Interested Article - Звезда

jacinda
  • 2021-03-25
  • 1

Запрос «Звёзды» перенаправляется сюда; см. также другие значения .
Вид звёздного неба в Альпах
Солнце — ближайшая к Земле звезда

Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело , состоящее из газа и плазмы , в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции . Ближайшей к Земле звездой является Солнце , другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение . Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус , масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки .

Самая распространённая схема классификации звёзд — по спектральным классам — основывается на их температуре и светимости . Кроме того, среди звёзд выделяют переменные звёзды , которые меняют свой видимый блеск по различным причинам, с собственной системой классификации . Звёзды часто образуют гравитационно-связанные системы: двойные или кратные системы , звёздные скопления и галактики . Со временем звёзды меняют свои характеристики, так как в их недрах проходит термоядерный синтез, в результате которого меняется химический состав и масса — это явление называется эволюцией звёзд , и в зависимости от начальной массы звезды она может проходить совершенно по-разному .

Вид звёздного неба привлекал людей с древности, с видом созвездий или отдельных светил на нём были связаны мифы и легенды разных народов , до сих пор он находит отражение в культуре . Ещё со времён первых цивилизаций астрономы составляли каталоги звёздного неба , а в XXI веке существует множество современных каталогов, содержащих различную информацию для сотен миллионов звёзд .

Определение и характеристики

Общепринятого определения звезды не существует. В большинстве определений звёздами считаются массивные самосветящиеся объекты, состоящие из газа или плазмы , в которых хотя бы на какой-то стадии эволюции (см. ниже ) в их ядрах идёт термоядерный синтез , мощность которого сопоставима с их собственной светимостью .

Наблюдательные характеристики

Спектр звезды спектрального класса A0V. Пунктирными линиями обозначены спектры абсолютно чёрных тел с температурами 9500 и 15000 K

Практически все звёзды наблюдаются с Земли как точечные объекты даже при использовании телескопов с большим увеличением — исключение составляет лишь малая часть звёзд, угловые размеры которых превышают разрешающую способность самых крупных инструментов, а также Солнце . Всего на небе около 6000 звёзд, которые можно видеть невооружённым глазом в хороших условиях, а одновременно наблюдать можно до 3000 звёзд, расположенных над горизонтом. Взаимное положение звёзд (кроме Солнца), в отличие от Луны и других объектов Солнечной системы , меняется очень медленно: самое большое собственное движение звезды , которое зафиксировано у звезды Барнарда , составляет около 10 ′′ в год, а для большинства звёзд не превышает 0,05′′ в год . Чтобы перемещение звёзд можно было заметить без точных измерений, нужно сравнивать вид звёздного неба с интервалом в тысячи лет. В связи с этим звёзды с древности объединяли в созвездия , а в начале XX века Международный астрономический союз утвердил деление неба на 88 созвездий и границы каждого из них .

Видимая звёздная величина — мера освещённости , создаваемой звёздами. Эта величина линейно связана с логарифмом освещённости, причём чем больше освещённость, тем меньше звёздная величина. Так, например, видимая звёздная величина Солнца составляет −26,72 m , а ярчайшей звездой ночного неба является Сириус с видимой звёздной величиной −1,46 m . Тем не менее существует множество звёзд с гораздо большей светимостью, чем у Сириуса, но земным наблюдателям они кажутся более тусклыми из-за большой удалённости .

Расстояния до звёзд измеряются различными методами. Расстояния до самых близких звёзд измеряют методом годичных параллаксов . Например, ближайшая к Земле звезда после Солнца — Проксима Центавра , её параллакс составляет примерно 0,76′′, следовательно она удалена на расстояние 4,2 светового года . Однако её звёздная величина составляет +11,09 m , и она не видна невооружённым глазом . Для измерения расстояния до более далёких звёзд используются другие методы, например, фотометрический метод: если известно, какая у звезды абсолютная светимость, то, сравнивая её с освещённостью, можно определить расстояние до звезды. Совокупность методов определения расстояний, в том числе до звёзд, образует шкалу расстояний в астрономии .

