Page semi-protected
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено из Звездного радиуса )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья об астрономическом объекте. Для использования в других целях, см Звезда (значения) .

Изображение Солнца , звезды главной последовательности G-типа , ближайшей к Земле в ложных цветах
Созвездие Льва, видимое невооруженным глазом. Добавлены строки.

Звезда представляет собой астрономический объект , состоящий из светящегося сфероида из плазмы скрепляется собственной тяжесть . Ближайшая звезда к Земле является Солнце . Многие другие звезды видны невооруженным глазом ночью , но из-за огромного расстояния от Земли они кажутся неподвижными точками света на небе. Самые известные звезды сгруппированы в созвездия и астеризмы , а многие из самых ярких звезд имеют собственные имена. Астрономы собрали звездные каталогикоторые идентифицируют известные звезды и предоставляют стандартизированные звездные обозначения . Наблюдаемая Вселенная содержит , по оценкам ,10 22 к10 24 звезды, но большинство из них невидимы невооруженным глазом с Земли, включая все отдельные звезды за пределами нашей галактики , Млечного Пути .

Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газовой туманности, состоящей в основном из водорода, гелия и следовых количеств более тяжелых элементов. Общая масса звезды является основным фактором, определяющим его эволюцию и в конечном итоге судьбу. Для большей части своей активной жизни , звезда светит за счет термоядерного синтеза из водорода в гелий в его ядре, высвобождая энергию , которая пересекает звезды интерьера , а затем излучает в космическое пространство . В конце жизни звезды ее ядро ​​становится звездным остатком :белый карлик , нейтронная звезда или, если она достаточно массивная, черная дыра .

Почти все встречающиеся в природе элементы тяжелее лития создаются звездным нуклеосинтезом в звездах или их остатках. Химически обогащенный материал возвращается в межзвездную среду в результате потери звездной массы или взрыва сверхновой, а затем перерабатывается в новые звезды. Астрономы могут определять звездные свойства, включая массу, возраст, металличность (химический состав), изменчивость , расстояние и движение в пространстве , проводя наблюдения видимой яркости , спектра исо временем меняет свое положение на небе .

Звезды могут образовывать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как в случае планетных систем и звездных систем с двумя или более звездами. Когда две такие звезды имеют относительно близкую орбиту, их гравитационное взаимодействие может оказать значительное влияние на их эволюцию. Звезды могут составлять часть гораздо более крупной гравитационно связанной структуры, такой как звездное скопление или галактика.

История наблюдений

Люди интерпретировали узоры и изображения звезд с древних времен. [1] Это изображение созвездия Льва , льва, выполнено в 1690 году Иоганном Гевелием . [2]

Исторически звезды были важны для цивилизаций по всему миру. Они были частью религиозных обрядов, использовались для навигации по небесам и ориентации, чтобы отмечать смену времен года и определять календари.

Ранние астрономы признали разницу между « неподвижными звездами », положение которых на небесной сфере не меняется, и «блуждающими звездами» ( планетами ), которые заметно перемещаются относительно неподвижных звезд в течение нескольких дней или недель. [3] Многие древние астрономы считали, что звезды постоянно прикреплены к небесной сфере и неизменны. По соглашению астрономы сгруппировали известные звезды в астеризмы и созвездия и использовали их для отслеживания движения планет и предполагаемого положения Солнца. [1] Движение Солнца на фоне звезд (и горизонта) использовалось для создания календарей., которые можно использовать для регулирования методов ведения сельского хозяйства. [4] григорианский календарь , в настоящее время используется почти везде в мире, это солнечный календарь , основанный на угле оси вращения Земли относительно ее местной звезды, Солнце

Самая старая точно датированная карта звездного неба была создана древнеегипетской астрономией в 1534 году до нашей эры. [5] В ранние известные звездные каталоги были собраны древними вавилонскими астрономами из Месопотамии в конце 2 - го тысячелетия до н.э., во время касситов периода (ок. 1531-1155 до н.э.). [6]

Первый звездный каталог в греческой астрономии был создан Аристиллом примерно в 300 г. до н.э. с помощью Тимохариса . [7] Звездный каталог Гиппарха (2 век до н.э.) включал 1020 звезд и использовался для составления звездного каталога Птолемея . [8] Гиппарх известен за открытие первого записанного Нова (новая звезда). [9] Многие из названий созвездий и звезд, которые используются сегодня, взяты из греческой астрономии.

