stringtranslate.com

Звезда

Звезда — это светящийся сфероид плазмы , удерживаемый силой самогравитации . Ближайшая к Земле звезда — Солнце . Многие другие звезды видны ночью невооруженным глазом ; их огромные расстояния от Земли заставляют их выглядеть как фиксированные точки света. Наиболее известные звезды были разделены на созвездия и астеризмы , а многие из самых ярких звезд имеют собственные имена . Астрономы составили звездные каталоги , в которых указаны известные звезды и даны стандартизированные звездные обозначения . Наблюдаемая Вселенная содержит примерно10 22 до10 24 звезды. Только около 4000 из этих звезд видны невооруженным глазом — все в галактике Млечный Путь . [1]

Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газовой туманности , состоящей в основном из водорода , гелия и микроэлементов более тяжелых элементов. Его общая масса главным образом определяет его эволюцию и дальнейшую судьбу. Звезда сияет большую часть своей активной жизни благодаря термоядерному синтезу водорода в гелий в ее ядре. Этот процесс высвобождает энергию, которая пересекает внутреннюю часть звезды и излучается в космическое пространство . В конце жизни звезды в качестве фузора ее ядро ​​становится звездным остатком : белым карликом , нейтронной звездой или — если оно достаточно массивно — черной дырой .

Звездный нуклеосинтез в звездах или их остатках создает почти все встречающиеся в природе химические элементы тяжелее лития . Потеря массы звезд или взрывы сверхновых возвращают химически обогащенный материал в межзвездную среду . Эти элементы затем перерабатываются в новые звезды. Астрономы могут определять свойства звезд, включая массу, возраст, металличность (химический состав), изменчивость , расстояние и движение в пространстве , проводя наблюдения за видимой яркостью звезды , спектром и изменениями ее положения на небе с течением времени.

Звезды могут образовывать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как в планетных системах , так и в звездных системах с двумя и более звездами. Когда две такие звезды вращаются близко друг к другу, их гравитационное взаимодействие может существенно повлиять на их эволюцию. Звезды могут составлять часть гораздо более крупной гравитационно-связанной структуры, такой как звездное скопление или галактика.

Этимология

Слово «звезда» в конечном итоге происходит от протоиндоевропейского корня «h₂stḗr», также означающего звезду, но далее анализируемого как h₂eh₁s- («сжигать», также источник слова «пепел») + -tēr (агентивный суффикс ). Сравните латинскую Stella , греческую астру , немецкую Stern . Некоторые ученые полагают, что это слово является заимствованием от аккадского «истар» (Венера), однако некоторые сомневаются в этом предположении. Звезда является родственным (имеет один и тот же корень) со следующими словами: звездочка , астероид , астрал, созвездие , Эстер . [2]

История наблюдений

Люди интерпретировали узоры и изображения звезд с древних времен. [3] Это изображение созвездия Льва 1690 года работы Иоганна Гевелия . [4]

Исторически звезды играли важную роль для цивилизаций по всему миру. Они были частью религиозных практик, использовались для навигации по небесам и ориентации, для обозначения течения времен года и определения календарей.

Ранние астрономы осознавали разницу между « неподвижными звездами », положение которых на небесной сфере не меняется, и «блуждающими звездами» ( планетами ), которые заметно перемещаются относительно неподвижных звезд в течение дней или недель. [5] Многие древние астрономы считали, что звезды были постоянно прикреплены к небесной сфере и что они неизменны. По соглашению астрономы группировали известные звезды в астеризмы и созвездия и использовали их для отслеживания движения планет и предполагаемого положения Солнца. [3] Движение Солнца на фоне звезд (и горизонта) использовалось для создания календарей , которые можно было использовать для регулирования сельскохозяйственной практики. [6] Григорианский календарь , который в настоящее время используется почти повсюду в мире, представляет собой солнечный календарь, основанный на угле оси вращения Земли относительно ее местной звезды, Солнца.

Самая старая точно датированная звездная карта была результатом древнеегипетской астрономии в 1534 году до нашей эры. [7] Самые ранние известные звездные каталоги были составлены древними вавилонскими астрономами Месопотамии в конце 2-го тысячелетия до нашей эры, во время касситского периода ( ок.  1531 г. до н.э. –  ок.  1155 г. до н.э. ). [8]

Первый звездный каталог в греческой астрономии был создан Аристиллом примерно в 300 году до нашей эры при помощи Тимохариса . [9] Звездный каталог Гиппарха (2 век до н.э.) включал 1020 звезд и был использован для составления звездного каталога Птолемея . [10] Гиппарх известен открытием первой зарегистрированной новой (новой звезды). [11] Многие из созвездий и названий звезд, используемых сегодня, взяты из греческой астрономии.

Несмотря на кажущуюся неизменность небес, китайские астрономы знали, что могут появиться новые звезды. [12] В 185 году нашей эры они первыми наблюдали и писали о сверхновой , ныне известной как SN 185 . [13] Самым ярким звездным событием в зарегистрированной истории была сверхновая SN 1006 , которая наблюдалась в 1006 году и о которой писали египетский астроном Али ибн Ридван и несколько китайских астрономов. [14] Сверхновая SN 1054 , породившая Крабовидную туманность , также наблюдалась китайскими и исламскими астрономами. [15] [16] [17]

Средневековые исламские астрономы дали арабские названия многим звездам , которые используются до сих пор, и изобрели множество астрономических инструментов , которые могли вычислять положение звезд. Они построили первые крупные исследовательские институты -обсерватории , в основном для создания каталогов звезд Зиджа . [18] Среди них «Книга неподвижных звезд» (964 г.) была написана персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи , который наблюдал ряд звезд, звездных скоплений (включая Омикрон Велорум и скопления Брокки ) и галактик (в том числе Галактика Андромеды ). [19] По данным А. Захура, в XI веке персидский учёный-эрудит Абу Райхан Бируни описал галактику Млечный Путь как множество фрагментов, обладающих свойствами туманных звёзд, и дал широты различных звёзд во время лунного затмения в 1019. [20]

По словам Жозепа Пуига, андалузский астроном Ибн Баджа предположил, что Млечный Путь состоит из множества звезд, которые почти касаются друг друга и кажутся непрерывным изображением из-за эффекта преломления от подлунного материала, ссылаясь на свои наблюдения соединения Юпитер и Марс в 500 г. хиджры (1106/1107 гг. н.э.) в качестве доказательства. [21] Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге, идентифицировали новые звезды на ночном небе (позже названные новыми ), предполагая, что небеса не были неизменными. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звезды подобны Солнцу и могут иметь на орбите вокруг себя другие планеты , возможно, даже подобные Земле, [ 22] идея, которая была предложена ранее древнегреческими философами Демокритом и Эпикуром . , [23] и средневековыми исламскими космологами [24], такими как Фахр ад-Дин ар-Рази . [25] К следующему столетию идея о том, что звезды такие же, как Солнце, достигла консенсуса среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звезды не оказывают чистого гравитационного притяжения на Солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звезды были равномерно распределены во всех направлениях - идея, подсказанная теологом Ричардом Бентли . [26]

Итальянский астроном Джеминиано Монтанари записал наблюдения изменений светимости звезды Алголь в 1667 году. Эдмон Галлей опубликовал первые измерения собственного движения пары близлежащих «неподвижных» звезд, продемонстрировав, что они изменили положение со времен древнегреческих астрономы Птолемей и Гиппарх. [22]

Уильям Гершель был первым астрономом, попытавшимся определить распределение звезд на небе. В 1780-х годах он установил ряд датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые вдоль каждого луча зрения. Из этого он сделал вывод, что количество звезд неуклонно увеличивалось по направлению к одной стороне неба, в направлении ядра Млечного Пути . Его сын Джон Гершель повторил это исследование в южном полушарии и обнаружил соответствующий рост в том же направлении. [27] Помимо других своих достижений, Уильям Гершель известен своим открытием того, что некоторые звезды не просто лежат на одном луче зрения, но являются физическими компаньонами, образующими двойные звездные системы. [28]

Наука звездная спектроскопия была открыта Йозефом фон Фраунгофером и Анджело Секки . Сравнивая спектры звезд, таких как Сириус , с Солнцем, они обнаружили различия в силе и количестве их линий поглощения — темных линий в звездных спектрах, вызванных поглощением атмосферой определенных частот. В 1865 году Секки начал классифицировать звезды по спектральным классам . [29] Современная версия схемы классификации звезд была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900-х годов. [30]

Первое прямое измерение расстояния до звезды ( 61 Лебедя на расстоянии 11,4 световых лет ) было произведено в 1838 году Фридрихом Бесселем с использованием метода параллакса . Измерения параллакса продемонстрировали огромное расстояние между звездами на небе. [22] Наблюдение двойных звезд приобрело все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель наблюдал изменения в собственном движении звезды Сириус и предположил, что у нее есть скрытый спутник. Эдвард Пикеринг открыл первую спектроскопическую двойную систему в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мицар за 104-дневный период. Подробные наблюдения многих двойных звездных систем были собраны такими астрономами, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и С.В. Бернхэм , что позволило определить массы звезд на основе расчета элементов орбит . Первое решение проблемы определения орбиты двойных звезд по наблюдениям телескопа было сделано Феликсом Савари в 1827 году [31].

В двадцатом веке наблюдался все более быстрый прогресс в научном изучении звезд. Фотография стала ценным астрономическим инструментом . Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, ее температура могут быть определены путем сравнения визуальной величины с фотографической величиной . Разработка фотоэлектрического фотометра позволила точно измерить величину в нескольких интервалах длин волн. В 1921 году Альберт А. Майкельсон произвел первые измерения диаметра звезды с помощью интерферометра на телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон . [32]

Важные теоретические работы по физическому строению звезд проводились в первые десятилетия двадцатого века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцшпрунга-Рассела , положившая начало астрофизическим исследованиям звезд. Были разработаны успешные модели для объяснения внутреннего строения звезд и звездной эволюции. Сесилия Пейн-Гапошкин впервые предположила, что звезды состоят в основном из водорода и гелия, в своей докторской диссертации 1925 года. [33] Дальнейшее понимание спектров звезд стало возможным благодаря достижениям квантовой физики . Это позволило определить химический состав звездной атмосферы. [34]

Инфракрасное изображение, полученное космическим телескопом НАСА «Спитцер» , показывает сотни тысяч звезд в галактике Млечный Путь.

За исключением редких событий, таких как сверхновые и самозванцы сверхновых , отдельные звезды в основном наблюдались в Местной группе [35] и особенно в видимой части Млечного Пути (как показывают подробные звездные каталоги, доступные для Млечного Пути). Галактика) и ее спутники. [36] Отдельные звезды, такие как переменные цефеиды, наблюдались в галактиках M87 [37] и M100 скопления Девы , [ 38], а также светящиеся звезды в некоторых других относительно близких галактиках. [39] С помощью гравитационного линзирования была обнаружена одиночная звезда (названная Икаром ) на расстоянии 9 миллиардов световых лет от нас. [40] [41]

Обозначения

Известно, что понятие созвездия существовало еще в вавилонский период. Древние наблюдатели за небом представляли, что видные расположения звезд образуют узоры, и связывали их с определенными аспектами природы или своими мифами. Двенадцать из этих образований лежали вдоль полосы эклиптики и стали основой астрологии . [42] Многим из наиболее выдающихся звезд были даны имена, особенно с арабскими или латинскими обозначениями.

Так же, как и у некоторых созвездий и самого Солнца, у отдельных звезд есть свои мифы . [43] Для древних греков некоторые «звезды», известные как планеты (греч. πλανήτης (planeētēs), что означает «странник»), представляли собой различные важные божества, от которых произошли названия планет Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн. были приняты. [43] ( Уран и Нептун были греческими и римскими богами , но ни одна из планет не была известна в древности из-за их низкой яркости. Их имена были присвоены более поздними астрономами.)

Около 1600 года названия созвездий использовались для обозначения звезд в соответствующих областях неба. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных карт и применил греческие буквы для обозначения звезд в каждом созвездии. Позже система нумерации, основанная на прямом восхождении звезды, была изобретена и добавлена ​​в звездный каталог Джона Флемстида в его книге «Historia coelestis Britannica» (издание 1712 года), в результате чего эта система нумерации стала называться обозначением Флемстида или нумерацией Флемстида . [44] [45]

Всемирно признанным органом по присвоению названий небесным телам является Международный астрономический союз (МАС). [46] Международный астрономический союз поддерживает Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [47] , которая каталогизирует и стандартизирует собственные имена звезд. [48] ​​Ряд частных компаний продают имена звезд, которые не признаны МАС, профессиональными астрономами или любительским астрономическим сообществом. [49] Британская библиотека называет это нерегулируемым коммерческим предприятием , [50] [51] а Департамент защиты потребителей и работников города Нью-Йорка объявил о нарушении одной из таких звездных компаний за участие в обманной торговой практике. [52] [53]

Меры измерения

Хотя звездные параметры могут быть выражены в единицах СИ или гауссовых единицах , зачастую удобнее всего выражать массу , светимость и радиусы в солнечных единицах, исходя из характеристик Солнца. В 2015 году МАС определил набор номинальных солнечных значений (определенных как константы СИ без неопределенностей), которые можно использовать для указания звездных параметров:

Масса Солнца M ☉ не была явно определена МАС из-за большой относительной неопределенности (10 −4 ) постоянной Ньютона гравитации G . Поскольку произведение ньютоновской постоянной гравитации и солнечной массы вместе ( G M ☉ ) было определено с гораздо большей точностью, МАС определил номинальный параметр солнечной массы как:

Параметр номинальной солнечной массы можно объединить с самой последней (2014 г.) оценкой ньютоновской постоянной гравитации G CODATA , чтобы получить солнечную массу, равную примерно1,9885 × 10 30  кг . Хотя точные значения светимости, радиуса, массового параметра и массы могут незначительно измениться в будущем из-за неопределенностей наблюдений, номинальные константы МАС 2015 года останутся теми же значениями SI, поскольку они остаются полезными мерами для указания звездных параметров.

