Ovaj članak je jedan od omiljenih

Star

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Ovaj izraz ima druga značenja, pogledajte Zvezda (značenja) .
Zahtjev za zvjezdice je preusmjeren ovdje; vidi i druga značenja .
Pogled na zvjezdano nebo u Alpima
Sunce je najbliža zvijezda Zemlji

Zvijezda je masivno samosvjetleće nebesko tijelo , koje se sastoji od plina ili plazme , u kojem su se dogodile, ili će se dogoditi termonuklearne reakcije . Najbliža zvijezda Zemlji je Sunce , ostale zvijezde na noćnom nebu izgledaju kao tačke različitog sjaja, čuvajući svoj relativni položaj [⇨] . Zvijezde se razlikuju po strukturi i hemijskom sastavu, a parametri kao što su radijus, masa i luminoznost mogu se razlikovati po redovima veličine za različite zvijezde. [⇨] .

Najčešća klasifikaciona šema za zvezde - po spektralnoj klasi - zasniva se na njihovoj temperaturi i luminoznosti. [⇨] . Osim toga, među zvijezdama se izdvajaju promjenjive zvijezde , koje mijenjaju svoj prividni sjaj iz različitih razloga, s vlastitim klasifikacijskim sistemom [⇨] . Zvijezde često formiraju gravitaciono spregnute sisteme: binarne ili višestruke sisteme , zvjezdana jata i galaksije [⇨] . S vremenom, zvijezde mijenjaju svoje karakteristike, jer se u njihovim dubinama odvija termonuklearna fuzija, uslijed čega se mijenjaju hemijski sastav i masa - ova pojava se naziva evolucija zvijezda , a ovisno o početnoj masi zvijezde, može odvijaju na potpuno različite načine [⇨] .

Pogled na zvjezdano nebo privlači ljude od davnina, mitovi i legende različitih naroda su se povezivali s pogledom na sazviježđa ili pojedinačna svjetla na njemu. [⇨] , još uvijek se odražava u kulturi [⇨] . Još od vremena prvih civilizacija, astronomi su sastavljali kataloge zvezdanog neba , a u 21. veku postoje mnogi moderni katalozi koji sadrže različite informacije o stotinama miliona zvezda. [⇨] .

Definicija i karakteristike

Ne postoji univerzalno prihvaćena definicija zvijezde. U većini definicija, zvijezde se smatraju masivnim samosvjetlećim objektima koji se sastoje od plina ili plazme [1] , u kojima barem u nekom stupnju evolucije (vidi dolje [⇨] ) u njihovim jezgrima odvija se termonuklearna fuzija , čija je snaga uporediva s njihovom vlastitom luminoznošću [2][3] .

Opservacijske karakteristike

Spektar zvijezde spektralnog tipa A0V. Isprekidane linije označavaju spektre crnih tijela sa temperaturama od 9500 i 15000 K

Gotovo sve zvijezde se posmatraju sa Zemlje kao točkasti objekti čak i kada se koriste teleskopi sa velikim uvećanjem - izuzetak je samo mali dio zvijezda čije ugaone veličine premašuju rezoluciju najvećih instrumenata, kao i Sunce [4 ] . Ukupno na nebu ima oko 6.000 zvijezda koje se mogu vidjeti golim okom u dobrim uslovima, a istovremeno se može posmatrati i do 3.000 zvijezda koje se nalaze iznad horizonta. Relativni položaj zvijezda (osim Sunca), za razliku od Mjeseca i drugih objekata u Sunčevom sistemu , mijenja se vrlo sporo: najveće vlastito kretanje zvijezde , koje je zabilježeno za Barnardovu zvijezdu , iznosi oko 10 ′′ godišnje, a za većinu zvijezda ne prelazi 0,05 ′ ′ godišnje [5] . Da bi se kretanje zvijezda moglo uočiti bez preciznih mjerenja, potrebno je uporediti izgled zvjezdanog neba sa intervalom od hiljada godina. S tim u vezi, zvijezde su od antike ujedinjene u sazviježđa , a početkom 20. stoljeća Međunarodna astronomska unija odobrila je podelu neba na 88 sazviježđa i granice svakog od njih [6][7] [ 8] .

