0,3 R od jego środka [28] .

Istnieją dwa główne mechanizmy transferu energii w gwiazdach: transfer radiacyjny, który ma miejsce, gdy materia jest wystarczająco przezroczysta, aby umożliwić szybki transfer energii przez fotony , oraz konwekcja , która ma miejsce, gdy materia jest zbyt nieprzezroczysta, aby przenieść promieniowanie, co powoduje wystarczająco duży gradient temperatury. i substancja zaczyna się mieszać. Obszary gwiazdy, w których energia jest przekazywana w taki czy inny sposób, nazywane są odpowiednio strefą transferu promienistego i strefą konwekcyjną [29] .

W różnych gwiazdach strefa transferu promieniowania i strefa konwekcyjna są różnie zlokalizowane. Na przykład w gwiazdach ciągu głównego o masie większej niż 1,5 M rdzeń jest otoczony strefą konwekcyjną, a strefa transferu radiacyjnego znajduje się na zewnątrz. W zakresie mas od 1,15 do 1,5 M gwiazdy mają dwie strefy konwekcyjne w środku i na granicy, które są oddzielone strefą transferu promieniowania. W gwiazdach o mniejszej masie na zewnątrz znajduje się strefa konwekcyjna, a wewnątrz strefa przenoszenia promienistego, - do takich gwiazd należy również Słońce, granica tych obszarów znajduje się w odległości 0,7 R od jego środka [30] . Najmniejsze gwiazdy są w pełni konwekcyjne [31] [32] .

Atmosfera gwiazd

Korona słoneczna podczas zaćmienia w 1999 roku

Atmosfera gwiezdna to obszar, w którym powstaje bezpośrednio obserwowane promieniowanie [33] .

  • Fotosfera to najniższa, nieprzejrzysta część atmosfery. Powstaje w nim ciągłe widmo promieniowania, a obserwowane w zakresie optycznym samo wygląda jak powierzchnia gwiazdy. Wiąże się to również ze zjawiskiem ciemnienia w kierunku krawędzi , przez co krawędzie gwiazdy okazują się ciemniejsze niż obszary centralne: np. w widzialnym zakresie Słońca krawędzie są ciemniejsze niż centrum o 40% [34] . Temperatura Fotosfera solarny 6500 K , a gęstość 5⋅10 -4 kg / m3 [33] [35] .
  • Warstwa odwrócona znajduje się nad fotosferą iw porównaniu z nią ma niższą temperaturę i gęstość. Tworzy linie absorpcyjne w widmie. W pobliżu Słońca temperatura tej warstwy wynosi około 4500 K, a gęstość 10-7 kg/m 3 [33] .
  • Chromosfera to warstwa atmosfery gwiezdnej o wyższej temperaturze niż fotosfera, która tworzy linie emisyjne w widmie. Temperatura chromosfery słonecznej wynosi 10 000 K, ale jej jasność jest 100 razy mniejsza niż fotosfery. Ta warstwa jest nieobecna w gorących gwiazdach [33] [36] .
  • Korona jest zewnętrzną warstwą atmosfery gwiezdnej o bardzo wysokiej temperaturze, ale o bardzo niskiej gęstości i jasności. W tym rejonie emisja występuje głównie w zakresie rentgenowskim , a moc w tej warstwie nie przekracza 10 -3 całkowitej jasności gwiazdy; dla Słońca jest to 10 -6 L . Ze względu na niską jasność w zakresie optycznym koronę obserwowano tylko w pobliżu Słońca i tylko podczas całkowitych zaćmień Słońca . Temperatura korony słonecznej wynosi 1,5 miliona kelwinów, ale dla niektórych gwiazd może osiągnąć nawet 10 milionów K [33] [37] .

Wiele gwiazd ma wiatr gwiezdny - stacjonarny wypływ materii z atmosfery w kosmos. Najpotężniejszy wiatr gwiazdowy obserwuje się w masywnych gwiazdach; w gwiazdach o małej masie unosi niewielką część masy, ale z czasem znacznie spowalnia ich obrót wokół osi. Obecność wiatru gwiazdowego oznacza, że ​​atmosfera gwiazdy jest niestabilna [38] .

Klasyfikacja

Pierwszą udaną próbę klasyfikacji gwiazd podjął w 1863 r. włoski astronom i ksiądz Angelo Secchi . Zauważył silną korelację między widocznymi kolorami gwiazd i liniami absorpcji w ich widmach i na tej podstawie podzielił gwiazdy na cztery klasy widmowe , do których później dodano piątą. Później, kompilując katalog Henry'ego Drapera , astronomowie z Obserwatorium Harvarda zidentyfikowali dużą liczbę widm, nazwanych łacińskimi literami w kolejności osłabiania się w nich linii wodoru . System ten, wraz ze zmianami, stanowił podstawę stosowanego do dziś systemu klasyfikacji gwiazd [39] [40] [41] .

Naturalne byłoby sklasyfikowanie gwiazd według rodzaju zachodzących w nich reakcji termojądrowych i ich położenia, co z kolei zależy od ich etapu ewolucyjnego (patrz niżej [⇨] ). Jednak bez obecności odpowiedniej teorii nie da się określić, jakie reakcje zachodzą w gwieździe, jeśli znane są tylko jej cechy zewnętrzne, np. barwa i jasność, dlatego ogólnie przyjęta jest klasyfikacja spektralna [42] .

System klasyfikacji Yerkes

Hertzsprunga - diagram Russella

Stosowany do dziś system klasyfikacji gwiazd został opracowany na przełomie XIX i XX wieku w Obserwatorium Harvarda i został nazwany systemem Harvard. O przynależności gwiazdy do tej lub innej klasy widmowej decyduje rodzaj jej widma: położenie maksimum promieniowania oraz natężenie określonych linii absorpcyjnych [41] .

