Ta članek je eden izmed priljubljenih

zvezda

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Pogled na zvezdnato nebo v Alpah
Sonce je Zemlji najbližja zvezda

Zvezda je masivno samosvetleče nebesno telo , sestavljeno iz plina ali plazme , v katerem se pojavijo, so ali se bodo zgodile termonuklearne reakcije . Najbližja zvezda Zemlji je Sonce , druge zvezde na nočnem nebu so videti kot točke različne svetlosti, ki ohranjajo svoj relativni položaj [⇨] . Zvezde se razlikujejo po strukturi in kemični sestavi, parametri, kot so polmer, masa in svetilnost, pa se lahko za različne zvezde razlikujejo po velikosti. [⇨] .

Najpogostejša klasifikacijska shema za zvezde - po spektralnih razredih - temelji na njihovi temperaturi in svetilnosti. [⇨] . Poleg tega med zvezdami ločimo spremenljive zvezde , ki zaradi različnih razlogov spreminjajo svojo navidezno svetlost z lastnim klasifikacijskim sistemom [⇨] . Zvezde pogosto tvorijo gravitacijsko povezane sisteme: binarne ali večkratne sisteme , zvezdne kopice in galaksije [⇨] . Sčasoma zvezde spremenijo svoje značilnosti, saj v njihovih globinah poteka termonuklearna fuzija, zaradi česar se spremenita kemična sestava in masa - ta pojav se imenuje evolucija zvezd in odvisno od začetne mase zvezde se lahko potekajo na povsem različne načine [⇨] .

Pogled na zvezdno nebo privlači ljudi že od antike, miti in legende različnih ljudstev so bili povezani s pogledom na ozvezdja ali posamezne svetilke na njem. [⇨] , se še vedno odraža v kulturi [⇨] . Od časov prvih civilizacij so astronomi sestavljali kataloge zvezdnega neba , v 21. stoletju pa obstaja veliko sodobnih katalogov, ki vsebujejo različne informacije za stotine milijonov zvezd. [⇨] .

Opredelitev in značilnosti

Splošno sprejete definicije zvezde ni. V večini definicij se zvezde štejejo za masivne samosvetleče objekte, sestavljene iz plina ali plazme [1] , v katerih vsaj na neki stopnji evolucije (glej spodaj [⇨] ) v njihovih jedrih poteka termonuklearna fuzija , katere moč je primerljiva z njihovo lastno svetilnostjo [2][3] .

Značilnosti opazovanja

Spekter zvezde spektralnega tipa A0V. Črtkane črte označujejo spektre črnih teles s temperaturami 9500 in 15000 K

Skoraj vse zvezde opazujemo z Zemlje kot točkovne objekte tudi pri uporabi teleskopov z veliko povečavo - izjema je le majhen del zvezd, katerih kotne velikosti presegajo ločljivost največjih instrumentov, pa tudi Sonce [4 ] . Skupno je na nebu okoli 6000 zvezd, ki jih je v dobrih razmerah mogoče videti s prostim očesom , hkrati pa lahko opazujete do 3000 zvezd, ki se nahajajo nad obzorjem. Relativni položaj zvezd (razen Sonca) se za razliko od Lune in drugih objektov v Osončju spreminja zelo počasi: največje lastno gibanje zvezde , ki je zabeleženo za Barnardovo zvezdo , je približno 10 ′ ′ na leto, in za večino zvezd ne presega 0, 05 ′ ′ na leto [5] . Da bi gibanje zvezd opazili brez natančnih meritev, je treba videz zvezdnega neba primerjati z intervalom tisoč let. V zvezi s tem so bile zvezde že od antike združene v ozvezdja , na začetku 20. stoletja pa je Mednarodna astronomska zveza odobrila razdelitev neba na 88 ozvezdij in meje vsakega od njih [6][7] [ 8] .

Navidezna magnituda je merilo osvetlitve, ki jo proizvajajo zvezde. Ta vrednost je linearno povezana z logaritmom osvetlitve in večja kot je osvetlitev, manjša je zvezdna magnituda. Tako je na primer navidezna zvezdna magnituda Sonca −26,72 m , najsvetlejša zvezda na nočnem nebu pa je Sirius z navidezno magnitudo −1,46 m . Kljub temu obstaja veliko zvezd z veliko večjo svetilnostjo kot Sirius, vendar se zemeljskim opazovalcem zdijo zatemnjene zaradi velike razdalje [9] [10] .

Razdalje do zvezd merimo z različnimi metodami. Razdalje do najbližjih zvezd se merijo z metodo letne paralakse . Na primer, najbližja zvezda Zemlji za Soncem je Proxima Centauri , njena paralaksa je približno 0,76 ″, zato je oddaljena 4,2 svetlobnih let . Vendar je njegova zvezdna magnituda +11,09 m in ni vidna s prostim očesom [11] . Za merjenje razdalje do bolj oddaljenih zvezd se uporabljajo druge metode, na primer fotometrična metoda: če veste, kakšna je absolutna svetilnost zvezde, lahko s primerjavo z osvetlitvijo določite razdaljo do zvezde. Nabor metod za določanje razdalj, tudi do zvezd, tvori lestvico razdalj v astronomiji [12] .