Prividna veličina je mjera osvjetljenja koju proizvode zvijezde. Ova vrijednost je linearno povezana sa logaritmom osvjetljenja, a što je osvjetljenje veće, to je zvjezdana magnituda manja. Tako, na primer, prividna zvezdana magnituda Sunca je −26,72 m , a najsjajnija zvezda na noćnom nebu je Sirijus sa prividnom magnitudom od −1,46 m . Ipak, postoji mnogo zvijezda sa mnogo većim sjajem od Sirijusa, ali zemaljskim posmatračima one izgledaju slabije zbog velike udaljenosti [9] [10] .

Udaljenosti do zvijezda mjere se različitim metodama. Udaljenosti do najbližih zvijezda mjere se metodom godišnje paralakse . Na primjer, najbliža zvijezda Zemlji nakon Sunca je Proxima Centauri , njena paralaksa je približno 0,76 ″, dakle udaljena je 4,2 svjetlosne godine . Međutim, njegova zvezdana magnituda je +11,09 m i nije vidljiva golim okom [11] . Za mjerenje udaljenosti do udaljenijih zvijezda koriste se i druge metode, na primjer, fotometrijska metoda: ako znate kolika je apsolutna svjetlost zvijezde, tada upoređujući je sa osvjetljenjem, možete odrediti udaljenost do zvijezde. Skup metoda za određivanje udaljenosti, uključujući i do zvijezda, formira skalu udaljenosti u astronomiji [12] .

Emisioni spektri zvijezda se razlikuju, ali najčešće su to kontinuirani spektri sa apsorpcionim linijama . U nekim slučajevima, emisione linije se uočavaju na pozadini kontinuiranog spektra [13] . Za opisivanje zvjezdanih spektra često se koristi koncept apsolutno crnog tijela koje emituje elektromagnetne valove prema Planckovom zakonu , iako nemaju sve zvijezde spektre slične Planckovom. Temperatura apsolutno crnog tijela istog polumjera i sjaja kao zvijezda naziva se efektivna temperatura zvijezde, a to se u pravilu podrazumijeva pod temperaturom površine zvijezde. Tipično, efektivne temperature zvijezda su u rasponu od 2-3 do 50 hiljada kelvina [6] [14] [15] .

fizičke karakteristike

Parametri zvijezda variraju u vrlo širokom rasponu. Često se njihove karakteristike izražavaju u solarnim količinama: na primjer, masa Sunca ( M ⊙ ) je 1,99⋅10 30 kg, radijus Sunca ( R ⊙ ) je 6,96⋅10 8 m, a sunčeva svjetlost ( L ⊙ ) je 3, 85⋅10 26 W [6] . Ponekad se apsolutna zvezdana magnituda koristi kao mera osvetljenja: jednaka je prividnoj zvezdanoj magnitudi zvezde, koju bi ona imala da bi bila na udaljenosti od 10 parseka od posmatrača [16] .

Obično, mase zvijezda variraju ,075-120 M ⊙ , iako ponekad postoje svetiljke i veće mase - zvezda sa maksimalnim poznatih masovnih, R136a1 , je 265 puta masivnija od Sunca , a kada je formiran, njegova masa bio 320 M ⊙ [1] . Masa zvezde se može meriti sa velikom preciznošću samo ako pripada vizuelnom binarnom sistemu (vidi dole [⇨] ), udaljenost do koje je poznata - tada se masa određuje na osnovu zakona univerzalne gravitacije [17] . Radijusi zvijezda su obično u rasponu od 10 −2 do 10 3 R ⊙ , ali zbog činjenice da su previše udaljene od Zemlje, njihove ugaone veličine je teško odrediti: za to se može koristiti interferometrija , za primjer [4] . Konačno, apsolutni sjaji zvijezda mogu se kretati od 10 −4 do 10 6 L ⊙ [1] [6] [18] . Najveća luminanca i radijusi su supergiganti [19] , na primjer, zvijezde UY Shield i Stephenson 2-18 imaju neke od najvećih poznatih radijusa koji su oko 3 2⋅10 R ⊙ [20] [21] [22] ali najveći sjaj ima R136a1, ujedno i najmasivnija poznata zvijezda [23] .