Когда была построена диаграмма спектральный класс — светимость, известная как диаграмма Герцшпрунга — Рассела , выяснилось, что звёзды расположены на ней неоднородно и сгруппированы в нескольких областях, каждой из которых был поставлен в соответствие класс светимости. Система, использующая спектральный класс и класс светимости, стала называться йеркской системой или системой МорганаКинана по фамилиям разработавших её астрономов [43] .

Спектральные классы

Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры — O, B, A, F, G, K, M. Изначально классы назывались в алфавитном порядке по ослабеванию в них линий водорода, но затем некоторые классы были объединены, а также была обнаружена их связь с температурой, поэтому в порядке убывания температуры последовательность стала выглядеть именно так [41] . Каждый из классов делится на 10 подклассов от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры, кроме O: первоначально он делился на подклассы от O5 до O9, но затем были введены подклассы вплоть до O2 [44] . Иногда используются полуцелые подклассы, как, например, B0,5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними [45] [46] . Звёзды распределены по классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути , к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 % [47] .

Кроме основных спектральных классов, существуют и дополнительные. Классы C (иногда делится на R и N) и S — низкотемпературные углеродные и циркониевые звёзды соответственно [46] [16] . Классы L, T, Y — классы коричневых карликов в порядке понижения температуры, идущие после класса M [40] .

Характеристики спектров звёзд каждого класса [16] [40] [46]
Класс Температура ( K ) [48] [49] [50] Цвет Особенности спектра
O > 30 000 Голубой Присутствуют линии многократно ионизованных атомов, к примеру, He II [51] , C III , N III , O III , Si V . Есть линии He I, линии HI слабы.
B 10 000—30 000 Бело-голубой Интенсивность линий He I максимальна, появляются линии Ca II , видны линии O II, Si II, Mg II . Линии He II отсутствуют.
A 7400—10 000 Белый Интенсивность линий HI максимальна, линии Ca II усиливаются, появляются линии нейтральных металлов. Линии He I пропадают.
F 6000—7400 Жёлто-белый Линии Ca II и других металлов, к примеру, Fe I , Fe II, Cr II , Ti II , усиливаются, линии HI слабеют.
G 5000—6000 Жёлтый Максимальная интенсивность линий Ca II, линии HI слабеют.
K 3800—5000 Оранжевый В основном наблюдаются линии металлов, в частности Ca I. Появляются полосы поглощения TiO , линии HI незначительны.
M 2500—3800 Красный Присутствует множество линий металлов и молекулярных соединений, в особенности TiO.
C 2500—3800 Красный Спектры похожи на таковые у звёзд классов K и M, однако вместо полос TiO наблюдаются сильные полосы поглощения соединениями углерода .
S 2500—3800 Красный Спектры похожи на спектры звёзд класса M, но вместо полос TiO присутствуют полосы ZrO и другие молекулярные полосы поглощения.
L 1300—2500 Тёмно-красный Выражены линии щелочных металлов , особенно Na I и KI , полосы TiO пропадают.
T 600—1300 Тёмно-красный Присутствуют полосы CH 4 и H 2 O .
Y < 600 Тёмно-красный Появляются линии NH 3 .

Иногда также используются классы W для звёзд Вольфа — Райе , P для планетарных туманностей и Q для новых звёзд [52] .

Классы светимости

Звёзды одного и того же спектрального класса имеют похожие спектры и температуры, но могут иметь различные размеры и, как следствие, светимости. Поэтому для полноты классификации вводятся классы светимости, каждый из которых занимает свою область диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Классы светимости, от более ярких к более тусклым [40] [53] :

Абсолютное большинство звёзд, 90 %, относятся к главной последовательности [54] . Солнце — жёлтая звезда главной последовательности (или просто жёлтый карлик ), соответственно, его спектральный класс — G2V [40] .

Спектры звёзд одного спектрального класса, но разных классов светимости, также различаются. Так, например, в более ярких звёздах спектральных классов B—F линии водорода более узкие и глубокие, чем в звёздах меньшей светимости. Кроме того, в звёздах-гигантах более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды краснее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов [55] .

Дополнительные обозначения

Если спектр звезды обладает какими-то особенностями, выделяющими его среди других спектров, к спектральному классу добавляется дополнительная буква. Например, буква e означает, что в спектре есть эмиссионные линии ; m означает, что в спектре сильны линии металлов. Буквы n и s означают, что линии поглощения, соответственно, широкие или узкие. Обозначение neb используется, если вид спектра указывает на наличие туманности вокруг звезды, p — для пекулярных спектров [56] [57] .

Переменные звёзды

Кривая блеска δ Цефея
Анимация затменной двойной звезды и её кривой блеска

Переменными называются те звёзды, блеск которых изменяется достаточно для того, чтобы это было обнаружено с современным уровнем техники. Если переменность вызвана физическими изменениями в звезде, то она называется физической, а если освещённость, создаваемая звездой, меняется только из-за её вращения или покрытия другими объектами — геометрической. Физическая и геометрическая переменность могут сочетаться. Звёздная величина при этом может меняться как периодически, так и неправильным образом [58] [59] [60] . При этом переменность не является постоянной характеристикой звезды, а возникает и исчезает на различных этапах её эволюции (см. ниже [⇨] ) и может принимать различный характер для одной и той же звезды [61] .

На данный момент известны сотни тысяч переменных звёзд, в том числе и в других галактиках. Некоторые типы переменных звёзд, к примеру, цефеиды или сверхновые, в астрономии используются как стандартные свечи и позволяют измерять расстояния в космосе [58] [62] .

Классификация переменных звёзд сложна и учитывает форму кривой блеска звезды, амплитуду и периодичность его изменений и физические процессы, которые вызывают переменность. В Общем каталоге переменных звёзд , предназначенном для классификации и каталогизации переменных, выделяются сотни классов переменных звёзд, однако некоторые звёзды всё равно не относятся ни к одному из них [58] [63] . Существует специальная система именования переменных звёзд (см. ниже [⇨] ), а сами классы переменных, как правило, называются по названию звезды, ставшей прототипом этого класса, — к примеру, прототипом переменных типа RR Лиры является звезда RR Лиры [60] [64] .