Спектры излучения звёзд различаются, но чаще всего они представляют собой непрерывные спектры с линиями поглощения . В некоторых случаях на фоне непрерывного спектра наблюдаются эмиссионные линии . Для описания звёздных спектров часто используется понятие абсолютно чёрного тела , излучающего электромагнитные волны по закону Планка , хотя далеко не у всех звёзд спектры похожи на планковский. Температура абсолютно чёрного тела того же радиуса и светимости, что и звезда, называется эффективной температурой звезды, и, как правило, под температурой поверхности звезды подразумевается именно она. Обычно эффективные температуры звёзд лежат в диапазоне от 2—3 до 50 тысяч кельвинов .

Физические характеристики

Параметры звёзд варьируются в очень широком диапазоне. Часто их характеристики выражаются в солнечных величинах: например, масса Солнца ( M ⊙ ) — 1,99⋅10 30 кг, радиус Солнца ( R ⊙ ) — 6,96⋅10 8 м, а солнечная светимость ( L ⊙ ) — 3,85⋅10 26 Вт . Иногда в качестве меры светимости используют абсолютную звёздную величину : она равна видимой звёздной величине звезды, которую бы та имела, находясь на расстоянии 10 парсек от наблюдателя .

Обычно массы звёзд варьируются от 0,075 до 120 M ⊙ , хотя иногда встречаются светила и большей массы — звезда с максимальной известной массой, R136a1 , в 265 раз массивнее Солнца , а при формировании её масса составляла 320 M ⊙ . С высокой точностью измерить массу звезды можно только в том случае, если она принадлежит визуально-двойной системе (см. ниже ), расстояние до которой известно, — тогда масса определяется на основании закона всемирного тяготения . Радиусы звёзд обычно располагаются в диапазоне от 10 −2 до 10 3 R ⊙ , но из-за того, что они находятся слишком далеко от Земли, их угловые размеры определить непросто: для этого может использоваться, например, интерферометрия . Наконец, абсолютные светимости звёзд могут составлять от 10 −4 до 10 6 L ⊙ . Наибольшие светимости и радиусы имеют сверхгиганты : например, звёзды UY Щита и Stephenson 2-18 имеют одни из самых больших известных радиусов, которые составляют около 2⋅10 3 R ⊙ , а наибольшую светимость имеет R136a1, также самая массивная из известных звёзд .

Химический состав звёзд также различается. В основном они состоят из водорода и гелия , причём в молодых звёздах водород составляет 72—75 % массы, а гелий — 24—25 %, и с возрастом доля гелия возрастает .

У всех звёзд имеется магнитное поле . Например, у Солнца оно непостоянно, имеет сложную структуру, и его напряжённость в пятнах может достигать 4000 эрстед . У магнитных звёзд наблюдаются поля напряжённостью до 3,4⋅10 4 эрстед и вызванный ими эффект Зеемана .

Строение звёзд

Основная статья: Строение звёзд

Из наблюдений известно, что звёзды, как правило, стационарны, то есть они находятся в гидростатическом и в термодинамическом равновесии . Это верно и для переменных звёзд (см. ниже ), так как чаще всего их переменность представляет собой колебания параметров относительно точки равновесия. Кроме того, для переноса излучения должен выполняться закон сохранения энергии , так как энергия вырабатывается в центральной части звезды и переносится на её поверхность .

В большинстве звёзд вещество подчиняется уравнению состояния идеального газа , а значения таких параметров, как температура, плотность и давление вещества, увеличиваются при приближении к центру звезды: например, в центре Солнца температура достигает 15,5 млн кельвинов, плотность — 156 г/см 3 , а давление — 2⋅10 16 Па .

Внутренняя структура

Внутреннее строение звёзд главной последовательности различных масс

Во внутренних областях звезды происходят выделение энергии и перенос её к поверхности. Энергия в звёздах, за исключением протозвёзд и коричневых карликов , вырабатывается при термоядерном синтезе (см. ниже ), который происходит либо в ядре звезды , где температура и давление максимальны, либо в слоевом источнике вокруг инертного ядра. Такая ситуация встречается, например, в субгигантах , ядра которых состоят из гелия, а условия для его горения пока что не достигнуты. У Солнца граница ядра располагается на расстоянии 0,3 R ⊙ от его центра .