Emisijski spektri zvezd se razlikujejo, najpogosteje pa so to neprekinjeni spektri z absorpcijskimi črtami . V nekaterih primerih opazimo emisijske črte v ozadju neprekinjenega spektra [13] . Za opis zvezdnih spektrov se pogosto uporablja koncept popolnoma črnega telesa, ki oddaja elektromagnetne valove po Planckovem zakonu , čeprav nimajo vse zvezde spektrov, podobnih Planckovemu. Temperatura popolnoma črnega telesa enakega polmera in svetilnosti kot zvezda se imenuje efektivna temperatura zvezde in praviloma to pomeni temperatura površine zvezde. Običajno so efektivne temperature zvezd v območju od 2-3 do 50 tisoč kelvinov [6] [14] [15] .

fizične lastnosti

Parametri zvezd se razlikujejo v zelo širokem razponu. Pogosto so njihove značilnosti izražene v sončnih količinah: na primer masa Sonca ( M ) je 1,99⋅10 30 kg, polmer Sonca ( R ) je 6,96⋅10 8 m, sončna svetilnost ( L ) je 3, 85⋅10 26 W [6] . Včasih se kot merilo svetilnosti uporablja absolutna zvezdna magnituda : enaka je navidezni zvezdni velikosti zvezde, ki bi jo imela, če bi bila na razdalji 10 parsekov od opazovalca [16] .

Običajno mase zvezd razlikujejo od 0.075 do 120 M , čeprav so včasih svetila in večje mase - zvezda z največjo znano maso r136a1 , je 265-krat večjo maso od sonca , in ko je bil oblikovan, njegova masa je bil 320 M [1] . Maso zvezde je mogoče izmeriti z visoko natančnostjo le, če pripada vizualnemu binarnemu sistemu (glej spodaj [⇨] ), razdalja do katere je znana - potem se masa določi na podlagi zakona univerzalne gravitacije [17] . Polmeri zvezd so običajno v območju od 10 −2 do 10 3 R , vendar je zaradi dejstva, da so predaleč od Zemlje, težko določiti njihove kotne velikosti: za to je mogoče uporabiti interferometrijo , za primer [4] . Končno se lahko absolutne svetilnosti zvezd gibljejo od 10 −4 do 10 6 L [1] [6] [18] . Najvišja svetilnost in polmeri so supergiganti [19] , na primer zvezdi UY Shield in Stephenson 2-18 imata nekaj največjih znanih polmerov, ki so približno 3 2⋅10 R [20] [21] [22], vendar najvišjo svetilnost ima R136a1, tudi najbolj masivna znana zvezda [23] .

Tudi kemična sestava zvezd se razlikuje. Sestavljeni so predvsem iz vodika in helija , pri mladih zvezdah pa vodik predstavlja 72–75 % mase, helij pa 24–25 %, delež helija pa se s starostjo povečuje [6] .

Vse zvezde imajo magnetno polje . Na primer, na soncu je nestabilen, ima zapleteno strukturo in njegova intenzivnost v pegah lahko doseže 4000 oerstedov . Magnetne zvezde kažejo polja z jakostjo do 3,4⋅10 4 oersteda in Zeemanov učinek, ki ga povzročajo [24] .

Struktura zvezd

Iz opazovanj je znano, da so zvezde praviloma stacionarne, torej so v hidrostatičnem in termodinamičnem ravnovesju . To velja tudi za spremenljive zvezde (glej spodaj [⇨] ), saj so najpogosteje njihova variabilnost nihanja parametrov okoli ravnotežne točke. Poleg tega mora biti za prenos sevanja izpolnjen zakon o ohranjanju energije , saj energija nastaja v osrednjem delu zvezde in se prenaša na njeno površino [1] [25] [26] .

V večini zvezd je snov podrejena enačbi stanja idealnega plina , vrednosti parametrov, kot so temperatura, gostota in tlak snovi, pa se povečajo, ko se približujejo središču zvezde: na primer v središču Sonca, temperatura doseže 15,5 milijona Kelvinov, gostota je 156 g/cm 3 , tlak pa 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Notranja struktura

Notranja zgradba zvezd glavnega zaporedja različnih mas

V notranjih predelih zvezde se energija sprosti in prenese na površje. Energija v zvezdah, z izjemo protozvezd in rjavih pritlikavk , nastane s termonuklearno fuzijo (glej spodaj [⇨] ), ki se pojavi bodisi v jedru zvezde , kjer sta temperatura in tlak največji, bodisi v plastnem viru okoli inertnega jedra. Ta situacija se na primer pojavlja pri podgigantih , katerih jedra so sestavljena iz helija, pogoji za njegovo izgorevanje pa še niso doseženi. Na Soncu se meja jedra nahaja na razdalji 0,3 R od njegovega središča [28] .