Несмотря на очевидную неизменность небес, китайские астрономы знали, что могут появиться новые звезды. [10] В 185 году нашей эры они первыми наблюдали и писали о сверхновой , которая сейчас известна как SN 185 . [11] 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. [12] SN 1054 сверхновой, которая родила Крабовидной туманности , также наблюдалось китайцами и исламских астрономов. [13] [14] [15]

Средневековые исламские астрономы дали арабские имена многим звездам , которые все еще используются сегодня, и изобрели множество астрономических инструментов, которые могли вычислять положение звезд. Они построили первые крупные исследовательские институты обсерваторий , в основном с целью создания звездных каталогов Зидж . [16] Среди них Книга неподвижных звезд (964) была написана персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи , который наблюдал ряд звезд, звездных скоплений (включая Омикрон Велорум и скопления Брокки ) и галактик.(включая Галактику Андромеды ). [17] Согласно А. Захуру, в XI веке персидский ученый- эрудит Абу Райхан Бируни описал галактику Млечный Путь как множество фрагментов, обладающих свойствами туманных звезд, и дал широты различных звезд во время лунного затмения в 1019. [18]

По Хосеп Пуч Андалузский астроном Ибн Bajjah предложил Млечный Путь состоит из множества звезд , которые почти касались друг друга и , казалось, непрерывным образом из - за эффекта преломления от подлунном материала, ссылаясь на свое наблюдение совместно с Юпитер и Марс в 500 г. хиджры (1106/1107 г. н.э.) в качестве доказательства. [19] Ранние европейские астрономы, такие как Тихо Браге, идентифицировали новые звезды в ночном небе (позже названные новыми ), предполагая, что небеса не были неизменными. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звезды похожи на Солнце и, возможно, имеютдругие планеты , возможно , даже похожие на Землю, на орбите вокруг них, [20] идея , которая была предложена ранее древних греческих философов , Демокрит и Эпикур , [21] и средневековых исламских космологов [22] , такие как Фахр аль- Дин ар-Рази . [23] К следующему столетию идея о том, что звезды - это то же самое, что 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, предложенная теологом.Ричард Бентли . [24]

Итальянский астроном Джеминиано Монтанари записал изменения светимости звезды Алгол в 1667 году. Эдмон Галлей опубликовал первые измерения собственного движения пары близлежащих «неподвижных» звезд, демонстрируя, что они изменили свое положение со времен древнегреческих астрономы Птолемей и Гиппарх. [20]

Уильям Гершель был первым астрономом, который попытался определить распределение звезд на небе. В 1780-х годах он установил серию датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые на каждом луче 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 соответствующее увеличение в том же направлении. [25] В дополнение к другим своим достижениям, Уильям Гершель известен своим открытием, что некоторые звезды не просто лежат на одном луче зрения, но являются физическими спутниками, которые образуют двойные звездные системы. [26]

Наука звездной спектроскопии была основана Йозефом фон Фраунгофер и Анджело Секки . Сравнивая спектры звезд, таких как Сириус, и Солнца, 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 . [27] Современная версия схемы классификации звезд была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900-х годов. [28]

Первое прямое измерение расстояния до звезды ( 61 Лебедя на расстоянии 11,4 светового года ) было сделано в 1838 году Фридрихом Бесселем с использованием метода параллакса . Измерения параллакса продемонстрировали огромное разделение звезд на небе. [20] Наблюдение двойных звезд получила все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель заметил изменения в собственном движении звезды Сириус и сделал вывод о скрытом спутнике. Эдвард Пикеринг открыл первую спектроскопическую двойную систему в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мицар.в 104-дневный период. Подробные наблюдения многих двойных звездных систем были собраны такими астрономами, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и С.В. Бернем , что позволило определить массы звезд путем вычисления элементов орбиты . Первое решение проблемы определения орбиты двойных звезд на основе наблюдений с помощью телескопа было сделано Феликсом Савари в 1827 году. [29] В двадцатом веке научное изучение звезд прогрессировало все быстрее. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, ее температура могут быть определены путем сравнения визуальной величины.против фотографической величины . Разработка фотоэлектрического фотометра позволила точно измерить величину в нескольких интервалах длин волн. В 1921 году Альберт А. Майкельсон провел первые измерения диаметра звезды с помощью интерферометра на телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон . [30]

Важная теоретическая работа по физическому строению звезд была проведена в первые десятилетия двадцатого века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцшпрунга-Рассела , положившая начало астрофизическим исследованиям звезд. Были разработаны успешные модели , объясняющие внутреннее строение звезд и звездную эволюцию. Сесилия Пейн-Гапошкин впервые предположила, что звезды состоят в основном из водорода и гелия в своей докторской диссертации 1925 года. [31] Спектры звезд были дополнительно изучены благодаря достижениям в квантовой физике . Это позволило определить химический состав звездной атмосферы. [32]

Инфракрасное изображение из НАСА Spitzer Space Telescope показывает сотни тысяч звезд в Млечном Пути галактики

За исключением редких случаев , таких как сверхновые и сверхновых самозванцев , отдельные звезды в основном наблюдались в Местной группе , [33] и особенно в видимой части Млечного Пути (по результатам детальных звездных каталогов , доступных для нашей Галактики) и его спутники. [34] отдельные звезды , такие как цефеиды переменные наблюдались в M87 [35] и М100 галактик Дева кластера , [36] , а также светящихся звезд в некоторых других относительно близких галактик. [37] С помощью гравитационного линзирования одиночная звезда (названная Икар) наблюдался на расстоянии 9 миллиардов световых лет от нас. [38] [39]

Обозначения

Основные статьи: звездное обозначение , астрономические соглашения об именах и звездный каталог

Понятие созвездия существовало еще в вавилонский период. Древние наблюдатели за небом воображали, что выдающиеся расположения звезд образуют узоры, и связывали их с определенными аспектами природы или своими мифами. Двенадцать из этих образований лежали вдоль полосы эклиптики, и они стали основой астрологии . [40] Многим наиболее выдающимся звездам были даны имена, в частности, с арабскими или латинскими обозначениями.