Большие длины, такие как радиус звезды-гиганта или большая полуось двойной звездной системы, часто выражаются в астрономических единицах , примерно равных среднему расстоянию между Землей и Солнцем (150 миллионов км или примерно 93 миллиона миль). В 2012 году МАС определил астрономическую постоянную как точную длину в метрах: 149 597 870 700 м. [54]

Формирование и эволюция

Звездная эволюция звезд малой массы (левый цикл) и большой массы (правый цикл), примеры выделены курсивом.

Звезды конденсируются из областей космоса с более высокой плотностью материи, но эти области менее плотны, чем в вакуумной камере . Эти области, известные как молекулярные облака , состоят в основном из водорода, примерно от 23 до 28 процентов гелия и нескольких процентов более тяжелых элементов. Одним из примеров такой области звездообразования является туманность Ориона . [55] Большинство звезд формируются группами от десятков до сотен тысяч звезд. [56] Массивные звезды в этих группах могут мощно освещать эти облака, ионизируя водород и создавая области H II . Такие эффекты обратной связи, связанные с образованием звезд, могут в конечном итоге разрушить облако и предотвратить дальнейшее звездообразование. [57]

Все звезды проводят большую часть своего существования в качестве звезд главной последовательности , питаясь в основном за счет ядерного синтеза водорода в гелий в своих ядрах. Однако звезды разных масс обладают заметно разными свойствами на разных стадиях своего развития. Конечная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, равно как и их светимость и влияние, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по массе: [58]

Звездообразование

Формирование звезды начинается с гравитационной нестабильности внутри молекулярного облака, вызванной областями более высокой плотности, часто вызванной сжатием облаков излучением массивных звезд, расширением пузырей в межзвездной среде, столкновением различных молекулярных облаков или столкновением звезд . галактик (как в галактике со звездообразованием ). [64] [65] Когда область достигает достаточной плотности материи, чтобы удовлетворить критериям нестабильности Джинса , она начинает разрушаться под действием собственной гравитационной силы. [66]

По мере коллапса облака отдельные скопления плотной пыли и газа образуют « глобулы Бока ». Когда глобула сжимается и плотность увеличивается, гравитационная энергия преобразуется в тепло, и температура повышается. Когда протозвездное облако примерно достигло устойчивого состояния гидростатического равновесия , в ядре формируется протозвезда . [67] Эти звезды до главной последовательности часто окружены протопланетным диском и питаются в основном за счет преобразования гравитационной энергии. Период гравитационного сжатия длится около 10 миллионов лет для такой звезды, как Солнце, до 100 миллионов лет для красного карлика. [68]

Ранние звезды с массой менее 2  M ☉ называются звездами T Тельца , а звезды с большей массой — звездами Хербига Ae/Be . Эти вновь образовавшиеся звезды испускают струи газа вдоль своей оси вращения, что может уменьшить угловой момент коллапсирующей звезды и привести к образованию небольших пятен туманности, известных как объекты Хербига-Аро . [69] [70] Эти струи, в сочетании с излучением близлежащих массивных звезд, могут помочь прогнать окружающее облако, из которого образовалась звезда. [71]

В начале своего развития звезды Т Тельца следуют по пути Хаяши — они сжимаются и уменьшают светимость, оставаясь примерно при той же температуре. Менее массивные звезды Т Тельца следуют по этому пути к главной последовательности, а более массивные звезды сворачивают на путь Хеньи . [72]

Большинство звезд являются членами двойных звездных систем, и свойства этих двойных систем являются результатом условий, в которых они образовались. [73] Газовое облако должно потерять свой угловой момент, чтобы коллапсировать и образовать звезду. Фрагментация облака на несколько звезд распределяет часть этого углового момента. Первичные двойные системы передают некоторый угловой момент за счет гравитационных взаимодействий во время близких сближений с другими звездами в молодых звездных скоплениях. Эти взаимодействия имеют тенденцию разделять более широко разделенные (мягкие) бинарные файлы, в то время как жесткие бинарные файлы становятся более тесно связанными. Это приводит к разделению двойных систем на два наблюдаемых распределения их популяций. [74]

Основная последовательность

Звезды проводят около 90% своей жизни, превращая водород в гелий в ходе реакций при высоких температуре и давлении в своих ядрах. О таких звездах говорят, что они находятся на главной последовательности, и их называют звездами-карликами. Начиная с главной последовательности нулевого возраста, доля гелия в ядре звезды будет неуклонно увеличиваться, скорость ядерного синтеза в ядре будет медленно увеличиваться, равно как и температура и светимость звезды. [75] Например, по оценкам, светимость Солнца увеличилась примерно на 40% с тех пор, как оно достигло главной последовательности 4,6 миллиарда (4,6 × 10 9 ) лет назад. [76]

Каждая звезда генерирует звездный ветер из частиц, который вызывает постоянный отток газа в космос. Для большинства звезд потеря массы незначительна. Солнце проигрывает10 −14  M ☉ каждый год, [77] или около 0,01% от его общей массы за всю жизнь. Однако очень массивные звезды могут потерятьот 10 −7 до10 −5  M ☉ каждый год, что существенно влияет на их эволюцию. [78] Звезды, начинающиеся с размера более 50  M ☉, могут потерять более половины своей общей массы на главной последовательности. [79]

Пример диаграммы Герцшпрунга – Рассела для набора звезд, включающего Солнце (в центре) (см. Классификацию)

Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от количества топлива, которое она имеет, и скорости, с которой она его плавит. Ожидается, что на Солнце будет жить 10 миллиардов (10 10 ) лет. Массивные звезды очень быстро расходуют свое топливо и недолговечны. Звезды с малой массой потребляют свое топливо очень медленно. Звезды с массой менее 0,25  M ☉ , называемые красными карликами , способны синтезировать почти всю свою массу, тогда как звезды с массой около 1  M ☉ могут синтезировать только около 10% своей массы. Сочетание их медленного расхода топлива и относительно большого запаса полезного топлива позволяет звездам малой массы просуществовать около одного триллиона (10 × 10 12 ) лет; самый крайний из 0,08  M ​​☉ продлится около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячее и ярче, поскольку накапливают гелий. Когда у них в конечном итоге заканчивается водород, они сжимаются в белых карликов, и их температура снижается. [59] Поскольку продолжительность жизни таких звезд превышает нынешний возраст Вселенной (13,8 миллиарда лет), ожидается, что ни одна звезда с размером менее 0,85  M ☉ [80] не покинет главную последовательность.

Помимо массы, значительную роль в эволюции звезд могут играть элементы тяжелее гелия. Астрономы называют все элементы тяжелее гелия «металлами», а химическую концентрацию этих элементов в звезде называют ее металличностью . Металличность звезды может влиять на время, необходимое звезде для сжигания топлива, а также контролировать формирование ее магнитных полей, [81] что влияет на силу ее звездного ветра. [82] Более старые звезды населения II имеют значительно меньшую металличность, чем более молодые звезды населения I, из-за состава молекулярных облаков, из которых они образовались. Со временем такие облака обогащаются более тяжелыми элементами, поскольку старые звезды умирают и теряют часть своей атмосферы . [83]

Пост-основная последовательность

Бетельгейзе глазами ALMA . Это первый раз, когда ALMA наблюдала поверхность звезды и получила изображение Бетельгейзе с самым высоким разрешением.

Когда звезды размером не менее 0,4  M ☉ [84] исчерпывают запасы водорода в своем ядре, они начинают плавить водород в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Внешние слои звезды сильно расширяются и охлаждаются, превращаясь в красного гиганта . В некоторых случаях они будут сплавлять более тяжелые элементы в ядре или в оболочках вокруг ядра. По мере расширения звезды они выбрасывают часть своей массы, обогащенной этими более тяжелыми элементами, в межзвездную среду, чтобы позже переработать ее в новые звезды. [85] Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце вступит в фазу горения гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно в 1 астрономическую единицу (150 миллионов километров), что в 250 раз превышает его нынешний размер, и потеряет 30% своей нынешней массы. . [76] [86]

Поскольку горящая водород оболочка производит больше гелия, масса и температура ядра увеличиваются. У красного гиганта с массой до 2,25  M☉ масса гелиевого ядра вырождается до начала синтеза гелия . Наконец, когда температура достаточно возрастает, начинается взрывной синтез гелия в ядре в виде так называемой гелиевой вспышки , и звезда быстро сжимается в радиусе, увеличивает температуру своей поверхности и переходит в горизонтальную ветвь диаграммы HR. У более массивных звезд синтез гелиевого ядра начинается до того, как ядро ​​вырождается, и звезда проводит некоторое время в красном скоплении , медленно сжигая гелий, прежде чем внешняя конвективная оболочка разрушится и звезда затем переместится в горизонтальную ветвь. [87]

После того как звезда расплавила гелий своего ядра, она начинает плавить гелий вдоль оболочки, окружающей горячее углеродное ядро. Затем звезда следует по эволюционному пути, называемому асимптотической ветвью гигантов (AGB), который параллелен другой описанной фазе красных гигантов, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут подвергнуться короткому периоду синтеза углерода, прежде чем ядро ​​выродится. Во время фазы AGB звезды испытывают тепловые импульсы из-за нестабильности в ядре звезды. В этих тепловых импульсах светимость звезды меняется , и вещество выбрасывается из атмосферы звезды, в конечном итоге образуя планетарную туманность. В процессе потери массы может быть выброшено от 50 до 70% массы звезды . Поскольку перенос энергии в звезде AGB осуществляется в основном за счет конвекции , этот выброшенный материал обогащается продуктами термоядерного синтеза, извлеченными из ядра. Следовательно, планетарная туманность обогащена такими элементами, как углерод и кислород. В конечном итоге планетарная туманность рассеивается, обогащая общую межзвездную среду. [88] Таким образом, будущие поколения звезд состоят из «звездного материала» прошлых звезд. [89]

Массивные звезды

Слои, похожие на луковицу, в ядре массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса ядра

Во время фазы горения гелия звезда с массой более 9 солнечных расширяется, образуя сначала синий сверхгигант , а затем красный сверхгигант . Особо массивные звезды могут эволюционировать в звезду Вольфа-Райе , в спектрах которой преобладают эмиссионные линии элементов тяжелее водорода, которые достигли поверхности из-за сильной конвекции и интенсивной потери массы или из-за снятия внешних слоев. [90]

Когда гелий исчерпывается в ядре массивной звезды, ядро ​​сжимается, а температура и давление повышаются достаточно, чтобы расплавить углерод (см. Процесс горения углерода ). Этот процесс продолжается, при этом последовательные стадии подпитываются неоном (см. Процесс горения неона ), кислородом (см. Процесс горения кислорода ) и кремнием (см. Процесс горения кремния ). Ближе к концу жизни звезды термоядерный синтез продолжается в ряде луковичных оболочек внутри массивной звезды. В каждой оболочке синтезируется отдельный элемент, а в самой внешней оболочке синтезируется водород; следующая оболочка плавит гелий и так далее. [91]

Заключительная стадия наступает, когда массивная звезда начинает производить железо . Поскольку ядра железа связаны более прочно , чем любые более тяжелые ядра, любой синтез за пределами железа не приводит к чистому высвобождению энергии. [92]

Крах

Когда ядро ​​звезды сжимается, интенсивность излучения от этой поверхности увеличивается, создавая такое радиационное давление на внешнюю оболочку газа, что оно отталкивает эти слои, образуя планетарную туманность. Если то, что остается после сброса внешней атмосферы, меньше примерно 1,4  M ☉ , оно сжимается до относительно крошечного объекта размером с Землю, известного как белый карлик . Белым карликам не хватает массы для дальнейшего гравитационного сжатия. [93] Электронно -вырожденная материя внутри белого карлика больше не является плазмой. В конце концов, белые карлики в течение очень длительного периода времени превращаются в черных карликов . [94]

Крабовидная туманность — остатки сверхновой, впервые наблюдавшейся около 1050 года нашей эры.