Obstajata dva glavna mehanizma za prenos energije v zvezdah: sevalni prenos, ki se pojavi, ko je snov dovolj prozorna za hiter prenos energije s fotoni , in konvekcija , ki se pojavi, ko je snov preveč neprozorna za prenos sevanja, zaradi česar je dovolj velik temperaturni gradient in snov se začne mešati. Območja zvezde, v katerih se energija prenaša na tak ali drugačen način, se imenujejo cona prenosa sevanja in konvektivna cona [29] .

Pri različnih zvezdah se območje prenosa sevanja in konvektivno območje nahajata različno. Na primer, pri zvezdah glavnega zaporedja z maso več kot 1,5 M ⊙ je jedro obdano s konvektivno cono, območje prenosa sevanja pa je zunaj. V masnem območju od 1,15 do 1,5 M imajo zvezde dve konvektivni coni v središču in na meji, ki ju ločuje cona prenosa sevanja. Pri zvezdah z nižjo maso je zunaj konvektivna cona, znotraj pa območje prenosa sevanja, - takim zvezdam spada tudi Sonce, meja teh območij se nahaja na razdalji 0,7 R od njegovega središča [30] . Najmanjše zvezde so popolnoma konvektivne [31] [32] .

Atmosfere zvezd

Sončna korona med mrkom leta 1999

Zvezdna atmosfera je območje, v katerem nastaja neposredno opazovano sevanje [33] .

  • Fotosfera je najnižji, neprozoren del atmosfere. V njem se oblikuje neprekinjen spekter sevanja in ob opazovanju v optičnem območju je sam videti kot površina zvezde. Povezan je tudi s pojavom zatemnitve proti robu , zaradi česar so robovi zvezde zatemnjeni od osrednjih območij: na primer v vidnem območju Sonca so robovi zatemnejši od središča za 40 % [34] . Temperatura sončne fotosfere je 6500 K , gostota pa 5⋅10 −4 kg/m 3 [33] [35] .
  • Invertna plast se nahaja nad fotosfero in ima v primerjavi z njo nižjo temperaturo in gostoto. V spektru tvori absorpcijske črte. V bližini Sonca je temperatura te plasti približno 4500 K, gostota pa 10 −7 kg / m 3 [33] .
  • Kromosfera je plast zvezdne atmosfere z višjo temperaturo kot fotosfera, ki ustvarja emisijske črte v spektru. Temperatura sončne kromosfere je 10.000 K, vendar je njena svetlost 100-krat manjša od svetlobe fotosfere. Te plasti ni v vročih zvezdah [33] [36] .
  • Korona je zunanja plast zvezdne atmosfere z zelo visoko temperaturo, vendar zelo nizko gostoto in svetlostjo. V tem območju se sevanje pojavlja predvsem v območju rentgenskih žarkov , moč v tej plasti pa ne presega 10 −3 celotne svetilnosti zvezde; za Sonce je 10 −6 L . Zaradi nizke svetilnosti v optičnem območju so korono opazili le v bližini Sonca in le med popolnimi sončnimi mrki . Temperatura sončne korone je 1,5 milijona Kelvinov, za nekatere zvezde pa lahko doseže 10 milijonov K [33] [37] .

Mnoge zvezde imajo zvezdni veter - stacionarni odtok snovi iz atmosfere v vesolje. Najmočnejši zvezdni veter opazimo pri masivnih zvezdah; pri zvezdah z majhno maso odnese majhen del mase, sčasoma pa znatno upočasni njihovo vrtenje okoli osi. Prisotnost zvezdnega vetra pomeni, da je atmosfera zvezde nestabilna [38] .

Razvrstitev

Prvi uspešen poskus klasifikacije zvezd je leta 1863 naredil italijanski astronom in duhovnik Angelo Secchi . Opazil je močno korelacijo med vidnimi barvami zvezd in absorpcijskimi linijami v njihovih spektrih in na podlagi tega razdelil zvezde v štiri spektralne razrede , katerim je bil kasneje dodan še peti. Kasneje, ko so sestavljali katalog Henryja Draperja , so astronomi Harvardskega observatorija identificirali veliko število spektrov, poimenovanih z latinskimi črkami po vrstnem redu oslabitve vodikovih linij v njih. Ta sistem je s spremembami tvoril osnovo sistema klasifikacije zvezd, ki se uporablja še danes [39] [40] [41] .

Naravno bi bilo, da bi zvezde razvrstili glede na vrsto termonuklearnih reakcij, ki potekajo v njih, in njihov položaj, ki pa je odvisen od njihove evolucijske stopnje (glej spodaj [⇨] ). Vendar je brez ustrezne teorije nemogoče ugotoviti, kakšne reakcije se dogajajo v zvezdi, če so znane le njene zunanje značilnosti, na primer barva in svetilnost; zato je spektralna klasifikacija postala splošno sprejeta. [42] .

Yerkes klasifikacijski sistem

Hertzsprung - Russellov diagram

Sistem klasifikacije zvezd, ki se uporablja še danes, je bil razvit na prelomu iz 19. v 20. stoletje na Harvardskem observatoriju in se je imenoval Harvardski sistem. Pripadnost zvezde enemu ali drugemu spektralnemu razredu je določena z vrsto njenega spektra: položaj maksimuma sevanja in intenzivnost določenih absorpcijskih linij [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