Помимо некоторых созвездий и самого Солнца, у отдельных звезд есть свои мифы . [41] Для древних греков некоторые «звезды», известные как планеты (греч. Πλανήτης (planētēs), что означает «странник»), представляли различные важные божества, от которых и были названы планеты Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн. были приняты. [41] ( 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 в качестве обозначений звезд в каждом созвездии. Позже система нумерации, основанная на прямом восхождении звезды, была изобретена и добавлена ​​в звездный каталог Джона Флэмстида в его книге «Historia coelestis Britannica» (издание 1712 года), в результате чего эта система нумерации стала называться обозначением Флемстида или нумерацией Флемстида . [42] [43]

Международно признанным органом по присвоению имен небесным телам является Международный астрономический союз (МАС). [44] Международный астрономический союз поддерживает Рабочую группу по именам звезд (WGSN) [45], которая каталогизирует и стандартизирует имена собственные для звезд. [46] Ряд частных компаний продают названия звезд, которые не признаются МАС, профессиональными астрономами или сообществом любителей. [47] Британская библиотека называет это нерегулируемый коммерческое предприятие , [48] [49] и городской департамент Нью - Йорк Потребителей и защиты работниковобъявил о нарушении в отношении одной из таких звездных компаний за участие в мошеннической торговой практике. [50] [51]

Меры измерения

Хотя звездные параметры могут быть выражены в единицах СИ или гауссовых единицах , часто удобнее всего выражать массу , светимость и радиусы в солнечных единицах, основываясь на характеристиках Солнца. В 2015 году МАС определил набор номинальных значений солнечной активности (определяемых как константы системы СИ, без неопределенностей), которые можно использовать для определения звездных параметров:

номинальная светимость Солнца :L ⊙ = 3,828 × 10 26 Вт [52]
номинальный солнечный радиусR ⊙ = 6,957 × 10 8 м [52]

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

номинальный параметр солнечной массы:GM ⊙ = 1,3271244 × 10 20 м 3 с −2 [52]

Параметр номинальной массы Солнца можно объединить с самой последней оценкой Ньютоновской гравитационной постоянной G (2014 г.) CODATA, чтобы получить массу Солнца примерно 1,9885 × 10 30 кг. Хотя точные значения светимости, радиуса, параметра массы и массы могут немного отличаться в будущем из-за неопределенностей наблюдений, номинальные константы IAU 2015 года останутся теми же значениями SI, поскольку они остаются полезными мерами для определения параметров звезд.

Большие длины, такие как радиус гигантской звезды 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. [52]

Становление и эволюция

Основная статья: Звездная эволюция
Звездная эволюция маломассивных (левый цикл) и большой массы (правый цикл) звезд, примеры выделены курсивом

Звезды конденсируются из областей пространства 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 . [53] Большинство звезд образуют группы от десятков до сотен тысяч звезд. [54] Массивные звезды в этих группах могут сильно освещать эти облака, ионизируя водород и создавая области H II.. Такие эффекты обратной связи от звездообразования могут в конечном итоге разрушить облако и предотвратить дальнейшее звездообразование. [55]

Все звезды проводят большую часть своего существования как звезды главной последовательности , питаемые в основном ядерным синтезом водорода в гелий в их ядрах. Однако звезды разной массы на разных этапах своего развития обладают заметно разными свойствами. 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 их массе: [56]

  • Звезды очень малой массы , с массой ниже 0,5 M ☉ , полностью конвективны и равномерно распределяют гелий по всей звезде на главной последовательности. Следовательно, они никогда не горят оболочкой и никогда не становятся красными гигантами . После исчерпания своего водорода они становятся гелиевыми белыми карликами и медленно остывают. [57] Поскольку время жизни 0,5  M ☉ звезд больше возраста Вселенной , ни одна такая звезда еще не достигла стадии белого карлика.
  • Низкая масса звезда (включая Солнце), с массой от 0,5  М ☉ и 1.8-2.5  М ☉ в зависимости от состава, не станут красными гигантами , как их основной водород истощен , и они начинают гореть гелий в ядре в гелиевой вспышке ; они развивают вырожденное углеродно-кислородное ядро ​​позже на асимптотической гигантской ветви ; в конце концов они сдувают свою внешнюю оболочку как планетарную туманность и оставляют после себя свое ядро ​​в виде белого карлика.
  • Промежуточная-массовые звезды , между 1.8-2.5  М ☉ и 5-10  М ☉ , проходят через стадию эволюции , похожую на низкие массовые звезда, но после относительно короткий периода времени на красно-гигантскую ветви воспламенению гелия без вспышки и провести расширенный период в красном сгустке до образования вырожденного углеродно-кислородного ядра.
  • Массивные звезды обычно имеют минимальную массу 7-10  M ☉ (возможно , как низко как 5-6  М ☉ ). После истощения водорода в ядре эти звезды становятся сверхгигантами и продолжают плавить элементы тяжелее гелия. Они заканчивают свою жизнь, когда их ядра разрушаются, и они взрываются как сверхновые.