В массивных звездах термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока железное ядро ​​не станет настолько большим (более 1,4  M ☉ ), что больше не сможет поддерживать собственную массу. Это ядро ​​внезапно разрушится, когда его электроны столкнутся с его протонами, образуя нейтроны, нейтрино и гамма-лучи в результате вспышки захвата электронов и обратного бета-распада . Ударная волна , образовавшаяся в результате этого внезапного коллапса, заставляет остальную часть звезды взорваться, превратившись в сверхновую. Сверхновые становятся настолько яркими, что могут на короткое время затмить всю родную галактику звезды. Когда сверхновые возникают в Млечном Пути, исторически они наблюдались невооруженным глазом как «новые звезды», которых раньше, по-видимому, не существовало. [95]

Взрыв сверхновой сносит внешние слои звезды, оставляя после себя такой остаток , как Крабовидная туманность. [95] Ядро сжимается в нейтронную звезду , которая иногда проявляется как пульсар или рентгеновский барстер . В случае самых крупных звезд остаток представляет собой черную дыру размером более 4  M ☉ . [96] В нейтронной звезде материя находится в состоянии, известном как нейтронно-вырожденная материя , с более экзотической формой вырожденной материи, КХД-материей , возможно, присутствующей в ядре. [97]

Сдутые внешние слои умирающих звезд содержат тяжелые элементы, которые могут быть переработаны при образовании новых звезд. Эти тяжелые элементы способствуют образованию каменистых планет. В формировании межзвездной среды важную роль играют истечения сверхновых и звездный ветер крупных звезд. [95]

Двойные звезды

Эволюция двойных звезд может существенно отличаться от эволюции одиночных звезд той же массы. Например, когда какая-либо звезда расширяется и становится красным гигантом, она может выйти за пределы своей полости Роша , окружающей области, где вещество гравитационно связано с ней; если звезды в двойной системе расположены достаточно близко, часть этого материала может перетечь к другой звезде, что приведет к таким явлениям, как контактные двойные системы , двойные системы с общей оболочкой , катаклизмические переменные , голубые отставшие звезды , [98] и сверхновые типа Ia . Перенос массы приводит к таким случаям, как парадокс Алголя , когда наиболее развитая звезда в системе является наименее массивной. [99]

Эволюция двойных звезд и звездных систем более высокого порядка интенсивно исследуется, поскольку обнаружено, что очень много звезд являются членами двойных систем. Около половины звезд солнцеподобного типа и еще большая доля более массивных звезд формируются в множественных системах, и это может существенно влиять на такие явления, как новые и сверхновые, образование определенных типов звезд и обогащение космоса за счет нуклеосинтеза. продукты. [100]

Влияние эволюции двойных звезд на формирование эволюционировавших массивных звезд, таких как светящиеся голубые переменные , звезды Вольфа – Райе и прародители определенных классов сверхновых с коллапсом ядра, до сих пор оспаривается. Одиночные массивные звезды могут быть неспособны выбросить свои внешние слои достаточно быстро, чтобы сформировать те типы и количество эволюционировавших звезд, которые наблюдаются, или произвести предшественников, которые взорвутся как наблюдаемые сверхновые. Перенос массы за счет гравитационного разрушения в двойных системах рассматривается некоторыми астрономами как решение этой проблемы. [101] [102] [103]

Распределение

Впечатление художника о системе Сириуса , белом карлике , вращающемся вокруг звезды главной последовательности А-типа.

Звезды не распределены равномерно по Вселенной, а обычно группируются в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная большая галактика, такая как Млечный Путь, содержит сотни миллиардов звезд. Их более 2 триллионов (10 12 ) галактик, хотя масса большинства из них составляет менее 10% массы Млечного Пути. [104] В целом, вероятно, будет10 22 и10 24 звезды [105] [106] (больше звезд, чем всех песчинок на планете Земля ). [107] [108] [109] Большинство звезд находятся внутри галактик, но от 10 до 50% звездного света в больших скоплениях галактик может исходить от звезд за пределами какой-либо галактики. [110] [111] [112]

Многозвездная система состоит из двух или более гравитационно связанных звезд, вращающихся вокруг друг друга . Самая простая и распространенная многозвездная система — двойная звезда, но существуют системы из трех и более звезд. По причинам орбитальной стабильности такие многозвездные системы часто объединяются в иерархические наборы двойных звезд. [113] Большие группы называются звездными скоплениями. Они варьируются от рыхлых звездных скоплений всего с несколькими звездами до рассеянных скоплений с десятками и тысячами звезд и огромных шаровых скоплений с сотнями тысяч звезд. Такие системы вращаются вокруг своей родительской галактики. Все звезды в рассеянном или шаровом скоплении образовались из одного и того же гигантского молекулярного облака , поэтому все члены обычно имеют одинаковый возраст и состав. [88]

Наблюдается множество звезд, и большинство или все они могли первоначально образоваться в гравитационно связанных системах из нескольких звезд. Это особенно справедливо для очень массивных звезд классов O и B, 80% которых, как полагают, являются частью кратных звездных систем. Доля одиночных звездных систем увеличивается с уменьшением массы звезды, так что известно, что только 25% красных карликов имеют звездных спутников. Поскольку 85% всех звезд являются красными карликами, более двух третей звезд Млечного Пути, вероятно, являются одиночными красными карликами. [114] В ходе исследования молекулярного облака Персея в 2017 году астрономы обнаружили, что большинство вновь образовавшихся звезд находятся в двойных системах. В модели, которая лучше всего объясняла данные, все звезды изначально образовались как двойные, хотя некоторые двойные позже разделились, оставив после себя одиночные звезды. [115] [116]

На этом изображении NGC 6397 присутствуют звезды, известные как голубые отставшие из-за их местоположения на диаграмме Герцшпрунга-Рассела .

Ближайшая к Земле звезда, помимо Солнца, — Проксима Центавра , находящаяся на расстоянии 4,2465 световых лет (40,175 триллионов километров). Если путешествовать с орбитальной скоростью космического корабля «Шаттл» 8 километров в секунду (29 000 километров в час), то для достижения цели потребуется около 150 000 лет. [117] Это типично для разделения звезд в галактических дисках . [118] Звезды могут находиться намного ближе друг к другу в центрах галактик [119] и в шаровых скоплениях [120] или намного дальше друг от друга в галактических гало . [121]

Из-за относительно огромных расстояний между звездами за пределами ядра галактики столкновения между звездами считаются редкими. В более плотных регионах, таких как ядро ​​шаровых скоплений или центр галактики, столкновения могут быть более распространенными. [122] Такие столкновения могут привести к появлению так называемых синих отстающих . Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности и, следовательно, более синие, чем звезды на повороте главной последовательности в скоплении, к которому они принадлежат; в стандартной звездной эволюции синие отставшие звезды уже произошли бы за пределами главной последовательности и поэтому не были бы видны в скоплении. [123]

Характеристики

Почти все в звезде определяется ее начальной массой, включая такие характеристики, как светимость, размер, эволюция, продолжительность жизни и ее возможная судьба.

Возраст

Возраст большинства звезд составляет от 1 до 10 миллиардов лет. Возраст некоторых звезд может даже достигать 13,8 миллиардов лет — наблюдаемого возраста Вселенной . Возраст самой старой обнаруженной звезды, HD 140283 , прозванной звездой Мафусаила, оценивается в 14,46 ± 0,8 миллиарда лет. [124] (Из-за неопределенности значения этот возраст звезды не противоречит возрасту Вселенной, определенному спутником « Планк» как 13,799 ± 0,021). [124] [125]

Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни, прежде всего потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, заставляя их сжигать водород быстрее. Самые массивные звезды существуют в среднем несколько миллионов лет, тогда как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигают свое топливо очень медленно и могут существовать от десятков до сотен миллиардов лет. [126] [127]

Химический состав

Когда звезды формируются в современной галактике Млечный Путь, они состоят примерно из 71% водорода и 27% гелия [129] по массе, с небольшой долей более тяжелых элементов. Обычно долю тяжелых элементов измеряют по содержанию железа в звездной атмосфере, поскольку железо является обычным элементом и линии его поглощения сравнительно легко измерить. Доля более тяжелых элементов может быть индикатором вероятности наличия у звезды планетной системы. [130]

Звезда с самым низким когда-либо измеренным содержанием железа — это карлик HE1327-2326, содержание железа которого составляет всего 1/200 000 от содержания железа на Солнце. [131] Напротив, супербогатая металлами звезда μ Леонис содержит почти в два раза больше железа, чем Солнце, в то время как планетарная звезда 14 Геркулес содержит почти в три раза больше железа. [132] Химически пекулярные звезды демонстрируют необычное содержание определенных элементов в своем спектре; особенно хром и редкоземельные элементы . [133] Звезды с более прохладной внешней атмосферой, включая Солнце, могут образовывать различные двухатомные и многоатомные молекулы. [134]

Диаметр

Некоторые из известных звезд с их видимыми цветами и относительными размерами.

Из-за большого расстояния от Земли все звезды, кроме Солнца, кажутся невооруженному глазу светящимися точками на ночном небе, которые мерцают под воздействием земной атмосферы. Солнце находится достаточно близко к Земле, чтобы выглядеть как диск и обеспечивать дневной свет. Помимо Солнца, звезда с самым большим видимым размером — R Doradus с угловым диаметром всего 0,057 угловых секунд . [135]

Диски большинства звезд слишком малы по угловому размеру, чтобы их можно было наблюдать с помощью современных наземных оптических телескопов, поэтому для получения изображений этих объектов необходимы интерферометрические телескопы. Другой метод измерения углового размера звезд — затмение . Точно измеряя падение яркости звезды при ее закрытии Луной ( или повышение яркости при ее новом появлении), можно вычислить угловой диаметр звезды. [136]

Размеры звезд варьируются от нейтронных звезд, диаметр которых варьируется от 20 до 40 км (25 миль), до сверхгигантов, таких как Бетельгейзе в созвездии Ориона , диаметр которой примерно в 1000 раз больше диаметра Солнца [137] [138] с гораздо меньшая плотность . [139]

Кинематика

Плеяды , рассеянное скопление звезд в созвездии Тельца . Эти звезды имеют общее движение в пространстве. [140]

Движение звезды относительно Солнца может предоставить полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также о структуре и эволюции окружающей галактики. [141] Компоненты движения звезды состоят из лучевой скорости по направлению к Солнцу или от него и траверсного углового движения, которое называется ее собственным движением. [142]

Лучевая скорость измеряется доплеровским сдвигом спектральных линий звезды и выражается в км/ с . Собственное движение звезды, ее параллакс, определяется точными астрометрическими измерениями в единицах миллидуговых секунд (мсек) в год. Зная параллакс звезды и расстояние до нее, можно рассчитать правильную скорость движения. Вместе с радиальной скоростью можно рассчитать полную скорость. Звезды с высокой скоростью собственного движения, вероятно, будут находиться относительно близко к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерения параллакса. [143]

Когда известны обе скорости движения, можно вычислить пространственную скорость звезды относительно Солнца или галактики. Было обнаружено, что среди близлежащих звезд более молодые звезды населения I обычно имеют более низкие скорости, чем более старые звезды населения II. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости галактики. [144] Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить их происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках, которые называются звездными ассоциациями . [145]

Магнитное поле

Поверхностное магнитное поле SU Aur (молодой звезды типа T Тельца ), восстановленное с помощью зееман-доплеровской визуализации.

Магнитное поле звезды генерируется в областях недр, где происходит конвективная циркуляция. Это движение проводящей плазмы действует как динамо-машина , в которой движение электрических зарядов индуцирует магнитные поля, как и механическая динамо-машина. Эти магнитные поля имеют большой диапазон, простирающийся по всей звезде и за ее пределы. Сила магнитного поля зависит от массы и состава звезды, а величина поверхностной магнитной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная активность создает звездные пятна , которые представляют собой области сильных магнитных полей и температурой поверхности ниже нормальной. Корональные петли — это дугообразные линии магнитного поля, которые поднимаются от поверхности звезды во внешнюю атмосферу звезды, ее корону. Корональные петли можно увидеть благодаря плазме, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки — это всплески частиц высокой энергии, испускаемые из-за той же магнитной активности. [146]

Молодые, быстро вращающиеся звезды, как правило, имеют высокий уровень поверхностной активности из-за своего магнитного поля. Магнитное поле может воздействовать на звездный ветер звезды, действуя как тормоз, постепенно замедляя скорость вращения со временем. Таким образом, более старые звезды, такие как Солнце, имеют гораздо более медленную скорость вращения и более низкий уровень поверхностной активности. Уровни активности медленно вращающихся звезд имеют тенденцию меняться циклически и могут на какое-то время вообще прекращаться. [147] Во время минимума Маундера , например, на Солнце в течение 70 лет почти не наблюдалось пятенной активности. [148]

Масса

Одна из самых массивных известных звезд — Эта Киля , [149] которая, имея массу в 100–150 раз большую, чем Солнце, будет иметь продолжительность жизни всего несколько миллионов лет. Исследования наиболее массивных рассеянных скоплений показывают, что 150  M ☉ является приблизительным верхним пределом для звезд в нынешнюю эпоху существования Вселенной. [150] Это эмпирическое значение теоретического предела массы формирующихся звезд из-за увеличения радиационного давления на аккрецирующее газовое облако. Несколько звезд в скоплении R136 в Большом Магеллановом Облаке были измерены с большей массой, [151] но было установлено, что они могли возникнуть в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах, минуя 150  M ☉ ограничение на массивное звездообразование. [152]

Отражательная туманность NGC 1999 ярко освещена звездой V380 Ориона . Черный участок неба — это огромная дыра пустого пространства, а не темная туманность, как считалось ранее.

Первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, могли быть крупнее — до 300  M ☉ [ 153] из-за полного отсутствия в их составе элементов тяжелее лития . Это поколение сверхмассивных звезд населения III , вероятно, существовало в очень ранней Вселенной (т.е. наблюдалось, что они имеют большое красное смещение) и, возможно, начало производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего образования планеты и жизнь . В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 с z = 6,60 . [154] [155]

Имея массу всего в 80 раз больше Юпитера ( MJ ), 2MASS J0523-1403 является самой маленькой из известных звезд, подвергающихся ядерному синтезу в своем ядре . [156] Для звезд с металличностью, подобной Солнцу, теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и при этом подвергаться термоядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 МДж . [157] [158] Когда металличность очень низкая, минимальный размер звезды составляет около 8,3% солнечной массы, или около 87 МДж . [158] [159] Меньшие тела, называемые коричневыми карликами , занимают плохо очерченную серую область между звездами и газовыми гигантами . [157] [158]

Комбинация радиуса и массы звезды определяет ее поверхностную гравитацию. Звезды-гиганты имеют гораздо меньшую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности, в то время как у вырожденных компактных звезд, таких как белые карлики, все наоборот. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид спектра звезды, при этом более высокая гравитация вызывает расширение линий поглощения . [34]

Вращение

Скорость вращения звезд можно определить с помощью спектроскопических измерений или, точнее, определить путем отслеживания их звездных пятен . Молодые звезды могут иметь вращение на экваторе более 100 км/с. Звезда B-класса Ахернар , например, имеет экваториальную скорость около 225 км/с или больше, из-за чего ее экватор выпирает наружу и придает ей экваториальный диаметр, который более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости в 300 км/с, при которой звезда могла бы распасться. [160] Напротив, Солнце вращается один раз каждые 25–35 дней в зависимости от широты, [161] с экваториальной скоростью 1,93 км/с. [162] Магнитное поле звезды главной последовательности и звездный ветер существенно замедляют ее вращение по мере ее развития на главной последовательности. [163]

Вырожденные звезды сжались в компактную массу, что привело к высокой скорости вращения. Однако у них относительно низкие скорости вращения по сравнению с тем, что можно было бы ожидать при сохранении углового момента — тенденции вращающегося тела компенсировать сокращение размеров за счет увеличения скорости вращения. Большая часть углового момента звезды рассеивается в результате потери массы из-за звездного ветра. [164] Несмотря на это, скорость вращения пульсара может быть очень высокой. Например, пульсар в центре Крабовидной туманности вращается 30 раз в секунду. [165] Скорость вращения пульсара будет постепенно замедляться из-за выброса радиации. [166]

Температура

Температура поверхности звезды главной последовательности определяется скоростью производства энергии ее ядром и ее радиусом и часто оценивается по показателю цвета звезды . [167] Температура обычно выражается в терминах эффективной температуры , которая представляет собой температуру идеализированного черного тела, которое излучает свою энергию с той же яркостью на площадь поверхности, что и звезда. Эффективная температура характерна только для поверхности, поскольку температура увеличивается по направлению к ядру. [168] Температура в области ядра звезды составляет несколько миллионов Кельвинов . [169]

Звездная температура будет определять скорость ионизации различных элементов, что приводит к появлению характерных линий поглощения в спектре. Температура поверхности звезды, а также ее визуальная абсолютная величина и характеристики поглощения используются для классификации звезды (см. Классификацию ниже). [34]

Массивные звезды главной последовательности могут иметь температуру поверхности 50 000 К. Меньшие звезды, такие как Солнце, имеют температуру поверхности в несколько тысяч К. Красные гиганты имеют относительно низкую температуру поверхности - около 3600 К; но они имеют высокую яркость благодаря большой площади внешней поверхности. [170]

Радиация

Энергия, производимая звездами (продукт ядерного синтеза), излучается в космос как в виде электромагнитного излучения , так и в виде излучения частиц . Излучение частиц, испускаемое звездой, проявляется как звездный ветер, [171] который струится из внешних слоев в виде электрически заряженных протонов , а также альфа- и бета-частиц . Постоянный поток почти безмассовых нейтрино исходит прямо из ядра звезды. [172]

Производство энергии в ядре является причиной того, что звезды сияют так ярко: каждый раз, когда два или более атомных ядра сливаются вместе, образуя одно атомное ядро ​​нового более тяжелого элемента, из продукта ядерного синтеза высвобождаются фотоны гамма-излучения . Эта энергия преобразуется в другие формы электромагнитной энергии более низкой частоты, такие как видимый свет, к тому времени, когда она достигает внешних слоев звезды. [173]

Цвет звезды, определяемый наиболее интенсивной частотой видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая ее фотосферу . [174] Помимо видимого света, звезды излучают формы электромагнитного излучения, невидимые для человеческого глаза . Фактически, звездное электромагнитное излучение охватывает весь электромагнитный спектр : от самых длинных волн радиоволн через инфракрасный , видимый свет, ультрафиолет до самых коротких рентгеновских лучей и гамма - лучей. С точки зрения полной энергии, излучаемой звездой, не все компоненты звездного электромагнитного излучения важны, но все частоты дают представление о физике звезды. [172]

Используя звездный спектр , астрономы могут определить температуру поверхности, поверхностную гравитацию , металличность и скорость вращения звезды. Если расстояние до звезды найдено, например, путем измерения параллакса, то можно определить светимость звезды. Затем массу, радиус, поверхностную гравитацию и период вращения можно оценить на основе звездных моделей. (Массу звезд в двойных системах можно рассчитать путем измерения их орбитальных скоростей и расстояний. Гравитационное микролинзирование использовалось для измерения массы одиночной звезды. [175] ). С помощью этих параметров астрономы могут оценить возраст звезды. [176]

Яркость

Светимость звезды — это количество света и других форм лучистой энергии, которое она излучает в единицу времени. Имеет единицы мощности . Светимость звезды определяется ее радиусом и температурой поверхности. Многие звезды не излучают равномерно по всей своей поверхности. Например, быстро вращающаяся звезда Вега имеет более высокий поток энергии (мощность на единицу площади) на своих полюсах, чем вдоль экватора. [177]

Участки поверхности звезды с более низкой температурой и светимостью, чем в среднем, известны как звездные пятна . Маленькие звезды- карлики , такие как Солнце, обычно имеют практически безликие диски с небольшими звездными пятнами. Звезды- гиганты имеют гораздо более крупные и заметные звездные пятна [178] и сильное затемнение звездных краев . То есть яркость уменьшается к краю звездного диска. [179] Вспыхивающие красные карлики , такие как UV Кита, могут обладать заметными особенностями звездных пятен. [180]

Величина

Видимая яркость звезды выражается через ее видимую величину . Это функция светимости звезды, ее расстояния от Земли, эффекта затухания межзвездной пыли и газа, а также изменения света звезды при прохождении через атмосферу Земли. Внутренняя или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды и представляет собой видимую величину звезды, если бы расстояние между Землей и звездой составляло 10 парсеков (32,6 световых лет). [181]

Как видимая, так и абсолютная шкала звездных величин представляют собой логарифмические единицы : разница в величине на одно целое число равна изменению блеска примерно в 2,5 раза [183] ​​( корень пятой степени из 100 или примерно 2,512). Это означает, что звезда первой величины (+1,00) примерно в 2,5 раза ярче звезды второй величины (+2,00) и примерно в 100 раз ярче звезды шестой величины (+6,00). Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом в хороших условиях наблюдения, имеют звездную величину около +6. [184]

Как по шкале видимой, так и по абсолютной величине, чем меньше число звездной величины, тем ярче звезда; чем больше число звездной величины, тем тусклее звезда. Самые яркие звезды по любой шкале имеют отрицательные звездные величины. Изменение блеска (Δ L ) между двумя звездами рассчитывается путем вычитания звездной величины более яркой звезды ( m b ) из звездной величины более слабой звезды ( m f ), а затем использования разницы в качестве показателя степени для базового числа. 2,512; то есть:

По отношению к светимости и расстоянию от Земли абсолютная величина звезды ( M ) и видимая величина ( m ) не эквивалентны; [183] ​​например, яркая звезда Сириус имеет видимую звездную величину -1,44, но абсолютную звездную величину +1,41.

Солнце имеет видимую звездную величину -26,7, но его абсолютная величина составляет всего +4,83. Сириус, самая яркая звезда ночного неба, видимая с Земли, примерно в 23 раза ярче Солнца, а Канопус , вторая по яркости звезда ночного неба с абсолютной величиной −5,53, примерно в 14 000 раз ярче Солнца. солнце. Несмотря на то, что Канопус гораздо ярче Сириуса, последняя звезда кажется ярче из двух. Это связано с тем, что Сириус находится всего в 8,6 световых годах от Земли, а Канопус находится гораздо дальше, на расстоянии 310 световых лет. [185]

Самые яркие известные звезды имеют абсолютную звездную величину примерно -12, что в 6 миллионов раз превышает светимость Солнца. [186] Теоретически наименее светящиеся звезды находятся на нижнем пределе массы, при котором звезды способны поддерживать ядерный синтез водорода в ядре; звезды чуть выше этого предела были расположены в скоплении NGC 6397 . Самые тусклые красные карлики в скоплении имеют абсолютную величину 15, а также был обнаружен белый карлик 17-й абсолютной величины. [187] [188]

Классификация

Современная система классификации звезд возникла в начале 20 века, когда звезды классифицировались от A до Q на основе силы линии водорода . [190] Считалось, что сила линии водорода является простой линейной функцией температуры. Напротив, все было сложнее: с ростом температуры оно усиливалось, достигало максимума около 9000 К, а затем уменьшалось при более высоких температурах. С тех пор классификации были переупорядочены по температуре, на которой основана современная схема. [191]

Звездам присвоена однобуквенная классификация в соответствии с их спектрами: от типа O , который очень горячий, до M , который настолько холоден, что в его атмосферах могут образовываться молекулы. Основные классификации в порядке убывания температуры поверхности: O, B, A, F, G, K и M. Ряду редких спектральных типов даны специальные классификации. Наиболее распространенными из них являются типы L и T , которые классифицируют самые холодные звезды малой массы и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 делений, пронумерованных от 0 до 9 в порядке убывания температуры. Однако эта система разрушается при экстремально высоких температурах, поскольку классов O0 и O1 может не существовать. [192]

Кроме того, звезды можно классифицировать по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственным размерам и определяются их поверхностной гравитацией. Они варьируются от 0 ( гипергиганты ) через III ( гиганты ) до V (карлики главной последовательности); некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Звезды главной последовательности располагаются в узкой диагональной полосе, если отображать их на графике в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным классом. [192] Солнце — желтый карлик главной последовательности G2V средней температуры и обычного размера. [193]

В конце спектрального класса добавляется дополнительная номенклатура в виде строчных букв для обозначения особенностей спектра. Например, буква « е » может указывать на наличие линий излучения; « m » представляет собой необычно сильные уровни металлов, а « var » может означать вариации спектрального класса. [192]

У звезд белых карликов есть свой класс, который начинается с буквы D. Далее он подразделяется на классы DA , DB , DC , DO , DZ и DQ , в зависимости от типов заметных линий, обнаруженных в спектре. Далее следует числовое значение, обозначающее температуру. [194]

Переменные звезды

Асимметричный внешний вид Миры , колеблющейся переменной звезды.

Переменные звезды имеют периодические или случайные изменения светимости из-за внутренних или внешних свойств. Из внутренне переменных звезд основные типы можно разделить на три основные группы.

В ходе своей звездной эволюции некоторые звезды проходят фазы, в которых они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды со временем меняют радиус и светимость, расширяясь и сжимаясь с периодами от минут до лет, в зависимости от размера звезды. В эту категорию входят цефеиды и цефеидоподобные звезды , а также долгопериодические переменные, такие как Мира . [195]

Эруптивные переменные — это звезды, яркость которых внезапно возрастает из-за вспышек или событий выброса массы. [195] В эту группу входят протозвезды, звезды Вольфа-Райе и вспыхивающие звезды, а также звезды-гиганты и сверхгиганты.

Катаклизмические или взрывные переменные звезды — это звезды, свойства которых претерпевают резкие изменения. В эту группу входят новые и сверхновые. Двойная звездная система, в которую входит близлежащий белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая новую и сверхновую типа 1а. [87] Взрыв возникает, когда белый карлик аккумулирует водород из звезды-компаньона, наращивая массу до тех пор, пока водород не подвергается термоядерному синтезу. [196] Некоторые новые являются повторяющимися, с периодическими вспышками умеренной амплитуды. [195]

Звезды могут различаться по светимости из-за внешних факторов, таких как затменные двойные системы, а также вращающиеся звезды, которые образуют экстремальные звездные пятна. [195] Ярким примером затменно-двойной системы является Алголь, величина которой регулярно меняется от 2,1 до 3,4 в течение 2,87 дней. [197]

Состав

Внутренние структуры звезд главной последовательности, массы которых указаны в массах Солнца, зоны конвекции - циклами со стрелками, а радиационные зоны - красными вспышками. Слева направо: красный карлик , желтый карлик и сине-белая звезда главной последовательности.