Hemijski sastav zvijezda također varira. Uglavnom se sastoje od vodonika i helijuma , a kod mladih zvijezda vodonik čini 72-75% mase, a helijum 24-25%, a udio helijuma raste sa starenjem [6] .

Sve zvezde imaju magnetno polje . Na primjer, na Suncu je nestabilan, ima složenu strukturu, a njegov intenzitet u pjegama može doseći 4000 oersteda . Magnetne zvijezde pokazuju polja jačine do 3,4⋅10 4 ersteda i Zeemanov efekat koji je uzrokovan njima [24] .

Struktura zvijezda

Glavni članak: Struktura zvijezda

Iz zapažanja je poznato da su zvijezde po pravilu stacionarne, odnosno da su u hidrostatskoj i termodinamičkoj ravnoteži . To važi i za varijabilne zvijezde (vidi dolje [⇨] ), budući da su najčešće njihova varijabilnost fluktuacije parametara oko ravnotežne tačke. Osim toga, za prijenos zračenja mora biti ispunjen zakon održanja energije , jer se energija stvara u središnjem dijelu zvijezde i prenosi na njenu površinu [1] [25] [26] .

U većini zvijezda materija se pridržava jednadžbe stanja idealnog plina , a vrijednosti parametara kao što su temperatura, gustina i pritisak materije se povećavaju kada se približavaju centru zvijezde: na primjer, u centru Sunca, temperatura dostiže 15,5 miliona Kelvina, gustina je 156 g/cm 3 , a pritisak 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Unutrašnja struktura

Unutrašnja struktura zvijezda glavnog niza različitih masa

U unutrašnjim dijelovima zvijezde energija se oslobađa i prenosi na površinu. Energija u zvijezdama, s izuzetkom protozvijezda i smeđih patuljaka , nastaje termonuklearnom fuzijom (vidi dolje [⇨] ), koji se javlja ili u jezgru zvijezde , gdje su temperatura i pritisak maksimalni, ili u izvoru sloja oko inertnog jezgra. Ova situacija se događa, na primjer, kod subdžinova , čija jezgra se sastoje od helijuma, a uvjeti za njegovo sagorijevanje još nisu postignuti. Na Suncu, granica jezgra se nalazi na udaljenosti od 0,3 R ⊙ od njenog centra [28] .

Postoje dva glavna mehanizma za prijenos energije u zvijezdama: prijenos zračenja, koji se događa kada je materija dovoljno transparentna za brz prijenos energije fotonima , i konvekcija , koja se događa kada je materija previše neprozirna za prijenos zračenja, zbog čega je dovoljno veliki temperaturni gradijent i supstanca se počinje mešati. Područja zvijezde, u kojima se energija prenosi na ovaj ili onaj način, nazivaju se zona prijenosa zračenja i konvektivna zona [29] .

U različitim zvijezdama, zona prijenosa zračenja i konvektivna zona se nalaze različito. Na primjer, u zvijezdama glavnog niza s masom većom od 1,5 M ⊙, jezgro je okruženo konvektivnom zonom, a zona prijenosa zračenja nalazi se izvana. U rasponu masa od 1,15 do 1,5 M ⊙ , zvijezde imaju dvije konvektivne zone u centru i na granici, koje su razdvojene zonom prijenosa zračenja. Kod zvijezda sa manjom masom spolja postoji konvektivna zona, a unutra zona prijenosa zračenja, - Sunce također pripada takvim zvijezdama, granica ovih područja nalazi se na udaljenosti od 0,7 R ⊙ od njegovog centra [30] . Najmanje zvijezde su potpuno konvektivne [31] [32] .

Atmosfere zvijezda

Sunčeva korona tokom pomračenja 1999

Zvezdana atmosfera je oblast u kojoj se formira direktno posmatrano zračenje [33] .