Можно выделить следующие основные типы переменных звёзд [60] :

Звёздные системы

Двойные и кратные звёзды

Траектория Сириуса A — видимого компонента астрометрической двойной звезды на небесной сфере

Двойная звезда — система из двух звёзд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Если в гравитационно-связанную систему входит несколько звёзд, то такая система называется кратной звездой , причём кратные звёзды, как правило, имеют иерархическую структуру: к примеру, тройные системы могут состоять из двойной звезды и достаточно удалённой от неё одиночной. К двойным и кратным системам принадлежит более половины всех звёзд, а периоды обращения в них могут составлять от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Двойные звёзды служат наиболее надёжным источником информации о массах и некоторых других параметрах звёзд [70] [71] .

Обычно двойные звёзды классифицируют на основании того, каким методом была обнаружена их двойственность [70] [71] [72] :

  • визуально-двойные звёзды — пары звёзд, компоненты которых можно различить непосредственно при наблюдениях;
  • спектрально-двойные звёзды — пары звёзд, двойственность которых обнаруживается при исследованиях спектра: их движение по орбите вызывает эффект Доплера , который меняет положение спектральных линий одного или обоих компонентов;
  • затменно-двойные звёзды — пары звёзд, компоненты которых периодически затмевают друг друга частично или полностью, из-за чего меняется видимая звёздная величина и наблюдается переменность . Иногда используется более широкое понятие «фотометрические двойные», которое также включает в себя случаи, когда покрытий не происходит, но одна или обе звезды под действием приливных сил друг друга вытягиваются и при вращении поворачиваются разными сторонами, в результате чего также наблюдается переменность;
  • астрометрические двойные звёзды — пары звёзд, в которых наблюдается только один, более яркий объект, при этом его траектория движения не прямолинейна, что указывает на наличие тусклого массивного спутника, к примеру, белого карлика .

Также выделяют тесные двойные системы — пары звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами. В таких системах могут наблюдаться различные явления, вызванные взаимодействием звёзд, например, перетекание вещества с одной звезды на другую, если одна или обе звезды заполняют свою полость Роша [70] [72] [73] .

Иногда встречаются пары звёзд, близко расположенные в проекции на небесную сферу , но находящиеся друг от друга на большом расстоянии и не связанные гравитацией. Такие пары называются оптически-двойными звёздами [72] .

Звёздные скопления

Шаровое звёздное скопление Омега Центавра
Рассеянное звёздное скопление NGC 265

Звёздное скопление — группа звёзд, близко расположенных в пространстве и связанных происхождением из одного молекулярного облака . Общепринято деление звёздных скоплений на два типа — шаровые и рассеянные [74] , однако иногда к звёздным скоплениям причисляют и звёздные ассоциации . Звёздные скопления ценны для астрономии тем, что звёзды в них находятся на одном расстоянии от Земли и образовались практически одновременно с почти одинаковым химическим составом. Таким образом, они различаются только начальной массой, что облегчает составление теории звёздной эволюции [75] .

Шаровые звёздные скопления — плотные и массивные скопления, которые имеют шарообразную форму и повышенную концентрацию звёзд в центре скопления. Они содержат от 10 тысяч до нескольких миллионов звёзд, в среднем — около 200 тысяч, а их диаметры составляют 100—300 световых лет . Такие скопления имеют возраст порядка 10—15 млрд лет, поэтому относятся к населению II и образуют сферическую подсистему Галактики (см. ниже [⇨] ). Звёзды в шаровых скоплениях бедны металлами , так как образовались давно, и имеют небольшие массы, поскольку массивные звёзды уже завершили свою эволюцию (см. ниже [⇨] ) [76] [75] [77] .

Рассеянные звёздные скопления менее плотны, чем шаровые, и содержат меньше звёзд — от нескольких десятков до нескольких тысяч, в среднем 200—300, диаметры таких скоплений составляют до 50 световых лет. В отличие от шаровых скоплений, рассеянные не так сильно связаны гравитацией и, как правило, распадаются в течение миллиарда лет после образования. Такие скопления относятся к населению I и концентрируются к галактическому диску , а в самих скоплениях встречается много массивных и ярких звёзд [78] [75] [77] .

Звёздные ассоциации — ещё более разреженные группы звёзд общей массой менее 1000 M и диаметром до 700 световых лет [79] . Они очень слабо связаны гравитацией, поэтому распадаются в течение 10 млн лет после образования. Это означает, что они состоят из очень молодых звёзд [80] [75] [81] .

Галактики

Галактики — системы звёзд и межзвёздного вещества , самые крупные из которых могут содержать сотни миллиардов звёзд и иметь радиусы до 30 килопарсек . Звёзды распределены в галактиках неравномерно: молодые, богатые металлами звёзды населения I образуют плоскую составляющую галактики, которая наблюдается как галактический диск, а старые и бедные металлами звёзды населения II образуют сферическую составляющую, которая сильно концентрируется к центру галактики [82] [83] [84] .

Четыре основных типа галактик, выделенные ещё Эдвином Хабблом в 1925 году [85] [86] :

  • эллиптические галактики — галактики без выраженной внутренней структуры, имеющие форму шара или эллипсоида. Они практически не содержат газа и пыли и состоят в основном из старых звёзд. Плоская составляющая в них отсутствует;
  • линзовидные галактики внешне похожи на эллиптические, но, хотя сферическая составляющая в них является основной, они также имеют звёздный диск;
  • спиральные галактики имеют как сферическую, так и плоскую составляющие, при этом последняя выражена сильнее, чем в линзовидных, а в дисках спиральных галактик обнаруживается спиральная структура;
  • неправильные галактики — галактики асимметричной формы, содержащие много газа и пыли. Сферическая составляющая в таких галактиках практически отсутствует, большинство звёзд — молодые и образуют плоскую подсистему.