Внутренняя часть стабильной звезды находится в состоянии гидростатического равновесия : силы, действующие на любой небольшой объем, почти точно уравновешивают друг друга. Уравновешенными силами являются внутренняя гравитационная сила и внешняя сила, возникающая из-за градиента давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиентом температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее ядра. Температура в ядре главной последовательности или звезды-гиганта составляет по крайней мере порядка10 7  К . Полученные температура и давление в горящем водороде ядре звезды главной последовательности достаточны для того, чтобы произошел ядерный синтез , и чтобы было произведено достаточно энергии, чтобы предотвратить дальнейший коллапс звезды. [198] [199]

Когда атомные ядра сплавляются в ядре, они излучают энергию в виде гамма-лучей. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, увеличивая тепловую энергию ядра. Звезды главной последовательности преобразуют водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в ядре. Со временем содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии в ядре прекращается. Вместо этого для звезд размером более 0,4  M ☉ термоядерный синтез происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг вырожденного гелиевого ядра. [200]

Помимо гидростатического равновесия, внутри стабильной звезды будет сохраняться энергетический баланс теплового равновесия . Внутри существует радиальный градиент температуры, в результате чего поток энергии течет наружу. Исходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, будет точно соответствовать входящему потоку снизу. [201]

Зона радиации — это область внутри звезды, где поток энергии наружу зависит от радиационной теплопередачи, поскольку конвективная теплопередача в этой зоне неэффективна. В этой области плазма не будет возмущена и любые массовые движения затухнут. Если это не так, то плазма становится нестабильной и возникает конвекция, образуя зону конвекции . Это может произойти, например, в областях, где возникают очень высокие потоки энергии, например, вблизи ядра или в областях с высокой непрозрачностью (что делает радиационную передачу тепла неэффективной), как во внешней оболочке. [199]

Возникновение конвекции во внешней оболочке звезды главной последовательности зависит от массы звезды. Звезды, масса которых в несколько раз превышает массу Солнца, имеют зону конвекции глубоко внутри и зону излучения во внешних слоях. У звезд меньшего размера, таких как Солнце, все наоборот: конвективная зона расположена во внешних слоях. [202] Звезды красных карликов с размером менее 0,4  M ☉ обладают конвекцией на всем протяжении, что предотвращает накопление гелиевого ядра. [84] Для большинства звезд конвективные зоны будут меняться с течением времени по мере старения звезды и изменения внутреннего состава. [199]

Разрез Солнца

Фотосфера – это та часть звезды, которая видна наблюдателю. Это слой, в котором плазма звезды становится прозрачной для фотонов света. Отсюда энергия, генерируемая в ядре, может свободно распространяться в космос. Именно внутри фотосферы появляются солнечные пятна — области с температурой ниже средней. [203]

Над уровнем фотосферы находится звездная атмосфера. У звезды главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, чуть выше фотосферы, представляет собой тонкую область хромосферы , где появляются спикулы и начинаются звездные вспышки . Выше этого находится переходная область, где температура быстро возрастает на расстоянии всего лишь 100 км (62 мили). За ней находится корона — объем перегретой плазмы, который может простираться на несколько миллионов километров. [204] Существование короны, по-видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды. [202] Несмотря на высокую температуру, корона излучает очень мало света из-за низкой плотности газа. [205] Область короны Солнца обычно видна только во время солнечного затмения .

Из короны звездный ветер из частиц плазмы расширяется наружу от звезды, пока не вступит во взаимодействие с межзвездной средой. На Солнце влияние солнечного ветра распространяется на всю область в форме пузыря, называемую гелиосферой . [206]

Пути реакции ядерного синтеза

При слиянии ядер масса слитого продукта меньше массы исходных частей. Эта потерянная масса преобразуется в электромагнитную энергию в соответствии с соотношением эквивалентности массы и энергии . [207] В ядрах звезд происходят разнообразные реакции ядерного синтеза, которые зависят от их массы и состава.

Процесс синтеза водорода чувствителен к температуре, поэтому умеренное повышение температуры ядра приведет к значительному увеличению скорости синтеза. В результате температура ядра звезд главной последовательности колеблется всего от 4 миллионов кельвинов для небольшой звезды М-класса до 40 миллионов Кельвинов для массивной звезды О-класса. [169]

На Солнце с ядром температурой 16 миллионов Кельвинов водород плавится с образованием гелия в ходе протон-протонной цепной реакции : [208]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0,4 М эВ )
2 e + + 2 e − → 2 γ (2 x 1,0 МэВ)
2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5,5 МэВ)
2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 МэВ)

Есть еще пара путей, в которых 3 He и 4 He объединяются с образованием 7 Be, который в конечном итоге (с добавлением еще одного протона) дает два 4 He, что дает выигрыш в один.

Все эти реакции приводят к общей реакции:

4 1 H → 4 He + 2γ + 2ν e (26,7 МэВ)

где γ — фотон гамма-излучения, ν e — нейтрино, а H и He — изотопы водорода и гелия соответственно. Энергия, выделяемая в результате этой реакции, измеряется миллионами электронвольт. Каждая отдельная реакция производит лишь небольшое количество энергии, но поскольку огромное количество этих реакций происходит постоянно, они производят всю энергию, необходимую для поддержания излучения звезды. Для сравнения, при сгорании двух молекул газообразного водорода с одной молекулой газообразного кислорода выделяется всего 5,7 эВ.

В более массивных звездах гелий производится в цикле реакций, катализируемых углеродом, который называется циклом углерод-азот-кислород . [208]

В эволюционировавших звездах с ядром при температуре 100 миллионов кельвинов и массой от 0,5 до 10  M ☉ гелий может превращаться в углерод в процессе тройного альфа , в котором используется промежуточный элемент бериллий : [208]

4 He + 4 He + 92 кэВ → 8* Be
4 He + 8* Be + 67 кэВ → 12* C
12* С → 12 С + γ + 7,4 МэВ

Для общей реакции:

Обзор последовательных процессов синтеза в массивных звездах
3 4 He → 12 C + γ + 7,2 МэВ