Звездообразование

Художественная концепция рождения звезды в плотном молекулярном облаке
Скопление из примерно 500 молодых звезд находится в соседнем звездном питомнике W40 .
Основная статья: Звездообразование

Формирование звезды начинается с гравитационной нестабильности внутри молекулярного облака, вызванной областями с более высокой плотностью, часто вызываемой сжатием облаков излучением массивных звезд, расширяющимися пузырями в межзвездной среде, столкновением различных молекулярных облаков или столкновением. галактик (как в галактике со вспышкой звездообразования ). [58] [59] Когда область достигает плотности материи, достаточной для удовлетворения критериев джинсовой нестабильности , она начинает коллапсировать под действием собственной гравитационной силы. [60]

Когда облако схлопывается, отдельные скопления плотной пыли и газа образуют « глобулы Бока ». Когда глобула схлопывается и плотность увеличивается, гравитационная энергия превращается в тепло, и температура повышается. Когда протозвездное облако приблизительно достигает стабильного состояния гидростатического равновесия , в ядре образуется протозвезда . [61] 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 звезды, подобной Солнцу, и до 100 миллионов лет для красного карлика. [62]

Ранние звезды с размером менее 2 M ☉ называются звездами Т Тельца , а звезды с большей массой - звездами Хербига Ae / Be . Эти новообразованные звезды испускают струи газа вдоль своей оси вращения, что может уменьшить угловой момент коллапсирующей звезды и привести к появлению небольших пятен туманности, известных как объекты Хербига – Аро . [63] [64] Эти струи в сочетании с излучением близлежащих массивных звезд могут помочь отогнать окружающее облако, из которого образовалась звезда. [65]

В начале своего развития звезды Т Тельца следуют по траектории Хаяши - они сжимаются и уменьшаются в яркости, оставаясь примерно при той же температуре. Менее массивные звезды типа Т Тельца следуют по этой дорожке до главной последовательности, а более массивные звезды переходят на дорожку Хеньи . [66]

Наблюдается, что большинство звезд являются членами двойных звездных систем, и свойства этих двойных систем являются результатом условий, в которых они образовались. [67] Облако газа должно потерять свой угловой момент, чтобы коллапсировать и образовывать звезду. Распад облака на несколько звезд распределяет часть этого углового момента. Первичные двойные системы передают некоторый угловой момент за счет гравитационного взаимодействия во время близких столкновений с другими звездами в молодых звездных скоплениях. Эти взаимодействия имеют тенденцию разделять более широко разделенные (мягкие) двоичные файлы, в то время как жесткие двоичные файлы становятся более тесно связанными. Это приводит к разделению двойных систем на два наблюдаемых распределения популяций. [68]

Основная последовательность

Основная статья: Основная последовательность

Звезды проводят около 90% своего существования, превращая водород в гелий в высокотемпературных реакциях и реакциях высокого давления в области ядра. Такие звезды, как говорят, находятся на главной последовательности, и называются карликовыми звездами. Начиная с нулевого возраста на главной последовательности, доля гелия в ядре звезды будет неуклонно увеличиваться, скорость ядерного синтеза в ядре будет медленно увеличиваться, как и температура и светимость звезды. [69] Солнце, например, по оценкам, увеличило светимость примерно на 40% с тех пор, как оно достигло главной последовательности 4,6 миллиарда (4,6 × 10 9 ) лет назад. [70]

Каждая звезда генерирует звездный ветер из частиц, который вызывает постоянный отток газа в космос. Для большинства звезд потеря массы незначительна. Солнце теряет 10 −14 M ☉ каждый год [71] или около 0,01% своей общей массы за всю свою жизнь. Однако очень массивные звезды могут терять от 10 −7 до 10 −5 M ☉ каждый год, что существенно влияет на их эволюцию. [72] Звезды, начинающиеся с более чем 50 M ☉, могут потерять более половины своей общей массы на главной последовательности. [73]

Пример диаграммы Герцшпрунга – Рассела для набора звезд, который включает Солнце (в центре) (см. Классификация )