  • Fotosfera je najniži, neprozirni dio atmosfere. U njemu se formira kontinuirani spektar zračenja, a kada se posmatra u optičkom opsegu, on sam izgleda kao površina zvijezde. To je također povezano s fenomenom zamračenja prema rubu , zbog čega su rubovi zvijezde tamniji od središnjih područja: na primjer, u vidljivom rasponu Sunca, rubovi su tamniji od centra za 40% [34] . Temperatura solarne fotosfere je 6500 K , a gustina je 5⋅10 −4 kg/m 3 [33] [35] .
  • Invertni sloj se nalazi iznad fotosfere i u poređenju sa njom ima nižu temperaturu i gustinu. Formira apsorpcione linije u spektru. U blizini Sunca, temperatura ovog sloja je oko 4500 K, a gustina je 10 −7 kg/m 3 [33] .
  • Hromosfera je sloj zvjezdane atmosfere s višom temperaturom od one u fotosferi, koji stvara emisione linije u spektru. Temperatura solarne hromosfere je 10.000 K, ali je njen sjaj 100 puta manji od sjaja fotosfere. Ovaj sloj je odsutan u vrućim zvijezdama [33] [36] .
  • Korona je vanjski sloj zvjezdane atmosfere s vrlo visokom temperaturom, ali vrlo malom gustinom i sjajem. U ovom području, zračenje se javlja uglavnom u rendgenskom području , a snaga u ovom sloju ne prelazi 10 −3 ukupne svjetlosti zvijezde; za Sunce je 10 −6 L ⊙ . Zbog niskog sjaja u optičkom opsegu, korona je uočena samo u blizini Sunca i to samo tokom potpunih pomračenja Sunca . Temperatura solarne korone je 1,5 miliona Kelvina, ali za neke zvijezde može dostići 10 miliona K [33] [37] .

Mnoge zvijezde imaju zvjezdani vjetar - stacionarni odliv materije iz atmosfere u svemir. Najsnažniji zvjezdani vjetar uočen je kod masivnih zvijezda; kod zvijezda male mase, odnosi mali dio mase, ali s vremenom značajno usporava njihovu rotaciju oko ose. Prisustvo zvjezdanog vjetra znači da je atmosfera zvijezde nestabilna [38] .

Klasifikacija

Prvi uspješan pokušaj klasifikacije zvijezda napravio je 1863. talijanski astronom i svećenik Angelo Secchi . Uočio je snažnu korelaciju između vidljivih boja zvijezda i apsorpcionih linija u njihovim spektrima i na osnovu toga podijelio zvijezde u četiri spektralne klase , kojima je kasnije dodana peta. Kasnije, pri sastavljanju kataloga Henrija Drapera , astronomi Harvardske opservatorije identifikovali su veliki broj spektra, nazvanih latiničnim slovima po redosledu slabljenja vodoničnih linija u njima. Ovaj sistem je sa promjenama činio osnovu sistema klasifikacije zvijezda, koji se i danas koristi [39] [40] [41] .

Bilo bi prirodno klasificirati zvijezde prema vrsti termonuklearnih reakcija koje se u njima odvijaju i njihovom položaju, koji pak ovisi o njihovoj evolucijskoj fazi (vidi dolje [⇨] ). Međutim, bez prisustva odgovarajuće teorije, nemoguće je odrediti koje se reakcije odvijaju u zvijezdi ako su poznate samo njene vanjske karakteristike, na primjer, boja i sjaj; stoga je spektralna klasifikacija postala općeprihvaćena. [42] .

Yerkes klasifikacijski sistem

Glavni članak: Spektralne klase zvijezda
Hertzsprung - Russell dijagram

Sistem klasifikacije zvijezda, koji se i danas koristi, razvijen je na prijelazu iz 19. u 20. vijek u Harvardskoj opservatoriji i nazvan je Harvard sistem. Pripadnost zvijezde jednoj ili drugoj spektralnoj klasi određena je vrstom njenog spektra: položajem maksimuma zračenja i intenzitetom određenih apsorpcionih linija [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 Моргана — Кинана 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

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 [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

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 [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

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 [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

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 [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

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 [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

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 [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

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 [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

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 [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 Льва — Регул — 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

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 [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.) русск. . 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

В родственных проектах
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда&oldid=116311937