В массивных звездах более тяжелые элементы могут сгорать в сжимающемся ядре посредством процесса горения неона и процесса горения кислорода . Заключительной стадией процесса звездного нуклеосинтеза является процесс сжигания кремния , в результате которого образуется стабильный изотоп железо-56. [208] Любой дальнейший синтез будет эндотермическим процессом, который потребляет энергию, и поэтому дополнительная энергия может быть произведена только посредством гравитационного коллапса.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Грего, Питер; Маннион, Дэвид (2010). Галилей и 400 лет телескопической астрономии. Спрингер Нью-Йорк. ISBN 978-1441955920.
  2. ^ Харпер, Дуглас (2001–2022). «*ster- (2)». Интернет-словарь этимологии . Проверено 28 февраля 2022 г.
  3. ^ ab Форбс, Джордж (1909). История астрономии. Лондон: ISBN Watts & Co. 978-1-153-62774-0.
  4. ^ Гевелий, Иоганнис (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia . Гданьск.
  5. ^ «Древнегреческая астрономия и космология». Цифровые коллекции . Библиотека Конгресса . нд . Проверено 28 февраля 2022 г.
  6. ^ Тондеринг, Клаус (2008). «Другие древние календари». Календари на протяжении веков . Веб-выставки . Проверено 28 февраля 2022 г.
  7. ^ фон Шпет, Уве (2000). «Датирование древнейшей египетской звездной карты». Центавр . 42 (3): 159–179. Бибкод : 2000Cent...42..159В. дои : 10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x . Проверено 21 октября 2007 г.
  8. ^ Норт, Джон (1995). Нортонская история астрономии и космологии . Нью-Йорк и Лондон: WW Norton & Company. стр. 30–31. ISBN 978-0-393-03656-5.
  9. ^ Мурдин, П. (2000). «Аристилл (ок. 200 г. до н. э.)». Энциклопедия астрономии и астрофизики . Бибкод : 2000eaa..bookE3440.. doi : 10.1888/0333750888/3440. ISBN 978-0-333-75088-9.
  10. ^ Грассхофф, Герд (1990). История звездного каталога Птолемея . Спрингер. стр. 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0.
  11. ^ Пиноцис, Антониос Д. (2008). «Астрономия на Древнем Родосе». Протозвездные джеты в контексте . Афинский университет , Греция. Архивировано из оригинала 7 сентября 2021 года . Проверено 28 февраля 2022 г.
  12. ^ Кларк, Д.Х.; Стивенсон, Франция (29 июня 1981 г.). «Исторические сверхновые». Сверхновые: обзор текущих исследований; Труды Института перспективных исследований . Кембридж, Великобритания: Дордрехт, D. Reidel Publishing Co., стр. 355–370. Бибкод : 1982ASIC...90..355C.
  13. ^ Чжао, Фу-Юань; Стром, Р.Г.; Цзян, Ши-Ян (2006). «Приглашенная звезда AD185, должно быть, была сверхновой». Китайский журнал астрономии и астрофизики . 6 (5): 635. Бибкод : 2006ЧЯАА...6..635З. дои : 10.1088/1009-9271/6/5/17 .
  14. ^ Исбелл, Дуглас; Бенуа, Фил (5 марта 2003 г.). «Астрономы оценивают яркость самой яркой звезды в истории». НОЙЛаб . Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 2 апреля 2003 года . Проверено 28 февраля 2022 г.
  15. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (30 августа 2006 г.). «Сверхновая 1054 – Создание Крабовидной туманности». СЭДС . Университет Аризоны.
  16. ^ Дуйвендак, JJL (апрель 1942 г.). «Дальнейшие данные об отождествлении Крабовидной туманности со сверхновой 1054 года нашей эры. Часть I. Древние восточные хроники». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 54 (318): 91–94. Бибкод : 1942PASP...54...91D. дои : 10.1086/125409 .
    Мэйолл, Нью-Йорк; Оорт, Ян Хендрик (апрель 1942 г.). «Дальнейшие данные об отождествлении Крабовидной туманности со сверхновой 1054 года нашей эры. Часть II. Астрономические аспекты». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 54 (318): 95–104. Бибкод : 1942ПАСП...54...95М. дои : 10.1086/125410 .
  17. ^ Брехер, К.; и другие. (1983). «Древние записи и сверхновая Крабовидная туманность». Обсерватория . 103 : 106–113. Бибкод : 1983Obs...103..106B.
  18. ^ Кеннеди, Эдвард С. (1962). «Обзор: Обсерватория в исламе и ее место в общей истории обсерватории Айдына Сайили». Исида . 53 (2): 237–239. дои : 10.1086/349558.
  19. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления. Издательство Кембриджского университета . п. 1. ISBN 978-0-521-37079-0.
  20. ^ Захур, А. (1997). «Аль-Бируни». Университет Хасануддина. Архивировано из оригинала 26 июня 2008 года . Проверено 21 октября 2007 г.
  21. ↑ Монтада, Хосеп Пуч (28 сентября 2007 г.). «Ибн Баджа». Стэнфордская энциклопедия философии . Проверено 11 июля 2008 г.
  22. ^ abc Дрейк, Стивен А. (17 августа 2006 г.). «Краткая история астрономии высоких энергий (рентгеновских и гамма-лучей)». НАСА ХЕАСАРК . Проверено 24 августа 2006 г.
  23. ^ Грескович, Питер; Руди, Питер (24 июля 2006 г.). «Экзопланеты». ЭСО. Архивировано из оригинала 10 октября 2008 года . Проверено 15 июня 2012 г.
  24. ^ Ахмад, Айова (1995). «Влияние коранической концепции астрономических явлений на исламскую цивилизацию». Перспективы в астрономии . 39 (4): 395–403 [402]. Бибкод : 1995ВА.....39..395А. дои : 10.1016/0083-6656(95)00033-X.
  25. ^ Сетиа, Ади (2004). «Фахр ад-Дин ар-Рази о физике и природе физического мира: предварительный обзор» (PDF) . Ислам и наука . 2 (2). Архивировано из оригинала (PDF) 9 января 2020 года . Проверено 26 мая 2018 г.
  26. ^ Хоскин, Майкл (1998). «Ценность архивов в написании истории астрономии». Библиотечно-информационные услуги по астрономии III . 153 : 207. Бибкод : 1998ASPC..153..207H . Проверено 24 августа 2006 г.
  27. ^ Проктор, Ричард А. (1870). «Есть ли звездные системы туманностей?». Природа . 1 (13): 331–333. Бибкод : 1870Natur...1..331P. дои : 10.1038/001331a0 .
  28. ^ Фрэнк Нортен Мэгилл (1992). Обзор науки Мэгилла: детекторы А-Черенкова. Салем Пресс. п. 219. ИСБН 978-0-89356-619-7.
  29. ^ Макдоннелл, Джозеф. «Анджело Секки, SJ (1818–1878) отец астрофизики». Университет Фэрфилда . Архивировано из оригинала 21 июля 2011 года . Проверено 2 октября 2006 г.
  30. ^ Иван Губени; Дмитрий Михалас (2014). Теория звездных атмосфер: введение в астрофизический неравновесный количественный спектроскопический анализ. Издательство Принстонского университета. п. 23. ISBN 978-0-691-16329-1.
  31. ^ Эйткен, Роберт Г. (1964). Двойные звезды . Нью-Йорк: Dover Publications Inc., с. 66. ИСБН 978-0-486-61102-0.
  32. ^ Майкельсон, А.А.; Пиз, Ф.Г. (1921). «Измерение диаметра Альфы Ориона с помощью интерферометра». Астрофизический журнал . 53 (5): 249–259. Бибкод : 1921ApJ....53..249M. дои : 10.1086/142603. ПМЦ 1084808 . PMID  16586823. S2CID  21969744. 
  33. ^ "" Пейн-Гапошкин, Сесилия Хелена." CWP". Калифорнийский университет . Архивировано из оригинала 18 марта 2005 года . Проверено 21 февраля 2013 г.
  34. ^ abc Unsöld, Альбрехт (2001). Новый Космос (5-е изд.). Нью-Йорк: Спрингер. стр. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9.
  35. ^ Гордон, Майкл С.; Хамфрис, Роберта М.; Джонс, Терри Дж. (июль 2016 г.). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. III. Желтые и красные сверхгиганты и эволюция посткрасных сверхгигантов». Астрофизический журнал . 825 (1): 50. arXiv : 1603.08003 . Бибкод : 2016ApJ...825...50G. дои : 10.3847/0004-637X/825/1/50 . ISSN  0004-637X. S2CID  119281102.
  36. ^ Браун, AGA ; и другие. (сотрудничество Gaia) (2021). «Выпуск 3 ранних данных Gaia: Краткое изложение содержания и свойств исследования». Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G. дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Ошибка:  doi : 10.1051/0004-6361/202039657e) .
  37. ^ Де Грийс, Ричард; Боно, Джузеппе (2020). «Кластеризация расстояний локальных групп: смещение публикации или коррелированные измерения? VI. Распространение на расстояния кластера Девы». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 246 (1): 3. arXiv : 1911.04312 . Бибкод : 2020ApJS..246....3D. дои : 10.3847/1538-4365/ab5711 . S2CID  207852888.
  38. ^ Виллард, Рэй; Фридман, Венди Л. (26 октября 1994 г.). «Космический телескоп Хаббл точно измеряет расстояние до самой отдаленной галактики». Сайт Хаббла . Проверено 5 августа 2007 г.
  39. ^ Соловьева, Ю.; Винокуров А.; Саркисян А.; Атапин, К.; Фабрика, С.; Валеев А.Ф.; Князев А.; Шолухова О.; Масленникова, О. (2020). «Новые кандидаты на светящиеся синие переменные в галактике NGC 247». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 497 (4): 4834. arXiv : 2008.06215 . Бибкод : 2020MNRAS.497.4834S. doi : 10.1093/mnras/staa2117. S2CID  221451751.
  40. ^ Келли, Патрик Л.; и другие. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды при красном смещении 1,5 с помощью линзы скопления галактик». Природа . 2 (4): 334–342. arXiv : 1706.10279 . Бибкод : 2018NatAs...2..334K. дои : 10.1038/s41550-018-0430-3. S2CID  125826925.
  41. ↑ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 г.). «Редкое космическое выравнивание показывает самую далекую звезду, которую когда-либо видели». Space.com . Проверено 2 апреля 2018 г.
  42. ^ Кох-Вестенхольц, Улла; Кох, Улла Сюзанна (1995). Месопотамская астрология: введение в вавилонское и ассирийское небесное гадание . Публикации Института Карстена Нибура. Том. 19. Музей Тускуланум Пресс. п. 163. ИСБН 978-87-7289-287-0.
  43. ^ аб Коулман, Лесли С. «Мифы, легенды и знания». Обсерватория Фрости Дрю . Проверено 15 июня 2012 г.
  44. ^ «Именование астрономических объектов». Международный астрономический союз (МАС) . Проверено 30 января 2009 г.
  45. ^ «Именование звезд». Студенты за исследование и освоение космоса (SEDS) . Проверено 30 января 2009 г.
  46. ^ Лайалл, Фрэнсис; Ларсен, Пол Б. (2009). «Глава 7: Луна и другие небесные тела». Космическое право: Трактат . Ашгейт Паблишинг, ООО с. 176. ИСБН 978-0-7546-4390-6.
  47. ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Проверено 22 мая 2016 г.
  48. ^ «Именование звезд» . Проверено 5 февраля 2021 г.
  49. ^ Андерсен, Йоханнес. «Покупка звезд и звездных имен». Международный астрономический союз . Проверено 24 июня 2010 г.
  50. ^ «Именование звезд». Астрофизическая организация Scientia. 2005. Архивировано из оригинала 17 июня 2010 года . Проверено 29 июня 2010 г.
  51. ^ «Отказ от ответственности: назовите звезду, назовите розу и другие подобные предприятия» . Британская библиотека . Совет Британской библиотеки. Архивировано из оригинала 19 января 2010 года . Проверено 29 июня 2010 г.
  52. ^ Плейт, Филип К. (2002). Плохая астрономия: раскрыты заблуждения и злоупотребления, от астрологии до «мистификации» о высадке на Луну . Джон Уайли и сыновья. стр. 237–240. ISBN 978-0-471-40976-2.
  53. ↑ Склафани, Том (8 мая 1998 г.). «Комиссар по делам потребителей Полонецкий предупреждает потребителей: «Покупка звезды не сделает вас ею»». Национальный центр астрономии и ионосферы, обсерватория Арисебо. Архивировано из оригинала 11 января 2006 года . Проверено 24 июня 2010 г.
  54. ^ abcd Прса, А.; Харманек, П.; Торрес, Г.; Мамаек, Э.; и другие. (2016). «Номинальные значения для выбранных солнечных и планетарных величин: Резолюция МАС 2015 B3». Астрономический журнал . 152 (2): 41. arXiv : 1605.09788 . Бибкод : 2016AJ....152...41P. дои : 10.3847/0004-6256/152/2/41 . S2CID  55319250.
  55. ^ Вудворд, PR (1978). «Теоретические модели звездообразования». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 (1): 555–584. Бибкод : 1978ARA&A..16..555W. doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
  56. ^ Лада, CJ; Лада, Е.А. (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 (1): 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Бибкод : 2003ARA&A..41...57L. doi :10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. S2CID  16752089.
  57. ^ Мюррей, Норман (2011). «Эффективность звездообразования и время жизни гигантских молекулярных облаков в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 729 (2): 133. arXiv : 1007.3270 . Бибкод : 2011ApJ...729..133M. дои : 10.1088/0004-637X/729/2/133. S2CID  118627665.
  58. ^ Квок, Сан (2000). Происхождение и эволюция планетарных туманностей . Кембриджская серия по астрофизике. Том. 33. Издательство Кембриджского университета. стр. 103–104. ISBN 978-0-521-62313-1.
  59. ^ Аб Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори; Грейвс, Женевьева Дж. М. «Красные карлики и конец главной последовательности» (PDF) . Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам . Мексиканская версия астрономии и астрофизики. стр. 46–49. Бибкод : 2004RMxAC..22...46A . Проверено 24 июня 2008 г.
  60. ^ abc Колб, Вера М., изд. (2014). Астробиология, эволюционный подход. Тейлор и Фрэнсис. стр. 21–25. ISBN 978-1466584617.
  61. ^ аб Бисноватый-Коган, Г.С. (2013). Звездная физика: звездная эволюция и стабильность. Перевод Блинова А.Ю.; Романова, М. Шпрингер Берлин Гейдельберг. стр. 108–125. ISBN 978-3662226391.
  62. ^ Ибелинг, Дулигур; Хегер, Александр (март 2013 г.). «Зависимость минимальной массы от металличности сверхновых с коллапсом ядра». Письма астрофизического журнала . 765 (2): 4. arXiv : 1301.5783 . Бибкод : 2013ApJ...765L..43I. дои : 10.1088/2041-8205/765/2/L43. S2CID  118474569. L43.
  63. ^ Тилеманн, Ф.-К.; и другие. (2011). Диль, Роланд; и другие. (ред.). Массивные звезды и их сверхновые . Конспект лекций по физике. Том. 812. Берлин: Шпрингер. стр. 153–232. arXiv : 1008.2144 . Бибкод : 2011LNP...812..153T. дои : 10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN 978-3-642-12697-0. S2CID  119254840. {{cite book}}: |work=игнорируется ( помощь )
  64. ^ Элмегрин, Б.Г.; Лада, CJ (1977). «Последовательное формирование подгрупп в акушерских объединениях». Астрофизический журнал, Часть 1 . 214 : 725–741. Бибкод : 1977ApJ...214..725E. дои : 10.1086/155302.
  65. ^ Гетман, К.В.; и другие. (2012). «Туманность Слоновий Хобот и скопление Трамплера 37: вклад триггерного звездообразования в общую численность населения региона H II». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (4): 2917–2943. arXiv : 1208.1471 . Бибкод : 2012MNRAS.426.2917G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x. S2CID  49528100.
  66. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Издательство Имперского колледжа. стр. 57–68. ISBN 978-1-86094-501-4.
  67. ^ Селигман, Кортни. «Медленное сжатие протозвездного облака». Самостоятельно опубликовано . Архивировано из оригинала 23 июня 2008 года . Проверено 5 сентября 2006 г.