Время, которое звезда тратит на главную последовательность, зависит в первую очередь от количества топлива, которое у нее есть, и скорости, с которой она его плавит. Ожидается, что Солнце проживет 10 миллиардов (10 10 ) лет. Массивные звезды потребляют свое топливо очень быстро и недолговечны. Звезды с малой массой расходуют топливо очень медленно. Звезды менее массивные , чем 0,25 М ☉ , называемые красные карлики , способны плавить почти все из их масс в то время как звезды около 1 М ☉ может только предохранитель около 10% от их массы. Сочетание их медленного расхода топлива и относительно большого запаса топлива позволяет звездам с малой массой существовать около одного триллиона (10 12 ) лет; самый крайний из 0,08 M ☉прослужит около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячее и ярче по мере накопления гелия. Когда в конце концов у них заканчивается водород, они сжимаются, превращаясь в белого карлика, и температура падает. [57] Поскольку продолжительность жизни таких звезд больше, чем нынешний возраст Вселенной (13,8 миллиарда лет), ожидается , что звезды ниже 0,85 M ☉ [74] не сдвинутся с главной последовательности.

Помимо массы, элементы тяжелее гелия могут играть значительную роль в эволюции звезд. Астрономы называют все элементы тяжелее гелия «металлами» и называют химическую концентрацию этих элементов в звезде ее металличностью . Металличность звезды может влиять на время, необходимое звезде, чтобы сжечь свое топливо, и управлять формированием ее магнитных полей [75], что влияет на силу звездного ветра. [76] Пожилые, популяция IIзвезды имеют значительно меньшую металличность, чем более молодые звезды населения I, из-за состава молекулярных облаков, из которых они сформировались. Со временем такие облака становятся все более обогащенными более тяжелыми элементами, поскольку более старые звезды умирают и теряют часть своей атмосферы . [77]

Пост – главная последовательность

Основные статьи: Субгигант , Красный гигант , Горизонтальная ветвь , Красный сгусток и Асимптотическая ветвь гигантов.
Бетельгейзе глазами ALMA . Это первый раз, когда ALMA наблюдала поверхность звезды, и в результате было получено изображение Бетельгейзе с самым высоким разрешением.

Когда звезды с размером не менее 0,4 M ☉ [78] истощают запас водорода в своем ядре, они начинают плавить водород в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Внешние слои звезды расширяются и сильно охлаждаются, когда они превращаются в красного гиганта . В некоторых случаях они объединяют более тяжелые элементы в сердечнике или в оболочках вокруг сердечника. По мере того, как звезды расширяются, они выбрасывают часть своей массы, обогащенную этими более тяжелыми элементами, в межзвездную среду, чтобы позже переработать ее в новые звезды. [79] Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце войдет в фазу горения гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно в 1 астрономическую единицу (150 миллионов километров), что в 250 раз больше нынешнего размера, и потеряет 30% своей нынешней массы. .[70] [80]

Поскольку горящая водород оболочка производит больше гелия, масса и температура ядра увеличивается. В красном гиганте с размерами до 2,25 M ☉ масса гелиевого ядра становится вырожденной до термоядерного синтеза гелия . Наконец, когда температура увеличивается в достаточной степени, термоядерный синтез гелия в ядре начинается взрывным образом в так называемой гелиевой вспышке , и звезда быстро сжимается по радиусу, увеличивает температуру своей поверхности и перемещается к горизонтальной ветви диаграммы HR. Для более массивных звезд синтез ядра с гелием начинается до того, как ядро ​​вырождается, и звезда проводит некоторое время в красном сгустке., медленно горящий гелий, прежде чем внешняя конвективная оболочка схлопнется, а затем звезда перейдет в горизонтальную ветвь. [81]

После того, как звезда сплавила гелий своего ядра, она начинает плавить гелий вдоль оболочки, окружающей горячее углеродное ядро. Затем звезда следует эволюционному пути, называемому асимптотической ветвью гигантов (AGB), который параллелен другой описанной фазе красного гиганта, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут претерпеть короткий период слияния углерода, прежде чем ядро ​​станет вырожденным. Во время фазы AGB звезды испытывают тепловые импульсы из-за нестабильности в ядре звезды. В этих тепловых импульсах яркость звезды меняется, и вещество выбрасывается из атмосферы звезды, образуя в конечном итоге планетарную туманность. При этой потере массы может быть выброшено от 50 до 70% массы звезды.процесс. Поскольку перенос энергии в звезде AGB происходит в основном за счет конвекции , этот выброшенный материал обогащается продуктами термоядерного синтеза, извлеченными из ядра. Таким образом, планетарная туманность обогащена такими элементами, как углерод и кислород. В конечном итоге планетарная туманность рассеивается, обогащая общую межзвездную среду. [82] Следовательно, будущие поколения звезд состоят из «звездного материала» прошлых звезд. [83]

Массивные звезды

Основные статьи: сверхгигантская звезда , гипергигант и звезда Вольфа – Райе
Луковичные слои в ядре массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса ядра.