В звёздах имеются два основных механизма переноса энергии: лучистый перенос, который происходит, когда вещество достаточно прозрачно для быстрого переноса энергии фотонами , и конвекция , происходящая тогда, когда вещество оказывается слишком непрозрачным для лучистого переноса, из-за чего возникает достаточно большой температурный градиент, и вещество начинает перемешиваться. Области звезды, в которых энергия переносится тем или иным образом, называются, соответственно, зоной лучистого переноса и конвективной зоной .

В различных звёздах зона лучистого переноса и конвективная зона располагаются по-разному. Например, в звёздах главной последовательности массой более 1,5 M ⊙ ядро окружено конвективной зоной, а зона лучистого переноса располагается снаружи. В диапазоне масс от 1,15 до 1,5 M ⊙ у звёзд имеются две конвективные зоны в центре и на границе, которые разделены зоной лучистого переноса. В звёздах с меньшей массой снаружи находится конвективная зона, а внутри — зона лучистого переноса, — к таким звёздам относится и Солнце, граница этих областей располагается на расстоянии 0,7 R ⊙ от его центра . Самые маломассивные звёзды полностью конвективны .

Атмосферы звёзд

Солнечная корона во время затмения 1999 года

Звёздная атмосфера — область, в которой формируется непосредственно наблюдаемое излучение .

  • Фотосфера — самая нижняя, непрозрачная часть атмосферы. В ней формируется непрерывный спектр излучения, а сама она при наблюдениях в оптическом диапазоне выглядит как поверхность звезды. С ней же связано явление потемнения к краю , из-за которого края звезды оказываются тусклее центральных областей: например, у Солнца в видимом диапазоне края тусклее центра на 40 % . Температура фотосферы Солнца составляет 6500 K , а плотность — 5⋅10 −4 кг/м 3 .
  • Обращающий слой находится над фотосферой и по сравнению с ней имеет более низкую температуру и плотность. В нём образуются линии поглощения в спектре. У Солнца температура этого слоя составляет около 4500 K, а плотность — 10 −7 кг/м 3 .
  • Хромосфера — слой звёздной атмосферы с более высокой температурой, чем у фотосферы, который создаёт эмиссионные линии в спектре. Температура хромосферы Солнца составляет 10 000 K, но её яркость в 100 раз меньше, чем у фотосферы. Этот слой отсутствует у горячих звёзд .
  • Корона — внешний слой звёздной атмосферы с очень высокой температурой, но очень низкой плотностью и яркостью. В этой области происходит излучение преимущественно в рентгеновском диапазоне , и мощность в этом слое не превышает 10 −3 общей светимости звезды; для Солнца она составляет 10 −6 L ⊙ . Из-за низкой светимости в оптическом диапазоне корона наблюдалась только у Солнца и только во время полных солнечных затмений . Температура солнечной короны составляет 1,5 млн кельвинов, но у некоторых звёзд может достигать 10 млн K .

У многих звёзд наблюдается звёздный ветер — стационарное истечение вещества из атмосферы в космос. Наиболее мощный звёздный ветер наблюдается у массивных звёзд; у маломассивных звёзд он уносит небольшую часть массы, но со временем значительно замедляет их вращение вокруг оси. Наличие звёздного ветра означает, что атмосфера звезды неустойчива .

Классификация

Первую успешную попытку классифицировать звёзды предпринял в 1863 году итальянский астроном и священник Анджело Секки . Он заметил сильную корреляцию между видимыми цветами звёзд и линиями поглощения в их спектрах и на основании этого разделил звёзды на четыре спектральных класса , к которым позже добавился пятый. В дальнейшем, при составлении каталога Генри Дрейпера , астрономы Гарвардской обсерватории выделили большое количество спектров, названных латинскими буквами в порядке ослабевания в них линий водорода . Эта система с изменениями легла в основу системы классификации звёзд, используемой и поныне .