  68. ^ Арнольд Хансльмайер (2010). Вода во Вселенной. Springer Science & Business Media. п. 163. ИСБН 978-90-481-9984-6.
  69. ^ Балли, Дж.; Морс, Дж.; Рейпурт, Б. (1996). «Рождение звезд: струи Хербига-Аро, аккреция и протопланетные диски». В Бенвенути, Пьеро; Макетто, Флорида; Шрайер, Итан Дж. (ред.). Наука с помощью космического телескопа Хаббл – II. Материалы семинара, состоявшегося в Париже, Франция, 4–8 декабря 1995 г. Научный институт космического телескопа. п. 491. Бибкод : 1996swhs.conf..491B.
  70. ^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Издательство Имперского колледжа. п. 176. ИСБН 978-1-86094-501-4.
  71. ↑ Мегит, Том (11 мая 2010 г.). «Гершель находит дыру в космосе». ЕКА . Проверено 17 мая 2010 г.
  72. ^ Дэвид Дарлинг (2004). Универсальная книга астрономии: от галактики Андромеды до зоны избегания. Уайли. п. 229. ИСБН 978-0-471-26569-6.
  73. ^ Дюкеннуа, А.; Мэр, М. (1991). «Множественность звезд солнечного типа в окрестностях Солнца. II – Распределение орбитальных элементов в несмещенной выборке». Астрономия и астрофизика . 248 (2): 485–524. Бибкод : 1991A&A...248..485D.
  74. ^ Т. Падманабхан (2000). Теоретическая астрофизика: Том 2, Звезды и звездные системы. Издательство Кембриджского университета. п. 557. ИСБН 978-0-521-56631-5.
  75. ^ Менгель, Дж.Г.; и другие. (1979). «Звездная эволюция из главной последовательности нулевого возраста». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 40 : 733–791. Бибкод : 1979ApJS...40..733M. дои : 10.1086/190603.
  76. ^ Аб Сакманн, Эй-Джей; Бутройд, AI; Кремер, К.Э. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457. Бибкод : 1993ApJ...418..457S. дои : 10.1086/173407 .
  77. ^ Вуд, БЭ; и другие. (2002). «Измеренные темпы потери массы солнечноподобных звезд в зависимости от возраста и активности». Астрофизический журнал . 574 (1): 412–425. arXiv : astro-ph/0203437 . Бибкод : 2002ApJ...574..412W. дои : 10.1086/340797. S2CID  1500425.
  78. ^ де Лор, К.; де Греве, JP; Ламерс, HJGLM (1977). «Эволюция массивных звезд с потерей массы звездным ветром». Астрономия и астрофизика . 61 (2): 251–259. Бибкод : 1977A&A....61..251D.
  79. ^ «Эволюция звезд с массой от 50 до 100 раз больше Солнца». Королевская Гринвичская обсерватория. Архивировано из оригинала 18 ноября 2015 года . Проверено 17 ноября 2015 г.
  80. ^ «Время жизни основной последовательности» . Суинбернская астрономическая онлайн-энциклопедия астрономии . Суинбернский технологический университет.
  81. ^ Пиццолато, Н.; и другие. (2001). «Зависимость субфотосферной конвекции и магнитной активности от металличности и возраста: модели и тесты». Астрономия и астрофизика . 373 (2): 597–607. Бибкод : 2001A&A...373..597P. дои : 10.1051/0004-6361:20010626 .
  82. ^ «Потеря массы и эволюция». Группа астрофизики UCL. 18 июня 2004 г. Архивировано из оригинала 22 ноября 2004 г. Проверено 26 августа 2006 г.
  83. ^ Лаборатория Резерфорда Эпплтона. Практикум по астрономии и астрофизике (1984). Газ в межзвездной среде: Семинар лаборатории Резерфорда Эпплтона по астрономии и астрофизике: 21–23 мая 1983 г., Дом Козенера, Абингдон. Совет по науке и инженерным исследованиям, лаборатория Резерфорда Эпплтона.
  84. ^ аб Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции звезд малой массы». Рочестерский технологический институт . Проверено 4 августа 2006 г.
  85. ^ «Звездная эволюция и смерть». Обсерватория НАСА. Архивировано из оригинала 10 февраля 2008 года . Проверено 8 июня 2006 г.
  86. ^ Шредер, К.-П.; Смит, Роберт Коннон (2008). «Возвращение к далекому будущему Солнца и Земли». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Бибкод : 2008MNRAS.386..155S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID  10073988.См. также Палмер, Джейсон (22 февраля 2008 г.). «Надежда тускнеет на то, что Земля переживет смерть Солнца». Служба новостей NewScientist.com . Проверено 24 марта 2008 г.
  87. ^ Аб Ибен, Ико младший (1991). «Эволюция одиночных и двойных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 76 : 55–114. Бибкод : 1991ApJS...76...55I. дои : 10.1086/191565 .
  88. ^ аб Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (7 сентября 2017 г.). «Глава 13». Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Кембридж, Великобритания. ISBN 978-1108422161.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  89. ^ Саган, Карл (1980). «Жизнь звезд». Космос: Личное путешествие .
  90. ^ PS Конти; К. де Лор (2012). Потеря массы и эволюция звезд О-типа. Springer Science & Business Media. ISBN 978-94-009-9452-2.
  91. ^ «Эволюция массивных звезд и сверхновых типа II». Статистический колледж Пенсильвании . Проверено 5 января 2016 г.
  92. ↑ Снеден, Кристофер (8 февраля 2001 г.). «Астрономия: возраст Вселенной». Природа . 409 (6821): 673–675. дои : 10.1038/35055646 . PMID  11217843. S2CID  4316598.
  93. ^ Либерт, Джеймс (1980). «Звезды белые карлики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 18 (2): 363–398. Бибкод : 1980ARA&A..18..363L. doi : 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.
  94. ↑ Манн, Адам (11 августа 2020 г.). «Вот так кончается Вселенная: не хныканьем, а взрывом». Наука | АААС .
  95. ^ abc «Введение в остатки сверхновых». Центр космических полетов Годдарда. 6 апреля 2006 г. Проверено 16 июля 2006 г.
  96. ^ Фрайер, CL (2003). «Образование черной дыры в результате коллапса звезды». Классическая и квантовая гравитация . 20 (10): С73–С80. Бибкод : 2003CQGra..20S..73F. дои : 10.1088/0264-9381/20/10/309. S2CID  122297043.
  97. ^ Вуоринен, Алекси (2019). «Нейтронные звезды и звездные слияния как лаборатория плотной материи КХД». Ядерная физика А . 982 : 36. arXiv : 1807.04480 . Бибкод : 2019NuPhA.982...36В. doi :10.1016/j.nuclphysa.2018.10.011. S2CID  56422826.
  98. ^ Лейнер, Эмили М.; Геллер, Аарон (1 января 2021 г.). «Перепись голубых отставших в открытых скоплениях Gaia DR2 как тест популяционного синтеза и физики массообмена». Астрофизический журнал . 908 (2): arXiv:2101.11047. arXiv : 2101.11047 . Бибкод : 2021ApJ...908..229L. дои : 10.3847/1538-4357/abd7e9 . S2CID  231718656.
  99. ^ Брогаард, К; Кристиансен, С.М.; Грюндал, Ф; Мильо, А; Иззард, Р.Г.; Таурис, ТМ; Сандквист, Эл.; Ванденберг, Д.А.; Йессен-Хансен, Дж; Арентофт, Т; Брантт, Х; Франдсен, С; Орос, Дж. А.; Фейден, Джорджия; Матье, Р; Геллер, А; Шетрон, М; Райд, Н.; Стелло, Д; Плате, я; Мейбом, С. (21 декабря 2018 г.). «Голубой отставший V106 в NGC 6791: прототип прародителя старых одиночных гигантов, маскирующихся под молодых». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 481 (4): 5062–5072. arXiv : 1809.00705 . Бибкод : 2018MNRAS.481.5062B. doi : 10.1093/mnras/sty2504.
  100. ^ Джакомо Беккари; Анри М. Ж. Боффен (2019). Влияние двойных звезд на звездную эволюцию. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-108-42858-3.
  101. ^ Юн, Сон-Чоль; Дессар, Люк; Клоккьятти, Алехандро (2017). «Прародители сверхновых типов Ib и IIb во взаимодействующих двойных системах». Астрофизический журнал . 840 (1): 10. arXiv : 1701.02089 . Бибкод : 2017ApJ...840...10Y. дои : 10.3847/1538-4357/aa6afe . S2CID  119058919.
  102. ^ Макклелланд, Лос-Анджелес; Элдридж, Джей-Джей (2016). «Гелиевые звезды: к пониманию эволюции Вольфа-Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (2): 1505. arXiv : 1602.06358 . Бибкод : 2016MNRAS.459.1505M. doi : 10.1093/mnras/stw618. S2CID  119105982.
  103. ^ Шенар, Т.; Гилкис, А.; Винк, Дж.С.; Сана, Х.; Сандер, AAC (2020). «Почему бинарное взаимодействие не обязательно доминирует в образовании звезд Вольфа-Райе при низкой металличности». Астрономия и астрофизика . 634 : А79. arXiv : 2001.04476 . Бибкод : 2020A&A...634A..79S. дои : 10.1051/0004-6361/201936948. S2CID  210472736.
  104. ↑ Фонтан, Генри (17 октября 2016 г.). «Как минимум два триллиона галактик». Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 октября 2016 г.
  105. ^ Персонал (2019). «Сколько звезд во Вселенной?». Европейское космическое агентство . Проверено 21 сентября 2019 г.
  106. ^ Маров, Михаил Я. (2015). «Строение Вселенной». Основы современной астрофизики . стр. 279–294. дои : 10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6.
  107. ^ Маки, Глен (1 февраля 2002 г.). «Увидеть Вселенную в песчинке Таранаки». Центр астрофизики и суперкомпьютеров . Проверено 28 января 2017 г.
  108. ^ Боренштейн, Сет (1 декабря 2010 г.). «Количество звезд во Вселенной может утроиться». Ассошиэйтед Пресс . Проверено 9 февраля 2021 г.
  109. ^ Ван Доккум, Питер Дж; Конрой, Чарли (2010). «Значительная популяция звезд малой массы в светящихся эллиптических галактиках». Природа . 468 (7326): 940–942. arXiv : 1009.5992 . Бибкод : 2010Natur.468..940V. дои : 10.1038/nature09578. PMID  21124316. S2CID  205222998.
  110. ^ «Хаббл находит межгалактические звезды». Служба новостей Хаббла. 14 января 1997 года . Проверено 6 ноября 2006 г.
  111. ^ Пухвейн, Эвальд; Спрингель, Волкер; Сиджаки, Дебора ; Долаг, Клаус (1 августа 2010 г.). «Внутрископительные звезды в моделировании с обратной связью активного галактического ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 406 (2): 936–951. arXiv : 1001.3018 . Бибкод : 2010MNRAS.406..936P. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x .
  112. ^ Линь, Йен-Тин; Мор, Джозеф Дж. (20 декабря 2004 г.). «Свойства скоплений и групп галактик в K-диапазоне: ярчайшие галактики в скоплениях и внутрикластерный свет». Астрофизический журнал . 617 (2): 879–895. arXiv : astro-ph/0408557 . Бибкод : 2004ApJ...617..879L. дои : 10.1086/425412. S2CID  119347770.
  113. ^ Себехей, Виктор Г.; Карран, Ричард Б. (1985). Устойчивость Солнечной системы и ее малых естественных и искусственных тел . Спрингер. ISBN 978-90-277-2046-7.
  114. ^ «Большинство звезд Млечного Пути одиноки» (пресс-релиз). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. 30 января 2006 г. Проверено 16 июля 2006 г.
  115. ↑ Сандерс, Роберт (13 июня 2017 г.). «Новые доказательства того, что все звезды рождаются парами». Новости Беркли .
  116. ^ Садавой, Сара И.; Сталер, Стивен В. (август 2017 г.). «Встроенные двоичные файлы и их плотные ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (4): 3881–3900. arXiv : 1705.00049 . Бибкод : 2017MNRAS.469.3881S. doi : 10.1093/mnras/stx1061.
  117. ^ 3,99 × 10 13  км /(3 × 10 4  км/ч × 24 × 365,25) =1,5 × 10 5  лет .
  118. ^ Холмберг, Дж.; Флинн, К. (2000). «Локальная плотность материи, нанесенная на карту Hipparcos». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 313 (2): 209–216. arXiv : astro-ph/9812404 . Бибкод : 2000MNRAS.313..209H. дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. S2CID  16868380.
  119. ↑ Норби, Дэвид (1 января 2006 г.). «Насколько близко звезды могут приближаться друг к другу в ядрах галактик?». Астрономия.com . Проверено 11 сентября 2022 г.
  120. ^ Граттон, Рафаэле; Брагалья, Анжела; Карретта, Эухенио; Д'Орази, Валентина; Лукателло, Сара; Соллима, Антонио (15 мая 2019 г.). «Что такое шаровое скопление? Наблюдательная перспектива». Обзор астрономии и астрофизики . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Бибкод : 2019A&ARv..27....8G. дои : 10.1007/s00159-019-0119-3. ISSN  1432-0754. S2CID  207847491 . Проверено 11 сентября 2022 г.
  121. ^ «Представьте Вселенную!». Imagine.gsfc.nasa.gov . Проверено 8 февраля 2023 г.
  122. ^ «Астрономы: Столкновения звезд становятся безудержными и катастрофическими» . Новости CNN. 2 июня 2000 г. Архивировано из оригинала 7 января 2007 г. Проверено 21 января 2014 г.
  123. ^ Ломбарди, Дж. К. младший; и другие. (2002). «Звездные столкновения и внутренняя структура синих отставших». Астрофизический журнал . 568 (2): 939–953. arXiv : astro-ph/0107388 . Бибкод : 2002ApJ...568..939L. дои : 10.1086/339060. S2CID  13878176.
  124. ^ ab HE Bond; Е.П. Нелан; Д.А. Ванденберг; Г.Х. Шефер; Д. Хармер (2013). «HD 140283: звезда в окрестностях Солнца, образовавшаяся вскоре после Большого взрыва». Письма астрофизического журнала . 765 (1): Л12. arXiv : 1302.3180 . Бибкод : 2013ApJ...765L..12B. дои : 10.1088/2041-8205/765/1/L12. S2CID  119247629.
  125. ^ Сотрудничество Планка (2016). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры (см. Таблицу 4 на стр. 31 п.п.м.)». Астрономия и астрофизика . 594 : А13. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P. дои : 10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  126. ^ Нафтилан, Ю.А.; Стетсон, П.Б. (13 июля 2006 г.). «Как ученые определяют возраст звезд? Действительно ли этот метод достаточно точен, чтобы использовать его для проверки возраста Вселенной?». Научный американец . Проверено 11 мая 2007 г.
  127. ^ Лафлин, Г.; Боденхаймер, П.; Адамс, ФК (1997). «Конец основной последовательности». Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Бибкод : 1997ApJ...482..420L. дои : 10.1086/304125 .
  128. ^ Полс, Онно Р.; Шредер, Клаус-Петер; Херли, Джаррод Р.; Тут, Кристофер А.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Модели эволюции звезд для Z = от 0,0001 до 0,03». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Бибкод : 1998MNRAS.298..525P. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  129. ^ Ирвин, Джудит А. (2007). Астрофизика: расшифровка космоса . Джон Уайли и сыновья. п. 78. Бибкод : 2007adc..книга.....I. ISBN 978-0-470-01306-9.
  130. ^ Фишер, Д.А.; Валенти, Дж. (2005). «Корреляция планеты и металличности». Астрофизический журнал . 622 (2): 1102–1117. Бибкод : 2005ApJ...622.1102F. дои : 10.1086/428383 .
  131. ^ «Подписи первых звезд». ScienceDaily . 17 апреля 2005 г. Проверено 10 октября 2006 г.
  132. ^ Фельцинг, С .; Гонсалес, Г. (2000). «Природа звезд, богатых суперметаллами: подробный анализ содержания 8 кандидатов в звезды, богатые суперметаллами» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 367 (1): 253–265. Бибкод : 2001A&A...367..253F. дои : 10.1051/0004-6361:20000477 . S2CID  16502974.
  133. ^ Грей, Дэвид Ф. (1992). Наблюдение и анализ звездных фотосфер. Издательство Кембриджского университета. стр. 413–414. ISBN 978-0-521-40868-4.