Во время фазы горения гелия звезда с массой более 9 солнечных масс расширяется, образуя сначала синий, а затем красный сверхгигант . В частности, массивные звезды могут эволюционировать в звезду Вольфа-Райе , характеризуемую спектрами, в которых преобладают линии излучения элементов тяжелее водорода, которые достигли поверхности из-за сильной конвекции и интенсивной потери массы или из-за разрыва внешних слоев. [84]

Когда гелий истощается в ядре массивной звезды, ядро ​​сжимается, а температура и давление повышаются достаточно, чтобы сплавить углерод (см. Процесс горения углерода ). Этот процесс продолжается, последовательные стадии подпитываются неоном (см. Процесс горения неона ), кислородом (см. Процесс сжигания кислорода ) и кремнием (см. Процесс горения кремния ). Ближе к концу жизни звезды термоядерный синтез продолжается в серии оболочек из луковичного слоя внутри массивной звезды. Каждая оболочка сплавляет отдельный элемент, а самая внешняя оболочка сплавляет водород; следующая оболочка, сплавляющая гелий, и так далее. [85]

Заключительная стадия наступает, когда массивная звезда начинает производить железо . Поскольку ядра железа связаны более прочно, чем любые более тяжелые ядра, любой синтез, помимо железа, не приводит к чистому высвобождению энергии. [86]

Крах

По мере того как ядро ​​звезды сжимается, интенсивность излучения с этой поверхности увеличивается, создавая такое радиационное давление на внешнюю оболочку газа, что оно отталкивает эти слои, образуя планетарную туманность. Если то, что остается после разлета внешней атмосферы, меньше 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. [87 нет] электрон-вырожденного вещества внутри белого карлика больше не плазма. В конце концов, белые карлики превращаются в черных карликов за очень долгий период времени. [88]

Крабовидная туманность , остатки сверхновой , который был впервые обнаружен около 1050 г. н.э.

В массивных звездах, слитый продолжаются до тех пор , пока железный сердечник стал настолько большим (более 1,4 М ☉ ) , что она больше не может поддерживать свою собственную массу. Это ядро ​​внезапно схлопнется, поскольку его электроны перейдут в протоны, образуя нейтроны, нейтрино и гамма-лучи в результате взрыва электронного захвата и обратного бета-распада . Ударноволновая , образованный этим внезапным коллапс приводит к тому , остальная часть звезды взрываться в сверхновой. Сверхновые становятся настолько яркими, что могут ненадолго затмить всю родную галактику звезды. Когда они происходят в пределах Млечного Пути, сверхновые исторически наблюдались невооруженным глазом как «новые звезды» там, где, казалось бы, их раньше не было. [89]

Взрыв сверхновой звезды сдувает внешние слои звезды, оставляя такой остаток , как Крабовидная туманность. [89] Ядро сжато в нейтронную звезду , которая иногда проявляется в виде пульсара или рентгеновского всплеска . В случае самых больших звезд остатком является черная дыра с размерами более 4 M ☉ . [90] В нейтронной звезде материя находится в состоянии, известном как нейтронно-вырожденная материя , с более экзотической формой вырожденной материи, материей КХД , возможно, присутствующей в ядре. [91]

Сдутые внешние слои умирающих звезд содержат тяжелые элементы, которые могут быть переработаны при образовании новых звезд. Эти тяжелые элементы позволяют образовывать каменистые планеты. Истечение сверхновых и звездный ветер крупных звезд играют важную роль в формировании межзвездной среды. [89]

Бинарные звезды

Эволюция двойных звезд может существенно отличаться от эволюции одиночных звезд той же массы. Если звезды в двойной системе расположены достаточно близко, когда одна из звезд расширяется и становится красным гигантом, она может переполнять ее полость Роша , область вокруг звезды, где материал гравитационно связан с этой звездой, что приводит к передаче материала другой. . Когда лопасть Рош переполнена, разнообразие явлений может привести, в том числе контактных бинарных файлов , общей оболочки бинарных файлов, катаклизмических переменных , голубых отставших , [92] и типа Ia сверхновых . Перенос массы приводит к таким случаям, как парадокс Алгола., где наиболее развитая звезда в системе наименее массивна. [93]

Эволюция двойных звездных систем и звездных систем более высокого порядка интенсивно исследуется, поскольку было обнаружено, что очень много звезд являются членами двойных систем. Около половины звезд, подобных Солнцу, и еще большее количество более массивных звезд образуются в нескольких системах, и это может сильно повлиять на такие явления, как новые и сверхновые, образование определенных типов звезд и обогащение космоса продуктами нуклеосинтеза. . [94]

Влияние эволюции двойных звезд на формирование эволюционировавших массивных звезд, таких как светящиеся синие переменные , звезды Вольфа-Райе и предшественники определенных классов сверхновых с коллапсом ядра , все еще обсуждается. Одиночные массивные звезды могут быть не в состоянии вытеснить свои внешние слои достаточно быстро, чтобы сформировать наблюдаемые типы и количество эволюционирующих звезд или произвести прародителей, которые взорвались бы как наблюдаемые сверхновые. Некоторые астрономы считают, что перенос массы посредством гравитационного разрыва в двойных системах является решением этой проблемы. [95] [96] [97]

Распределение

Представление художника о системе Сириус , белом карлике, вращающемся вокруг звезды главной последовательности А-типа.