Естественно было бы классифицировать звёзды по виду идущих в них термоядерных реакций и их положению, что, в свою очередь, зависит от их эволюционной стадии (см. ниже ). Однако без наличия соответствующей теории невозможно определить, какие реакции идут в звезде, если известны только её внешние характеристики, например, цвет и светимость, поэтому общепринятой стала именно спектральная классификация .

Йеркская система классификации

Основная статья: Спектральные классы звёзд
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Система классификации звёзд, используемая до сих пор, была разработана на рубеже XIX—XX веков в Гарвардской обсерватории и получила название гарвардской системы. Принадлежность звезды к тому или иному спектральному классу определяется видом её спектра: положением максимума излучения и интенсивностью тех или иных линий поглощения .

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 Моргана — Кинана по фамилиям разработавших её астрономов .

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 . 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 . Иногда используются полуцелые подклассы, как, например, B0,5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними . 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 % .

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

Характеристики спектров звёзд каждого класса
Класс Температура ( K ) Цвет Особенности спектра
O > 30 000 Голубой Присутствуют линии многократно ионизованных атомов, к примеру, He II , C III , N III , O III , Si V . Есть линии He I, линии H I 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 H I 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 H I слабеют.
G 5000—6000 Жёлтый Максимальная интенсивность линий Ca II, линии H I слабеют.
K 3800—5000 Оранжевый В основном наблюдаются линии металлов, в частности Ca I. Появляются полосы поглощения TiO , линии H I 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 K I , 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 .

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 :

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

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 .

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 .

Переменные звёзды

Основная статья: Переменная звезда
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 . 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 .

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 .

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 . 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 .

Можно выделить следующие основные типы переменных звёзд :

Звёздные системы

Двойные и кратные звёзды

Основная статья: Двойная звезда
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 .

Обычно двойные звёзды классифицируют на основании того, каким методом была обнаружена их двойственность :

  • 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 .

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 .

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 , 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 .

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 ) .

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 .

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

Галактики

Основная статья: Галактика
Галактика Андромеды

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 .

Четыре основных типа галактик, выделенные ещё Эдвином Хабблом в 1925 году :

  • 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

Основная статья: 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 . Часто в таких случаях говорят о «жизни звезды», которая начинается, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивается, когда реакции прекращаются . Срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, составляет от нескольких миллионов до десятков триллионов лет . В течение жизни у звёзд может возникать и исчезать переменность , а на ход эволюции звезды может влиять её принадлежность к тесной двойной системе .

Звёздный нуклеосинтез

Основная статья: 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 .

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 . Тем не менее элементы тяжелее железа могут образовываться при так называемом взрывном нуклеосинтезе , который происходит, когда звезда теряет гидростатическое равновесие, например, при взрывах сверхновых .

Начальная стадия эволюции звёзд

Основная статья: Формирование звезды
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 . 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 . В это время также формируются протопланетные диски вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы . 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 .

Главная последовательность

Основная статья: 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 .

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 . У самых тяжёлых звёзд срок жизни на главной последовательности — порядка нескольких миллионов лет, а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает возраст Вселенной . 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 .

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 .

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 .

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 ) .

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 .

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 .

Конечные стадии эволюции звёзд

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

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 .

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 .

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 .

Звёздные каталоги и номенклатура

Основная статья: Каталог звёздного неба

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 :

  • 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 .
  • Каталог Gaia составлен по результатам работы космического телескопа с таким же названием. Каталог содержит, в частности, координаты и звёздные величины для более чем 1,8 миллиарда звёзд, а также параллакс и собственное движение для более чем 1,4 миллиарда. Телескоп продолжает работу, поэтому ожидается дополнение и уточнение каталога .

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 .

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 Льва — Регул — имеет обозначение α Льва .

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 .

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 .

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

  • 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 используется. 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, , 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 .

История изучения

См. также: История астрономии

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 . 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 . Некоторые яркие звёзды получали собственные имена, также различавшиеся в разных культурах, — наибольшее распространение получили арабские названия .