  134. ^ Йоргенсен, Уффе Г. (1997). «Крутые звездные модели». Ван Дишок, Эвин Ф. (ред.). Молекулы в астрофизике: зонды и процессы . Симпозиумы Международного астрономического союза. Молекулы в астрофизике: зонды и процессы. Том. 178. Springer Science & Business Media. п. 446. ИСБН 978-0792345381.
  135. ^ «Самая большая звезда на небе». ЭСО. 11 марта 1997 года . Проверено 10 июля 2006 г.
  136. ^ Рэгланд, С.; Чандрасекхар, Т.; Ашок, Нью-Мексико (1995). «Угловой диаметр углеродной звезды Tx-Рыб по данным наблюдений за затмением Луны в ближнем инфракрасном диапазоне». Журнал астрофизики и астрономии . 16 : 332. Бибкод : 1995JApAS..16..332R.
  137. ^ Долан, Мишель М.; Мэтьюз, Грант Дж.; Лам, Доан Дюк; Лан, Нгуен Куинь; Герцег, Грегори Дж.; Дирборн, Дэвид С.П. (2017). «Эволюционные пути Бетельгейзе». Астрофизический журнал . 819 (1): 7. arXiv : 1406.3143 . Бибкод : 2016ApJ...819....7D. дои : 10.3847/0004-637X/819/1/7 . S2CID  37913442.
  138. ^ Грэм М. Харпер; и другие. (2008). «Новое расстояние VLA-HIPPARCOS до Бетельгейзе и его последствия». Астрономический журнал . 135 (4): 1430–1440. Бибкод : 2008AJ....135.1430H. дои : 10.1088/0004-6256/135/4/1430 .
  139. ↑ Дэвис, Кейт (1 декабря 2000 г.). «Переменная звезда месяца - декабрь 2000 г.: Альфа Ориона». ААВСО. Архивировано из оригинала 12 июля 2006 года . Проверено 13 августа 2006 г.
  140. ^ Локтин А.В. (сентябрь 2006 г.). «Кинематика звезд рассеянного скопления Плеяды». Астрономические отчеты . 50 (9): 714–721. Бибкод : 2006ARep...50..714L. дои : 10.1134/S1063772906090058. S2CID  121701212.
  141. ^ Бланд-Боярышник, Джосс; Фриман, Кеннет; Маттеуччи, Франческа (2014). «Приложение B: Звездные данные: источники и методы». В Мур, Бен (ред.). Происхождение Галактики и Местной группы . Шпрингер Берлин Гейдельберг. п. 114. ИСБН 978-3642417207. {{cite book}}: |work=игнорируется ( помощь )
  142. ^ Бирни, Д. Скотт; Гонсалес, Гильермо; Эспер, Дэвид (2006). Наблюдательная астрономия. Издательство Кембриджского университета. стр. 72–79. ISBN 978-1316139400.
  143. ^ "Гиппаркос: звезды с высоким собственным движением" . ЕКА. 10 сентября 1999 года . Проверено 10 октября 2006 г.
  144. ^ Джонсон, Хью М. (1957). «Кинематика и эволюция населения звезд I». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (406): 54. Бибкод : 1957PASP...69...54J. дои : 10.1086/127012 .
  145. ^ Элмегрин, Б.; Ефремов Ю.Н. (1999). «Образование звездных скоплений». Американский учёный . 86 (3): 264. Бибкод : 1998AmSci..86..264E. дои : 10.1511/1998.3.264. S2CID  209833510. Архивировано из оригинала 23 марта 2005 года . Проверено 23 августа 2006 г.
  146. ^ Брейнерд, Джером Джеймс (6 июля 2005 г.). «Рентгеновские лучи звездных корон». Зритель астрофизики . Проверено 21 июня 2007 г.
  147. ^ Бердюгина, Светлана В. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездному динамо». Живые обзоры по солнечной физике . 2 (1): 8. Бибкод : 2005LRSP....2....8B. дои : 10.12942/lrsp-2005-8 . Проверено 21 июня 2007 г.
  148. ^ Карраско, VMS; Вакеро, Дж. М.; Гальего, MC; Муньос-Харамильо, А.; де Тома, Г.; Галавиз, П.; Арльт, Р.; Сентамиж Паваи, В.; Санчес-Бахо, Ф.; Вильяльба Альварес, Х.; Гомес, Дж. М. (2019). «Характеристики солнечных пятен в начале минимума Маундера по наблюдениям Гевелия». Астрофизический журнал . 886 (1): 18. arXiv : 2103.09495 . Бибкод : 2019ApJ...886...18C. дои : 10.3847/1538-4357/ab4ade . ISSN  1538-4357.
  149. ^ Смит, Натан (1998). «Бегемот Эта Киля: рецидивист». Журнал Меркурий . 27 (4): 20. Бибкод : 1998Mercu..27d..20S. Архивировано из оригинала 27 сентября 2006 года . Проверено 13 августа 2006 г.
  150. ^ Вайднер, К.; Крупа, П. (11 февраля 2004 г.). «Доказательства фундаментального верхнего предела массы звезд в результате образования скоплений звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 348 (1): 187–191. arXiv : astro-ph/0310860 . Бибкод : 2004MNRAS.348..187W. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x. S2CID  119338524.
  151. ^ Хайнич, Р.; Рюлинг, У.; Тодт, Х.; Оскинова, Л.М.; Лирманн, А.; Грефенер, Г.; Фоэллми, К.; Шнурр, О.; Хаманн, В.-Р. (2014). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 565 : А27. arXiv : 1401.5474 . Бибкод : 2014A&A...565A..27H. дои : 10.1051/0004-6361/201322696. S2CID  55123954.
  152. ^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (21 октября 2012 г.). «Появление суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. arXiv : 1208.0826 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1416B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. S2CID  119202197.
  153. ^ "Выявление первых звезд" . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. 22 сентября 2005 г. Проверено 5 сентября 2006 г.
  154. ^ Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Дэниел; Мобашер, Бахрам; Ретгеринг, Хууб Дж.А.; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездных популяций, подобных POPIII, в самых ярких излучателях LYMAN-α в эпоху повторной ионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Бибкод : 2015ApJ...808..139S. дои : 10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID  18471887.
  155. ^ Прощай, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об обнаружении самых ранних звезд, которые обогатили космос». Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 июня 2015 г.
  156. ^ "2MASS J05233822-1403022" . СИМБАД – Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 14 декабря 2013 г.
  157. ^ аб Босс, Алан (3 апреля 2001 г.). «Это планеты или что?». Институт Карнеги в Вашингтоне. Архивировано из оригинала 28 сентября 2006 года . Проверено 8 июня 2006 г.
  158. ↑ abc Сига, Дэвид (17 августа 2006 г.). «Обнаружено массовое отсечение между звездами и коричневыми карликами». Новый учёный . Архивировано из оригинала 14 ноября 2006 года . Проверено 23 августа 2006 г.
  159. ↑ Ледбитер, Элли (18 августа 2006 г.). «Хаббл видит самые слабые звезды». Би-би-си . Проверено 22 августа 2006 г.
  160. ^ "Самая плоская звезда, которую когда-либо видели" . ЭСО. 11 июня 2003 года . Проверено 3 октября 2006 г.
  161. ^ «Вращение Солнца зависит от широты». НАСА. 23 января 2013 г.
  162. ^ Ховард, Р.; Харви, Дж. (1970). «Спектроскопические определения вращения Солнца». Солнечная физика . 12 (1): 23–51. Бибкод : 1970SoPh...12...23H. дои : 10.1007/BF02276562. S2CID  122140471.
  163. ↑ Фитцпатрик, Ричард (13 февраля 2006 г.). «Введение в физику плазмы: аспирантура». Техасский университет в Остине. Архивировано из оригинала 4 января 2010 года . Проверено 4 октября 2006 г.
  164. ^ Виллата, Массимо (1992). «Потеря углового момента звездным ветром и скорости вращения белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 257 (3): 450–454. Бибкод : 1992MNRAS.257..450В. дои : 10.1093/mnras/257.3.450 .
  165. ^ «История Крабовидной туманности». ЭСО. 30 мая 1996 года . Проверено 3 октября 2006 г.
  166. ^ «Свойства пульсаров». Границы современной астрономии . Обсерватория Джодрелл-Бэнк, Манчестерский университет . Проверено 17 августа 2018 г.
  167. ↑ Стробель, Ник (20 августа 2007 г.). «Свойства звезд: цвет и температура». Астрономические заметки . Primis/McGraw-Hill, Inc. Архивировано из оригинала 26 июня 2007 года . Проверено 9 октября 2007 г.
  168. ^ Селигман, Кортни. «Обзор теплового потока внутри звезд». Самостоятельно опубликовано . Проверено 5 июля 2007 г.
  169. ^ ab «Звезды главной последовательности». Зритель астрофизики. 16 февраля 2005 г. Проверено 10 октября 2006 г.
  170. ^ Зейлик, Майкл А.; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство Колледжа Сондерса. п. 321. ИСБН 978-0-03-006228-5.
  171. ↑ Коппес, Стив (20 июня 2003 г.). «Физик из Чикагского университета получает Киотскую премию за достижения в науке». Пресс-служба Чикагского университета . Проверено 15 июня 2012 г.
  172. ^ аб Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). «Глава 11». Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Кембридж, Великобритания. ISBN 978-1108422161.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  173. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). «Глава 10». Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Кембридж, Великобритания. ISBN 978-1108422161.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  174. ^ «Цвет звезд». Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. Архивировано из оригинала 18 марта 2012 года . Проверено 13 августа 2006 г.
  175. ^ «Астрономы измеряют массу одиночной звезды - впервые со времен Солнца» . Служба новостей Хаббла. 15 июля 2004 года . Проверено 24 мая 2006 г.
  176. ^ Гарнетт, доктор медицинских наук; Кобульники, Х.А. (2000). «Зависимость от расстояния в соотношении возраста и металличности солнечной окрестности». Астрофизический журнал . 532 (2): 1192–1196. arXiv : astro-ph/9912031 . Бибкод : 2000ApJ...532.1192G. дои : 10.1086/308617. S2CID  18473242.
  177. ↑ Персонал (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет крутой темный экватор». Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 24 мая 2019 года . Проверено 18 ноября 2007 г.
  178. ^ Майкельсон, А.А.; Пиз, ФГ (2005). «Звездные пятна: ключ к звездному динамо». Живые обзоры по солнечной физике . 2 (1): 8. Бибкод : 2005LRSP....2....8B. дои : 10.12942/lrsp-2005-8 .
  179. ^ Мандука, А.; Белл, РА; Густафссон, Б. (1977). «Коэффициенты затемнения к краям для гигантских моделей атмосфер позднего типа». Астрономия и астрофизика . 61 (6): 809–813. Бибкод : 1977A&A....61..809M.
  180. ^ Чугайнов, П.Ф. (1971). «О причине периодических изменений блеска некоторых красных карликов». Информационный бюллетень о переменных звездах . 520 : 1–3. Бибкод : 1971IBVS..520....1C.
  181. ^ Дж. Л. Лоуренс (2019). Небесные расчеты: краткое введение в вычислительную астрономию. МТИ Пресс. п. 252. ИСБН 978-0-262-53663-9.
  182. ^ «Величина». Национальная солнечная обсерватория – Пик Сакраменто. Архивировано из оригинала 6 февраля 2008 года . Проверено 23 августа 2006 г.
  183. ^ ab «Светимость звезд». Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. Архивировано из оригинала 9 августа 2014 года . Проверено 13 августа 2006 г.
  184. ^ Иэн Николсон (1999). Раскрытие нашей Вселенной. Издательство Кембриджского университета. п. 134. ИСБН 978-0-521-59270-3.
  185. ^ Поразительные научные факты и фантастика. Стрит и Смит. 1960. с. 7.
  186. ^ Бестенленер, Иоахим М; Кроутер, Пол А; Кабальеро-Ньевес, Саида М; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серхио; Брэндс, Сара А.; де Котер, Алекс; Грефенер, Гетц; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж; Маиз Апелланис, Хесус; Пульс, Иоахим; Винк, Йорик С. (17 октября 2020 г.). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббла / STIS – II. Физические свойства самых массивных звезд в R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 499 (2): 1918–1936. arXiv : 2009.05136 . doi : 10.1093/mnras/staa2801.
  187. ^ "Самые слабые звезды в шаровом скоплении NGC 6397" . Сайт Хаббла. 17 августа 2006 г. Проверено 8 июня 2006 г.
  188. ↑ Ричер, HB (18 августа 2006 г.). «Исследование самых слабых звезд в шаровом звездном скоплении». Наука . 313 (5789): 936–940. arXiv : astro-ph/0702209 . Бибкод : 2006Sci...313..936R. дои : 10.1126/science.1130691. PMID  16917054. S2CID  27339792.
  189. ↑ Смит, Джин (16 апреля 1999 г.). «Звездные спектры». Калифорнийский университет, Сан-Диего . Проверено 12 октября 2006 г.
  190. ^ Фаулер, А. (апрель 1891 г.). «Каталог звездных спектров Дрейпера». Природа . 45 (1166): 427–428. Бибкод : 1892Natur..45..427F. дои : 10.1038/045427a0 .
  191. ^ Яшек, Карлос; Яшек, Мерседес (1990). Классификация звезд . Издательство Кембриджского университета. стр. 31–48. ISBN 978-0-521-38996-9.
  192. ^ abc МакРоберт, Алан М. «Спектральные типы звезд». Небо и телескоп. Архивировано из оригинала 22 октября 2013 года . Проверено 19 июля 2006 г.
  193. ^ Эрика Рикс; Ким Хэй; Салли Рассел; Ричард Хэнди (2015). Солнечные зарисовки: подробное руководство по рисованию Солнца. Спрингер. п. 43. ИСБН 978-1-4939-2901-6.
  194. ^ "Звезды Белых Карликов (wd)" . Корпорация исследования белых карликов. Архивировано из оригинала 8 октября 2009 года . Проверено 19 июля 2006 г.
  195. ^ abcd «Типы переменных». ААВСО. 11 мая 2010 г. Архивировано из оригинала 17 октября 2018 г. . Проверено 20 августа 2010 г.
  196. ^ «Катаклизмические переменные». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. 1 ноября 2004 года . Проверено 8 июня 2006 г.
  197. ^ Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и другие. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S.
  198. ^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры. Спрингер. стр. 32–33. ISBN 978-0-387-20089-7.
  199. ^ abc Шварцшильд, Мартин (1958). Строение и эволюция звезд . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-08044-4.
  200. ^ «Образование элементов с большой массой». Группа Смут . Проверено 11 июля 2006 г.
  201. ^ РК Хуан; К. Н. Ю (1998). Звездная астрофизика. Спрингер. п. 70. ИСБН 978-981-3083-36-3.
  202. ^ ab «Что такое звезда?». НАСА. 1 сентября 2006 года . Проверено 11 июля 2006 г.
  203. ^ Саймон Ньюкомб; Эдвард Синглтон Холден (1887). Астрономия для средних школ и колледжей. Х. Холт. п. 278.
  204. ^ «Слава ближайшей звезды: оптический свет горячей звездной короны, обнаруженный с помощью VLT» (пресс-релиз). ЭСО. 1 августа 2001 года . Проверено 10 июля 2006 г.
  205. ^ «Что такое солнечная корона? | Космическое место НАСА - Наука НАСА для детей» . spaceplace.nasa.gov . Проверено 21 ноября 2023 г.
  206. ^ Бурлага, LF; и другие. (2005). «Переход конечной ударной волны в гелиооболочку: магнитные поля». Наука . 309 (5743): 2027–2029. Бибкод : 2005Sci...309.2027B. дои : 10.1126/science.1117542. PMID  16179471. S2CID  5998363.
  207. ^ Бахколл, Джон Н. (29 июня 2000 г.). «Как светит солнце». Нобелевский фонд . Проверено 30 августа 2006 г.
  208. ^ abcd Валлерстайн, Г.; и другие. (1999). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Бибкод : 1997RvMP...69..995W. doi : 10.1103/RevModPhys.69.995. hdl : 2152/61093 . Проверено 4 августа 2006 г.
  209. ^ Вусли, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015.

Внешние ссылки

Найдите звезду в Викисловаре, бесплатном словаре.
Викискладе есть медиафайлы, связанные со звездами .