Эволюция звёзд

Эволюция Солнца

Физические и наблюдаемые параметры звёзд непостоянны, так как из-за идущих в них термоядерных реакций меняется состав звезды, уменьшается масса и излучается энергия. Изменение характеристик звезды со временем называется эволюцией звезды , этот процесс проходит по-разному у звёзд различных начальных масс [87] . Часто в таких случаях говорят о «жизни звезды», которая начинается, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивается, когда реакции прекращаются [88] [89] [90] . Срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, составляет от нескольких миллионов до десятков триллионов лет [91] [92] . В течение жизни у звёзд может возникать и исчезать переменность [61] , а на ход эволюции звезды может влиять её принадлежность к тесной двойной системе [93] .

Звёздный нуклеосинтез

На разных стадиях эволюции звёзд в них проходят различные термоядерные реакции . Наиболее важные, энергетически эффективные и длительные из них — протон-протонный цикл и CNO-цикл , в которых из четырёх протонов образуется ядро гелия , — происходят в ядрах звёзд главной последовательности [94] [95] .

В достаточно массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе , а в самых тяжёлых звёздах и более тяжёлые элементы вплоть до железа — дальнейший нуклеосинтез не идёт, так как энергетически невыгоден [96] [95] . Тем не менее, элементы тяжелее железа могут образовываться при так называемом взрывном нуклеосинтезе , который происходит, когда звезда теряет гидростатическое равновесие, например, при взрывах сверхновых [97] .

Начальная стадия эволюции звёзд

Эволюционные треки протозвёзд разной массы (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)

Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа , которые начинают сжиматься из-за возникшей гравитационной неустойчивости . Изначально могут начать сжиматься только облака большой массы, но в процессе они разделяются на более маленькие области сжатия, каждая из которых уже становится отдельной звездой. По этой причине звёзды всегда формируются группами: в составе звёздных ассоциаций или звёздных скоплений [98] . После того как в облаке формируется гидростатически равновесное ядро, оно начинает считаться протозвездой . Протозвезда светит за счёт сжатия сначала в дальнем инфракрасном диапазоне, затем разогревается и становится видима в оптическом диапазоне. Эта стадия может длиться от 10 5 лет для самых крупных звёзд до 10 9 лет для наименее массивных [99] [100] [101] . В это время также формируются протопланетные диски вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы [102] . После этого недра звезды, если её масса составляет более 0,075 M , достаточно разогреваются, и в ней начинается синтез гелия из водорода: в это время звезда становится полноценной звездой главной последовательности. Если же масса оказывается меньше 0,075 M , то протозвезда становится коричневым карликом , в котором некоторое время может идти термоядерный синтез, но основная доля энергии выделяется за счёт сжатия [1][3] .

Главная последовательность

После того как в звезде начинается синтез гелия из водорода, она становится звездой главной последовательности и в этом состоянии проводит бо́льшую часть жизни — 90 % звёзд, в числе которых и Солнце, относятся к главной последовательности [54] .

Характеристики звёзд главной последовательности зависят в первую очередь от массы и, в гораздо меньшей степени, от возраста и начального химического состава: чем больше масса звезды, тем больше её температура, радиус и светимость и тем меньше срок её жизни на главной последовательности. Так, например, звезда с массой 0,1 M будет иметь светимость в 0,0002 L , температуру 3000 K и спектральный класс M6, а звезда с массой 18 M — светимость в 30 000 L , температуру 33 000 K и спектральный класс O9,5 [92] . У самых тяжёлых звёзд сроки жизни на главной последовательности — порядка нескольких миллионов лет, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает возраст Вселенной [54] [103] . Звёзды населения II с низким содержанием тяжёлых элементов, которые также синтезируют гелий в ядре, в несколько раз тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса и называются субкарликами [104] .

Стадия главной последовательности заканчивается, когда в ядре звезды остаётся слишком мало водорода и его сгорание не может продолжаться в том же режиме. Разные звёзды после этого ведут себя по-разному [105] .

Эволюция звёзд после главной последовательности

Эволюционные треки звёзд различной массы после главной последовательности

У большинства звёзд гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше. В результате водород начинает сгорать в слоевом источнике вокруг ядра, а сама звезда переходит сначала на стадию субгигантов , а затем на ветвь красных гигантов , охлаждаясь, но многократно увеличивая свои размеры и светимость [105] .

Исключение составляют звёзды массами менее 0,2 M : они полностью конвективны, и гелий в них распределяется по всему объёму. Согласно теоретическим моделям, они нагреваются и сжимаются, превращаясь в голубые карлики , а потом в гелиевые белые карлики (см. ниже [⇨] ) [103] [106] .

В звёздах большей массы в определённый момент начинается горение гелия . Если масса звезды составляет менее 2,3 M , он загорается взрывообразно — происходит гелиевая вспышка , и звезда оказывается на горизонтальной ветви . При большей массе гелий загорается постепенно, и звезда проходит голубую петлю . Когда в ядре накапливаются углерод и кислород, а гелия остаётся мало, ядро начинает сжиматься, и звезда переходит на асимптотическую ветвь гигантов — процессы здесь похожи на происходящие у звёзд на ветви красных гигантов. Для звёзд с массой менее 8 M эта стадия оказывается последней: они сбрасывают оболочку и становятся белыми карликами, состоящими из углерода и кислорода [107] [108] .

В более массивных звёздах ядро начинает сжиматься, а звезда становится сверхгигантом . В ней начинаются термоядерные реакции с участием углерода — для звёзд с массой 8—10 M в результате углеродной детонации , а в более массивных звёздах постепенно. Вскоре могут начаться реакции и с более тяжёлыми элементами, вплоть до железа, и в звезде образуется множество слоёв, состоящих из разных элементов. После этого звезда может как сбросить оболочку, став белым карликом, состоящим из кислорода, неона или магния , так и взорваться как сверхновая, и тогда от неё останется нейтронная звезда или чёрная дыра [107] [108] .