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

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 . Гиппарх также был первым, кто достоверно обнаружил переменную звезду , а именно новую приблизительно в 134 году до н. э . 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 . Однако переменные звёзды других типов стали открывать гораздо позже: первой из них стала Мира , переменность которой в 1609 году обнаружил Давид Фабрициус .

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 , 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 .

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-х годах 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 . 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 .

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 . 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 .

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 .

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 .

Примечания

  1. ↑ (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 18 октября 2020. 1 января 2018 года.
  2. David Darling. (англ.) . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 октября 2020. 21 октября 2020 года.
  3. ↑ , с. 138—139.
  4. ↑ Засов А. В. . Астронет . Дата обращения: 29 октября 2020. 23 июля 2020 года.
  5. Киселёв А. А. . Астронет . Дата обращения: 26 октября 2020. 25 июля 2003 года.
  6. ↑ : [ 22 октября 2020 ] / А. В. Тутуков // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 331-334. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5 .
  7. , с. 14.
  8. . International Astronomical Union . Дата обращения: 26 октября 2020. 14 октября 2021 года.
  9. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 октября 2020. 23 октября 2020 года.
  10. , с. 171.
  11. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 октября 2020. 21 октября 2020 года.
  12. Псковский Ю. П. . Астронет . Дата обращения: 30 октября 2020. 4 июня 2008 года.
  13. : [ 25 февраля 2021 ] / А. М. Черепащук // Великий князь — Восходящий узел орбиты. — М. : Большая российская энциклопедия, 2006. — С. 692. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 5). — ISBN 5-85270-334-6 .
  14. , с. 148—149.
  15. , с. 371.
  16. ↑ , с. 373.
  17. Куликовский П. Г. . Астронет . Дата обращения: 30 октября 2020. 7 ноября 2020 года.
  18. , p. 247.
  19. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 4 ноября 2020. 26 ноября 2020 года.
  20. Nola Taylor. (англ.) . Space.com (26 июля 2018). Дата обращения: 3 января 2021. 21 января 2021 года.
  21. Jake Parks. (англ.) . Astronomy.com (23 сентября 2020). Дата обращения: 3 января 2021. 24 января 2021 года.
  22. (англ.) . Star Facts (13 сентября 2020). Дата обращения: 3 января 2021. 7 февраля 2021 года.
  23. (англ.) . ESO (21 июля 2010). Дата обращения: 24 апреля 2021. 4 мая 2019 года.
  24. Рузмайкин А. А. . Астронет. Дата обращения: 24 октября 2020. 27 октября 2020 года.
  25. , p. 230.
  26. , с. 120—123.
  27. , с. 137.
  28. , с. 249, 392—399.
  29. , с. 135—136.
  30. , с. 249.
  31. . Астронет . Дата обращения: 24 октября 2020. 5 июля 2020 года.
  32. . The Astrophysics Spectator . Дата обращения: 24 октября 2020. 21 июля 2018 года.
  33. ↑ : [ 26 октября 2020 ] / Н. А. Сахибуллин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 324-325. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5 .
  34. Черепащук А. М. . Астронет . Дата обращения: 27 октября 2020. 30 октября 2020 года.
  35. : [ 11 декабря 2019 ] // Уланд — Хватцев. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 519. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 33). — ISBN 978-5-85270-370-5 .
  36. : [ 27 октября 2020 ] // Хвойка — Шервинский. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 206. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 34). — ISBN 978-5-85270-372-9 .
  37. : [ 19 июля 2020 ] / М. М. Кацова // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 358. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0 .
  38. : [ 26 октября 2020 ] / С. А. Ламзин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 328-329. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5 .