Звезды не распределены равномерно по Вселенной, но обычно группируются в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная большая галактика, такая как Млечный Путь, содержит сотни миллиардов звезд. Существует более 2 триллионов (10 12 ) галактик, хотя большинство из них составляют менее 10% массы Млечного Пути. [98] В целом, вероятно, будет между10 22 и10 24 звезды [99] [100] (больше звезд, чем все песчинки на планете Земля ). [101] [102] [103] Большинство звезд находится внутри галактик, но от 10 до 50% звездного света в больших скоплениях галактик может исходить от звезд за пределами любой галактики. [104] [105] [106]

Мультизвездная система состоит из двух или более гравитационно связанных звезд, вращающихся вокруг друг друга . Самая простая и самая распространенная система из нескольких звезд - это двойная звезда, но существуют системы из трех и более звезд. По причинам орбитальной стабильности такие многозвездные системы часто организованы в иерархические наборы двойных звезд. [107] Большие группы называются звездными скоплениями. Они варьируются от слабых звездных ассоциаций всего с несколькими звездами до рассеянных скоплений с десятками и тысячами звезд и до огромных шаровых скоплений с сотнями тысяч звезд. Такие системы вращаются вокруг своей родительской галактики. Все звезды в открытом или шаровом скоплении образованы из одного и того же гигантского молекулярного облака., поэтому все участники обычно имеют одинаковый возраст и состав. [82]

Наблюдается множество звезд, и большинство из них, возможно, изначально образовались в гравитационно связанных системах из нескольких звезд. Это особенно верно для очень массивных звезд класса O и B, 80% из которых считаются 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 - красные карлики, более двух третей звезд Млечного Пути, вероятно, являются одиночными красными карликами. [108] В ходе исследования молекулярного облака Персея в 2017 году астрономы обнаружили, что большинство вновь образованных звезд находятся в двойных системах. В модели, которая лучше всего объясняет данные, все звезды изначально образовывались как двойные, хотя некоторые двойные системы позже распадаются и оставляют одиночные звезды.[109] [110]

На этом снимке NGC 6397 видны звезды, известные как голубые отставшие, из- за их расположения на диаграмме Герцшпрунга – Рассела .

Ближайшая к Земле звезда, кроме Солнца, - Проксима Центавра , на расстоянии 4,2465 световых лет (40,175 триллиона километров). Путешествуя с орбитальной скоростью космического корабля "Шаттл" , равной 8 км в секунду (29 000 километров в час), потребуется около 150 000 лет, чтобы добраться до него. [111] Это типично для звездных разделений в галактических дисках . [112] Звезды могут быть намного ближе друг к другу в центрах галактик и в шаровых скоплениях или намного дальше друг от друга в галактических гало .

Считается, что из-за относительно больших расстояний между звездами за пределами ядра галактики столкновения между звездами происходят редко. В более плотных регионах, таких как ядро ​​шаровых скоплений или центр галактики, столкновения могут быть более частыми. [113] Такие столкновения могут привести к появлению так называемых « синих отставших» . Эти аномальные звезды имеют более высокую температуру поверхности и, следовательно, более голубые, чем звезды на повороте главной последовательности в скоплении, к которому они принадлежат; при стандартной звездной эволюции синие отставшие уже эволюционировали бы за пределы главной последовательности и, следовательно, не были бы замечены в скоплении. [114]

Характеристики

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

Возраст

Основная статья: Оценка звездного возраста

Возраст большинства звезд составляет от 1 до 10 миллиардов лет. Некоторым звездам может быть даже около 13,8 миллиарда лет - наблюдаемый возраст Вселенной . Возраст самой старой из обнаруженных звезд, HD 140283 , получившей прозвище Мафусаил, оценивается в 14,46 ± 0,8 миллиарда лет. [115] (Из-за неопределенности в значении этот возраст звезды не противоречит возрасту Вселенной, определенному спутником Planck как 13,799 ± 0,021). [115] [116]

Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни, в первую очередь потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, заставляя их быстрее сжигать водород. Самые массивные звезды существуют в среднем несколько миллионов лет, в то время как звезды минимальной массы (красные карлики) сжигают свое топливо очень медленно и могут длиться от десятков до сотен миллиардов лет. [117] [118]

Время жизни стадий звездной эволюции в миллиарды лет [119]
Начальная масса ( M ☉ )Основная последовательностьСубгигантПервый Красный ВеликанЯдро он горит
1.09,332,570,760,13
1.62,280,030,120,13
2.01,200,010,020,28
5.00,100,00040,00030,02