Конечные стадии эволюции звёзд

Выделяется три типа объектов, в которые звезда может превратиться в конце жизни [109] .

Белые карлики — объекты из вырожденного вещества с массой порядка солнечной, но в 100 раз меньшими радиусами. В белые карлики превращаются звёзды с начальными массами менее 8—10 M , сбрасывая оболочку, что наблюдается как планетарная туманность . В белых карликах не вырабатывается энергия, а излучают они лишь за счёт высокой температуры внутри них: самые горячие из них имеют температуры около 70 000 K , но постепенно остывают и становятся чёрными карликами [107] [109] .

Нейтронные звёзды образуются, если масса вырожденного ядра звезды превышает предел Чандрасекара — 1,46 M . В этом случае происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, при котором происходит взрыв сверхновой . При массе нейтронной звезды, равной 2 M , её радиус будет составлять порядка 10 км [107] [109] [110] .

Чёрная дыра образуется, если масса ядра превысит предел Оппенгеймера — Волкова , равный 2—2,5 M . Получившаяся нейтронная звезда оказывается неустойчивой, и коллапс будет продолжаться: дальнейшие устойчивые конфигурации неизвестны. В какой-то момент радиус ядра становится меньше радиуса Шварцшильда , при котором вторая космическая скорость становится равной скорости света , и появляется чёрная дыра звёздной массы [107] [109] .

Звёздные каталоги и номенклатура

Списки звёзд, содержащие какие-либо сведения о них, такие как небесные координаты , собственные движения , звёздные величины или спектральные классы , известны как звёздные каталоги. В некоторых каталогах содержится информация о звёздах определённого типа: например, только о двойных или переменных . Хранением, систематизацией и распространением данных о звёздных каталогах занимается Страсбургский центр астрономических данных . Среди современных звёздных каталогов можно выделить следующие [111] [112] [113] :

  • каталог Hipparcos , составленный по результатам работы одноимённого космического телескопа в 1989—1993 годах в оптическом диапазоне . Он содержит такую информацию о 118 218 звёздах, как годичные параллаксы с точностью до 0,001′′, собственные движения с точностью 0,001′′/год и звёздные величины, кроме того, этот каталог обеспечивает стандартную систему координат ICRS ;
  • каталог Tycho-2 также был составлен на основе работы Hipparcos. Он обладает меньшей точностью, зато содержит сведения о более чем 2 миллионах звёзд;
  • 2MASS (The Two Micron All Sky Survey) — каталог, содержащий координаты и звёздные величины в ближней инфракрасной области для 0,5 миллиарда звёзд, составленный Калифорнийским технологическим институтом .

Номенклатура

С древности звёзды получали собственные названия (см. ниже [⇨] ), но с развитием астрономии появилась потребность в строгой номенклатуре. До 2016 года официальных собственных названий звёзд не было, но на 2020 год Международным астрономическим союзом утверждено 336 собственных названий [114] [115] .

Обозначения Байера , введённые в 1603 году Иоганном Байером , стали первыми, которые с некоторыми изменениями используются до сих пор. В его каталоге самые яркие звёзды каждого созвездия получили название в виде буквы греческого алфавита и названия созвездия. Обычно, хотя и не во всех случаях, самая яркая звезда созвездия получала букву α, вторая — β и так далее. В случае, если звёзд в созвездии было больше, чем букв в греческом алфавите , используются буквы латинского алфавита: сначала строчные от a до z, затем заглавные от A до Z. Например, ярчайшая звезда созвездия ЛьваРегул — имеет обозначение α Льва [114] .

Другая широко используемая система — обозначения Флемстида — появилась в 1783 году и основана на каталоге Джона Флемстида , опубликованном в 1725 году, уже после его смерти. В ней каждой звезде созвездия присваивается номер в порядке увеличения прямого восхождения . Пример такого названия — 61 Лебедя [114] .

В любом случае звёзды также обозначаются по названию каталога, в котором они отмечены, и номеру в нём. Так, например, Бетельгейзе в различных каталогах имеет обозначения HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 и PPM 149643 [114] .

Для двойных или кратных звёзд , переменных , а также новых или сверхновых звёзд , используется иная система обозначений [114] :

  • компоненты двойных и кратных звёзд, если у них нет раздельных обозначений, получают заглавные латинские буквы в конце названия. Например, белый карлик в системе Сириуса имеет обозначения Сириус B, α Большого Пса B, HD 48915 B;
  • переменные звёзды имеют более сложную систему обозначений , сложившуюся исторически. Если они не имеют обозначения по Байеру, то получают название в виде заглавной латинской буквы и созвездия, в котором они расположены, в порядке открытия, начиная с R (в некоторых случаях с Q). После буквы Z следуют двухбуквенные обозначения: начиная с RR до RZ, затем от SS до SZ и так далее, до ZZ. Дальше идут обозначения от AA до AZ, от BB до BZ и так далее до QQ до QZ, причём буква J не используются. Такой способ позволяет обозначить 334 звезды в каждом созвездии, после чего их обозначают V335, V336 и так далее. Среди таких названий — R Андромеды , RR Лиры и V1500 Лебедя;
  • новые и сверхновые, хотя и относятся к переменным, имеют другую систему обозначений. Новые звёзды получают название по созвездию, в котором они были замечены и по году, например, новая Лебедя 1975 года [d] , и одновременно название по системе переменных звёзд (эта же новая имеет обозначение V1500 Лебедя). Сверхновые звёзды обозначаются по году их открытия и по очерёдности их открытия: первые 26 обозначаются заглавными латинскими буквами от A до Z, затем строчными от aa до az, от ba до bz и так далее. Пример такого обозначения — SN1997bs [116] .