  39. ↑ Paul W. Merrill. // Papers of the Mount Wilson Observatory. — Washington: Carnegie Institution, 1958.
  40. ↑ (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 18 октября 2020. 3 мая 2021 года.
  41. ↑ , с. 369.
  42. Сурдин В. Г. . Астронет . Дата обращения: 29 октября 2020. 6 августа 2020 года.
  43. , с. 377.
  44. Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, M. S. Oey. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2002. — Vol. 123 , iss. 5 . — P. 2754 . — ISSN . — doi : . 30 октября 2020 года.
  45. , с. 370.
  46. ↑ , pp. 209—210.
  47. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 22 октября 2020. 9 июня 2021 года.
  48. Zombeck M. V. 68—70. Cambridge University Press . Дата обращения: 15 июня 2021. 29 декабря 2010 года.
  49. Gray R. O., Corbally C. J. . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. — С. 568. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7 . 15 апреля 2021 года.
  50. Allard F., Homeier D. (англ.) // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — P. 4475 . — ISSN . — doi : . 15 мая 2021 года.
  51. Римские цифры означают степень ионизации атома. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.
  52. , p. 209.
  53. , с. 148.
  54. ↑ David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 22 октября 2020. 29 октября 2020 года.
  55. , pp. 212—213.
  56. . www.cfa.harvard.edu . Дата обращения: 29 октября 2020. 14 ноября 2020 года.
  57. , с. 370—371.
  58. ↑ : [ 9 мая 2021 ] / Н. Н. Самусь // П — Пертурбационная функция. — М. : Большая российская энциклопедия, 2014. — С. 639-640. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 25). — ISBN 978-5-85270-362-0 .
  59. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 20 октября 2020. 23 октября 2020 года.
  60. ↑ David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 26 октября 2020 года.
  61. ↑ Ефремов Ю. Н. . Астронет . Дата обращения: 25 октября 2020. 28 октября 2020 года.
  62. ↑ , с. 163.
  63. . www.sai.msu.su . Дата обращения: 20 октября 2020. 26 октября 2020 года.
  64. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 18 сентября 2020 года.
  65. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 5 декабря 2017 года.
  66. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 26 октября 2020 года.
  67. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 30 октября 2020 года.
  68. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 27 октября 2020 года.
  69. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 октября 2020. 26 октября 2020 года.
  70. ↑ : [ 24 октября 2020 ] / А. В. Тутуков // Григорьев — Динамика. — М. : Большая российская энциклопедия, 2007. — С. 376. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 8). — ISBN 978-5-85270-338-5 .
  71. ↑ , pp. 221—226.
  72. ↑ David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020. 27 октября 2020 года.
  73. : [ 24 октября 2020 ] / Н. И. Шакура // Телевизионная башня — Улан-Батор. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 98. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 32). — ISBN 978-5-85270-369-9 .
  74. David Darling. . Encyclopedia of science . Дата обращения: 23 октября 2020. 30 октября 2020 года.
  75. ↑ , с. 287—295.
  76. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020. 30 октября 2020 года.
  77. ↑ , с. 440—442.
  78. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020. 30 октября 2020 года.
  79. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 23 октября 2020. 26 октября 2020 года.
  80. David Darling. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 23 октября 2020. 29 октября 2020 года.
  81. , с. 440—444.
  82. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 23 октября 2020. 19 октября 2021 года.
  83. , p. 367.
  84. , с. 439—440.
  85. , с. 336—340.
  86. , с. 468—471.
  87. . Энциклопедия физики и техники . Дата обращения: 11 июля 2020. 10 июля 2020 года.
  88. . www.sai.msu.su . Дата обращения: 11 июля 2020. 1 июля 2020 года.
  89. new-science.ru . Дата обращения: 11 июля 2020. 11 июля 2020 года.