История изучения

Представление о звёздах в древности

Люди с древности обращали внимание на небо и замечали на нём различные группы звёзд. Древнейшее наскальное изображение рассеянного звёздного скопления Плеяды , обнаруженное в пещере Ласко , датируется XVIII—XV тысячелетиями до нашей эры [117] . До наших дней дошли некоторые созвездия, описанные в шумерских звёздных каталогах, а из 48 созвездий, описанных Птолемеем во II веке н. э., 47 вошли в список из 88 созвездий, утверждённых Международным астрономическим союзом [118] [119] . Некоторые яркие звёзды получали собственные имена, также различавшиеся в разных культурах, — наибольшее распространение получили арабские названия [115] .

Звёздное небо использовалось и в прикладных целях. В Древнем Египте началом года считался день первого гелиакического восхода Сириуса [120] . Мореходы Минойской цивилизации , существовавшей с третьего тысячелетия до н. э., умели использовать звёзды для навигации [121] .

Изучение видимых параметров звёзд

Значительное развитие астрономия получила в Древней Греции . Наиболее известный звёздный каталог того времени был составлен Гиппархом во II веке до н. э.: он содержал 850 звёзд, разделённых на 6 классов по блеску — в дальнейшем это разделение превратилось в современную систему звёздных величин [122] . Гиппарх также был первым, кто достоверно обнаружил переменную звезду , а именно новую приблизительно в 134 году до н. э. [123] . После этого астрономы регулярно открывали новые и сверхновые звёзды: в Китае в течение X—XVII веков н. э. было обнаружено 12 новых и сверхновых . Среди них была сверхновая 1054 года, породившая Крабовидную туманность [120] . Однако переменные звёзды других типов стали открывать гораздо позже: первой из них стала Мира , переменность которой в 1609 году обнаружил Давид Фабрициус [62] .

При этом о самих звёздах было известно мало: в частности, они считались расположенными на очень далёкой сфере неподвижных звёзд даже после коперниковской революции — этому способствовало большое расстояние до звёзд, из-за чего никакие их относительные движения заметить было невозможно [124] , а догадки, что далёкие звёзды на самом деле подобны Солнцу , только появлялись и обосновывались чаще философски. Впервые оценить расстояние до звёзд попытался в 1695 году Христиан Гюйгенс : расстояние до Сириуса у него получилось равным 0,5 светового года , при этом оценивал расстояние он фотометрически. В 1718 году Эдмунд Галлей обнаружил собственные движения Альдебарана , Сириуса и Арктура . В то же время астрономы пытались обнаружить звёздные параллаксы , но точности измерений им не хватало. Тем не менее, эти попытки привели к другим открытиям: в частности, в 1802—1803 годах Уильям Гершель смог доказать, что многие двойные звёзды являются физическими парами, а не оптически-двойными звёздами. Впервые звёздный параллакс в 1818—1821 годах сумел измерить для двух звёзд Василий Яковлевич Струве , причём для одной из них — Альтаира — величина оказалась очень близкой к современному значению, хотя сам Струве не был уверен в точности результата. В 1837 году он же измерил параллакс Веги , а вскоре за ним последовали результаты других астрономов [120] .

Изучение физической природы звёзд

Далёкими от истины были представления и о природе звёзд — первым шагом к её изучению стали изобретение щелевого спектрографа и развитие спектрального анализа . Фраунгоферовы линии были открыты в 1815 году, хотя Исаак Ньютон изучал спектр Солнца ещё в 1666 году. Уже в 1860-е годы были определены составы атмосфер различных звёзд, в том числе и Солнца, и в то же время Густав Кирхгоф предположил существование фотосфер звёзд , в которых должен образовываться непрерывный спектр [39] . Другим вопросом, занимавшим учёных, был источник энергии звёзд: на рубеже XIX и XX веков была популярна идея, что звёзды светят, так как выделяют энергию при гравитационном сжатии. Проблема этой гипотезы была в том, что, по расчётам, для Солнца такого механизма должно было хватать на 10 7 лет, тогда как по геологическим сведениям Земля существовала уже не менее 10 9 лет. После открытия радиоактивности Джеймс Джинс попытался объяснить свет звёзд именно ей, но эта идея также не могла объяснить такой длительный срок жизни Солнца; ему же принадлежала гипотеза, что энергия выделяется за счёт аннигиляции . Наконец, в 1920 году Артур Эддингтон предположил, что энергия выделяется при превращении ядер водорода в ядра гелия , и, хотя он не представлял, как именно происходит это превращение, в конечном итоге эта догадка оказалась верной — уже в конце 1930-х годов были открыты протон-протонный и CNO-циклы превращения водорода в гелий. После того как был определён источник энергии звёзд, стали развиваться теории звёздной эволюции , которые позволили объяснить видимое разнообразие звёзд и их распределение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела [120] .

В культуре

«Звёздная ночь»

Разные народы выделяли разные астеризмы и созвездия , но практически во всех культурах в созвездия объединяли звёзды Большой Медведицы , Ориона и Плеяд . Зачастую наблюдаемые фигуры на небе ассоциировались с теми или иными образами, предметами или животными, что у различных народов связывалось с их мифами и легендами. Многие современные созвездия связаны именно с древнегреческой мифологией [125] [126] . Звёздное небо и звёзды на нём во многих ранних цивилизациях воспринимались как божественные сущности — предположительно, эта идея зародилась в Месопотамии и оттуда распространилась по всему миру. Там же возникла и астрология , которая до Нового времени не отделялась от астрономии [127] [128] .

Вид звёздного неба находит отражение и в более современных произведениях культуры. К примеру, ноктюрн — стиль живописи, которому присуще изображение ночных сцен, в частности ночного неба: одна из самых известных картин этого жанра — « Звёздная ночь » Винсента ван Гога . Также звёздам посвящаются различные произведения художественной литературы , а в научной фантастике зачастую рассматриваются конкретные звёзды или звёздные системы [129] [130] [131] .

Часто звёзды рассматриваются в более символическом смысле: в различных языках слово «звезда» имеет множество переносных значений. Схематичное изображение звезды встречается на флагах более чем 40 стран, многие из которых исламские : в этой религии звезда и полумесяц — символ мира и жизни. Звёзды играют важную роль и в других религиях: например, в христианстве широко известен сюжет о Вифлеемской звезде [129] .

Примечания

  1. 1 2 3 4 5 6 Star (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 18 октября 2020.
  2. David Darling. Star . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 октября 2020.
  3. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 138—139.
  4. 1 2 Засов А. В. Размеры звезд (методы определения) . Астронет . Дата обращения: 29 октября 2020.
  5. Киселёв А. А. Собственные движения «неподвижных» звезд и их значение в астрономии . Астронет . Дата обращения: 26 октября 2020.
  6. 1 2 3 4 5 Тутуков А. В. Звёзды . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 18 октября 2020.
  7. Кононович, Мороз, 2004 , с. 14.
  8. The Constellations . International Astronomical Union . Дата обращения: 26 октября 2020.
  9. David Darling. Brightest stars . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 октября 2020.
  10. Кононович, Мороз, 2004 , с. 171.
  11. David Darling. Nearest stars . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 октября 2020.
  12. Псковский Ю. П. Расстояния до космических объектов (методы определения) . Астронет . Дата обращения: 30 октября 2020.
  13. Вольфа-Райе звёзды . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 14 февраля 2021.
  14. Сурдин, 2015 , с. 148—149.
  15. Кононович, Мороз, 2004 , с. 371.
  16. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004 , с. 373.
  17. Куликовский П. Г. Массы небесных тел (методы определения) . Астронет . Дата обращения: 30 октября 2020.
  18. Fundamental Astronomy, 2007 , p. 247.
  19. Supergiant star (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 4 ноября 2020.
  20. Nola Taylor. What Is the Biggest Star? (англ.) . Space.com (26 July 2018). Дата обращения: 3 января 2021.
  21. Jake Parks. Meet the most extreme stars (англ.) . Astronomy.com (23 September 2020). Дата обращения: 3 января 2021.
  22. Stephenson 2-18 (St2-18) (англ.) . Star Facts (13 September 2020). Дата обращения: 3 января 2021.
  23. Stars Just Got Bigger — A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.) . ESO (21 July 2010). Дата обращения: 24 апреля 2021.
  24. Рузмайкин А. А. Магнитные поля Солнца и звёзд . Астронет. Дата обращения: 24 октября 2020.
  25. Fundamental Astronomy, 2007 , p. 230.
  26. Сурдин, 2015 , с. 120—123.
  27. Сурдин, 2015 , с. 137.
  28. Кононович, Мороз, 2004 , с. 249, 392—399.
  29. Сурдин, 2015 , с. 135—136.
  30. Кононович, Мороз, 2004 , с. 249.
  31. Строение звезд главной последовательности . Астронет . Дата обращения: 24 октября 2020.
  32. Main Sequence Star . The Astrophysics Spectator . Дата обращения: 24 октября 2020.
  33. 1 2 3 4 5 Сахибуллин Н. А. Звёздные атмосферы . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 24 октября 2020.
  34. Черепащук А. М. Потемнение к краю . Астронет . Дата обращения: 27 октября 2020.
  35. Фотосфера звёзд . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 24 октября 2020.
  36. Хромосферы звёзд . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 24 октября 2020.
  37. Короны звёзд . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 24 октября 2020.
  38. Ламзин С. А. Звёздный ветер . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 24 октября 2020.
  39. 1 2 Paul W. Merrill. Lines of the chemical elements in astronomical spectra // Papers of the Mount Wilson Observatory. — Washington: Carnegie Institution, 1958.
  40. 1 2 3 4 5 Stellar classification (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 18 октября 2020.
  41. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004 , с. 369.
  42. Сурдин В. Г. Классификации звёзд . Астронет . Дата обращения: 29 октября 2020.
  43. Кононович, Мороз, 2004 , с. 377.
  44. Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, MS Oey. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2002. — Vol. 123 , iss. 5 . — P. 2754 . — ISSN 1538-3881 . — doi : 10.1086/339831 .
  45. Кононович, Мороз, 2004 , с. 370.
  46. 1 2 3 Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 209—210.
  47. David Darling. Numbers of stars . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 22 октября 2020.
  48. Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 68—70. Cambridge University Press . Дата обращения: 15 июня 2021.
  49. Gray RO, Corbally CJ Stellar spectral classification . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. — С. 568. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7 .
  50. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs (англ.) // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — P. 4475 . — ISSN 1941-6016 . — doi : 10.4249/scholarpedia.4475 . Архивировано 21 мая 2021 года.
  51. Римские цифры означают степень ионизации атома. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.
  52. Fundamental Astronomy, 2007 , p. 209.
  53. Сурдин, 2015 , с. 148.
  54. 1 2 3 David Darling. Main sequence . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 22 октября 2020.
  55. Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 212—213.
  56. Spectral Classification . www.cfa.harvard.edu . Дата обращения: 29 октября 2020.
  57. Кононович, Мороз, 2004 , с. 370—371.
  58. 1 2 3 Самусь Н. Н. Переменные звёзды . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 20 октября 2020.
  59. Variable star (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 20 октября 2020.
  60. 1 2 3 David Darling. Variable star . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  61. 1 2 Ефремов Ю. Н. Переменные звёзды . Астронет . Дата обращения: 25 октября 2020.
  62. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 163.
  63. GCVS Introduction . www.sai.msu.su . Дата обращения: 20 октября 2020.