  90. Постнов К. А. . Астронет . Дата обращения: 11 июля 2020. 12 июля 2020 года.
  91. (англ.) ( . Nuclei in the Cosmos. — Singapore: World Scientific , 2013. — ISBN 978-981-4417-66-2 .
  92. ↑ Миронова И. . Астронет . Дата обращения: 11 июля 2020. 29 июня 2020 года.
  93. Черепащук А. М. . Астронет . Дата обращения: 16 июля 2020. 20 октября 2015 года.
  94. : [ 23 октября 2020 ] / Д. К. Надёжин // Шервуд — Яя. — М. : Большая российская энциклопедия, 2017. — С. 631-632. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 35). — ISBN 978-5-85270-373-6 .
  95. ↑ , с. 128—134.
  96. , с. 413.
  97. . Энциклопедия физики и техники . Дата обращения: 18 июля 2020. 18 июля 2020 года.
  98. , с. 386—392.
  99. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. . От облака к звезде . Астронет (1992). Дата обращения: 11 июля 2020. 23 сентября 2015 года.
  100. , с. 394—395.
  101. , p. 243.
  102. , с. 356—358.
  103. ↑ Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1997. — 1 June (vol. 482). — doi : . 5 октября 2018 года.
  104. Darling D. . Encyclopedia of Science . Дата обращения: 25 октября 2020. 31 октября 2020 года.
  105. ↑ , с. 399.
  106. , с. 158.
  107. ↑ , pp. 249—254.
  108. ↑ , с. 154—161.
  109. ↑ , с. 418—421.
  110. Утробин В. П. . Астронет . Дата обращения: 25 октября 2020. 28 октября 2020 года.
  111. : [ 30 октября 2020 ] / К. В. Куимов // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 326. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5 .
  112. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 26 октября 2020. 7 августа 2020 года.
  113. , с. 153—155.
  114. (англ.) . ESA . Дата обращения: 10 октября 2021. 10 октября 2021 года.
  115. . ESA . Дата обращения: 10 октября 2021. 10 декабря 2020 года.
  116. ↑ . International Astronomical Union . Дата обращения: 26 октября 2020. 11 апреля 2020 года.
  117. ↑ . Астромиф . Дата обращения: 27 октября 2020. 23 октября 2020 года.
  118. . Central Bureau for Astronomical Telegrams . Дата обращения: 26 октября 2020. 12 мая 2020 года.
  119. Екатерина Русакова. . N+1 (16 мая 2016). Дата обращения: 27 октября 2020. 31 октября 2020 года.
  120. . Астромиф . Дата обращения: 27 октября 2020. 31 октября 2020 года.
  121. : [ 24 октября 2020 ] / В. Г. Сурдин // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 319-323. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5 .
  122. ↑ . Институт истории естествознания и техники им. С. И. Вавилова . Дата обращения: 31 октября 2020. 29 июня 2020 года.
  123. . National Geographic . National Geographic Society (21 января 2011). Дата обращения: 31 октября 2020. 23 октября 2020 года.
  124. . Астронет . Дата обращения: 31 октября 2020. 31 июля 2020 года.
  125. Antonios D. Pinotsis. . conferences.phys.uoa.gr . Дата обращения: 31 октября 2020. 7 сентября 2017 года.
  126. . Московский планетарий . Дата обращения: 31 октября 2020. 6 ноября 2020 года.
  127. Берёзкин Ю. Е. . — СПб. : МАЭ РАН, 2017. — 316 с. — ISBN 978-5-88431-326-2 . 31 октября 2020 года.
  128. Ian Ridpath. . Дата обращения: 31 октября 2020. 25 октября 2020 года.
  129. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 31 октября 2020. 20 ноября 2020 года.
  130. : [ 28 января 2021 ] / Г. Е. Куртик, А. И. Кобзев, В. Г. Лысенко // Анкилоз — Банка. — М. : Большая российская энциклопедия, 2005. — С. 404-408. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 2). — ISBN 5-85270-330-3 .
  131. ↑ Varadaraja Venkata Raman. (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 : .
  132. Alina Cohen. (англ.) . Artsy (7 июня 2018). Дата обращения: 3 января 2021. 16 мая 2021 года.
  133. James Davis Nicoll. (англ.) . Tor.com (23 июля 2018). Дата обращения: 3 января 2021. 25 января 2021 года.

Литература

Ссылки

  • Kaler, James. . University of Illinois. Дата обращения: 20 августа 2010.
  • Prialnick, Dina; Wood, Kenneth; Bjorkman, Jon; Whitney, Barbara; Wolff, Michael; Gray, David; Mihalas, Dimitri. . University of St. Andrews (2001). Дата обращения: 20 августа 2010.
Источник —

jacinda
  • 2021-03-25
  • 1
  • Tags:

Same as Звезда

The title for the last searches