  64. David Darling. Variable star naming . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  65. David Darling. Pulsating variable . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  66. David Darling. Eruptive variable . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  67. David Darling. Cataclysmic variable . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  68. David Darling. Eclipsing binary . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  69. David Darling. Rotating variable . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020.
  70. 1 2 3 Тутуков А. В. Двойные звёзды . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 23 октября 2020.
  71. 1 2 Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 221—226.
  72. 1 2 3 David Darling. Binary star . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020.
  73. Шакура Н. И. Тесные двойные звёзды . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 27 октября 2020.
  74. David Darling. Star cluster . Encyclopedia of science . Дата обращения: 23 октября 2020.
  75. 1 2 3 4 Сурдин, 2015 , с. 287—295.
  76. David Darling. Globular cluster . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020.
  77. 1 2 Кононович, Мороз, 2004 , с. 440—442.
  78. David Darling. Open cluster . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020.
  79. Stellar association (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 23 октября 2020.
  80. David Darling. Stellar association . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020.
  81. Кононович, Мороз, 2004 , с. 440—444.
  82. Galaxy (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 23 октября 2020.
  83. Fundamental Astronomy, 2007 , p. 367.
  84. Кононович, Мороз, 2004 , с. 439—440.
  85. Сурдин, 2015 , с. 336—340.
  86. Кононович, Мороз, 2004 , с. 468—471.
  87. Эволюция звёзд . Энциклопедия физики и техники . Дата обращения: 11 июля 2020.
  88. Жизнь звёзд . www.sai.msu.su . Дата обращения: 11 июля 2020.
  89. Как выглядит жизненный цикл звезды? . new-science.ru . Дата обращения: 11 июля 2020.
  90. Постнов К. А. Во что превращаются звезды в конце жизни . Астронет . Дата обращения: 11 июля 2020.
  91. Bertulani CA (англ.) . Nuclei in the Cosmos. — Singapore: World Scientific , 2013. — ISBN 978-981-4417-66-2 .
  92. 1 2 Миронова И. Главная последовательность . Астронет . Дата обращения: 11 июля 2020.
  93. Черепащук А. М. Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции . Астронет . Дата обращения: 16 июля 2020.
  94. Надёжин Д. К. Ядерные реакции в звёздах . Большая российская энциклопедия .
  95. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 128—134.
  96. Кононович, Мороз, 2004 , с. 413.
  97. Взрывной нуклеосинтез . Энциклопедия физики и техники . Дата обращения: 18 июля 2020.
  98. Кононович, Мороз, 2004 , с. 386—392.
  99. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . От облака к звезде . Астронет (1992) . Дата обращения: 11 июля 2020.
  100. Кононович, Мороз, 2004 , с. 394—395.
  101. Fundamental Astronomy, 2007 , p. 243.
  102. Кононович, Мороз, 2004 , с. 356—358.
  103. 1 2 Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1997. — 1 June (vol. 482). — doi : 10.1086/304125 .
  104. Darling D. Subdwarf . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 25 октября 2020.
  105. 1 2 Кононович, Мороз, 2004 , с. 399.
  106. Сурдин, 2015 , с. 158.
  107. 1 2 3 4 5 Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 249—254.
  108. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 154—161.
  109. 1 2 3 4 Кононович, Мороз, 2004 , с. 418—421.
  110. Утробин В. П. Сверхновые звезды . Астронет . Дата обращения: 25 октября 2020.
  111. Куимов К. В. Звёздные каталоги . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 26 октября 2020.
  112. Star catalog (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 26 октября 2020.
  113. Кононович, Мороз, 2004 , с. 153—155.
  114. 1 2 3 4 5 Naming Stars . International Astronomical Union . Дата обращения: 26 октября 2020.
  115. 1 2 Названия звёзд . Астромиф . Дата обращения: 27 октября 2020.
  116. List of Supernovae . Central Bureau for Astronomical Telegrams . Дата обращения: 26 октября 2020.
  117. Екатерина Русакова. Астрономы определили возраст древней поэмы по звездам . N+1 (16 мая 2016). Дата обращения: 27 октября 2020.
  118. Кратчайшая история созвездий . Астромиф . Дата обращения: 27 октября 2020.
  119. Звёздное небо . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 27 октября 2020.
  120. 1 2 3 4 История астрономии . Институт истории естествознания и техники им. С. И. Вавилова . Дата обращения: 31 октября 2020.
  121. Navigation . National Geographic .National Geographic Society (21 января 2011). Дата обращения: 31 октября 2020.
  122. Звездная величина . Астронет . Дата обращения: 31 октября 2020.
  123. Antonios D. Pinotsis. Astronomy in Ancient Rhodes . conferences.phys.uoa.gr . Дата обращения: 31 октября 2020.
  124. Открытие Солнечной системы . Московский планетарий . Дата обращения: 31 октября 2020.
  125. Берёзкин Ю. Е. Рождение звездного неба: представления о ночных светилах в исторической динамике. . — СПб. : МАЭ РАН, 2017. — 316 с. — ISBN 978-5-88431-326-2 .
  126. Ian Ridpath. Ian Ridpath's Star Tales — Constellation Mythology and History . Дата обращения: 31 октября 2020.
  127. Nature worship — Stars and constellations (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 31 октября 2020.
  128. Куртик Г. Е. , Кобзев А. И. , Лысенко В. Г. Астрология . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 31 октября 2020.
  129. 1 2 Varadaraja Venkata Raman. Impact of Stars on Human Culture (англ.) // Astronomy and Civilization in the New Enlightenment: Passions of the Skies / Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre. — Dordrecht: Springer Netherlands , 2011. — P. 151—165 . — ISBN 978-90-481-9748-4 . — doi : 10.1007/978-90-481-9748-4_16 .
  130. Alina Cohen. From Van Gogh to Vija Celmins, These Artists Have Made the Night Sky Their Muse (англ.) . Artsy (7 June 2018). Дата обращения: 3 января 2021.
  131. James Davis Nicoll. Classic Sci-Fi Star Systems Keep Getting Ruined by Science (англ.) . Tor.com (23 July 2018). Дата обращения: 3 января 2021.

Литература

Ссылки