Химический состав

Смотрите также: Металличность и молекулы в звездах

Когда в нынешней галактике Млечный Путь образуются звезды, они состоят из примерно 71% водорода и 27% гелия [120], измеряемых по массе, с небольшой долей более тяжелых элементов. Обычно доля тяжелых элементов измеряется содержанием железа в атмосфере звезды, поскольку железо является обычным элементом, и его линии поглощения относительно легко измерить. Часть более тяжелых элементов может быть индикатором вероятности того, что у звезды есть планетная система. [121]

Звезда с самым низким содержанием железа из когда-либо измеренных - это карлик HE1327-2326, в котором содержание железа составляет всего 1/200 000 от содержания железа на Солнце. [122] Напротив, в богатой суперметаллами звезде µ Леонис почти вдвое больше железа, чем на Солнце, а у звезды 14 Геркулеса, несущей планеты, почти в три раза больше железа. [123] Химически пекулярные звезды показывают необычное содержание определенных элементов в своем спектре; особенно хром и редкоземельные элементы . [124] Звезды с более холодной внешней атмосферой, включая Солнце, могут образовывать различные двухатомные и многоатомные молекулы. [125]

Диаметр

Основные статьи: Список самых больших звезд , Список самых маленьких звезд и Радиус Солнца.
Некоторые из хорошо известных звезд с их видимыми цветами и относительными размерами

Из-за большого расстояния от Земли все звезды, за исключением Солнца, кажутся невооруженному глазу сияющими точками на ночном небе, которые мерцают из-за воздействия атмосферы Земли. Солнце находится достаточно близко к Земле, чтобы иметь вид диска и обеспечивать дневной свет. Помимо Солнца, звезда с самым большим видимым размером - R Doradus с угловым диаметром всего 0,057 угловой секунды . [126]

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 требуются телескопы с интерферометрами . Другой метод измерения углового размера звезд - это затмение . Путем точного измерения падения яркости звезды, когда она закрывается Луной (или повышения яркости, когда она появляется снова), можно вычислить угловой диаметр звезды. [127]

Размер звезд варьируется от нейтронных звезд, диаметр которых варьируется от 20 до 40 км (25 миль), до сверхгигантов, таких как Бетельгейзе в созвездии Ориона , диаметр которого примерно в 1000 раз больше диаметра Солнца [128] [129] с гораздо более низкая плотность . [130]

Кинематика

Основная статья: Звездная кинематика
Плеяды , скопление звезд в созвездии в Тельце . Эти звезды разделяют общее движение в космосе. [131]

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

Лучевая скорость измеряется доплеровским смещением спектральных линий звезды и выражается в единицах км / с . Собственное движение звезды, ее параллакс, определяется точными астрометрическими измерениями в милли дуговых секундах ( мсек. Дуги ) в год. Зная параллакс звезды и расстояние до нее, можно вычислить собственную скорость движения. Вместе с лучевой скоростью может быть вычислена полная скорость. Звезды с высокой скоростью собственного движения, вероятно, будут относительно близко к Солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерений параллакса. [132]

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. [133] Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить их происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках, которые называются звездными ассоциациями . [134]

Магнитное поле

Основная статья: Звездное магнитное поле
Поверхностное магнитное поле SU Aur (молодой звезды типа T Tauri ), восстановленное с помощью зеемановско-доплеровской съемки

Магнитное поле звезды генерируется внутри областей внутри , где происходит конвективная циркуляция. Это движение проводящей плазмы действует как динамо-машина , в которой движение электрических зарядов индуцирует магнитные поля, как и механическое динамо. Эти магнитные поля имеют большой диапазон, который простирается по всей звезде и за ее пределами. Сила магнитного поля зависит от массы и состава звезды, а величина поверхностной магнитной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная активность приводит к образованию звездных пятен , которые представляют собой области сильных магнитных полей и более низких, чем нормальная температура поверхности. Венечные петлипредставляют собой дугообразные силовые линии магнитного поля, которые поднимаются от поверхности звезды во внешнюю атмосферу звезды, в ее корону. Корональные петли можно увидеть из-за плазмы, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки - это всплески частиц высокой энергии, которые испускаются из-за той же магнитной активности. [135]

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 вообще отключаться на периоды времени. [136] Например, во время минимума Маундера Солнце пережило 70-летний период почти без активности солнечных пятен. [137]

Масса

Основная статья: Звездная масса

Одна из самых массивных звезд является Эта Киля , [138] , который, с 100-150 раз больше , чем массы , как Солнце, будет иметь срок службы всего несколько миллионов лет. Исследования самых массивных рассеянных скоплений предполагают, что 150  M ☉ являются приблизительным верхним пределом для звезд в нынешнюю эпоху Вселенной. [139] Это представляет собой эмпирическое значение теоретического предела массы формирующихся звезд из-за увеличения радиационного давления на аккрецирующее газовое облако. Было измерено несколько звезд в скоплении R136 в Большом Магеллановом Облаке с большими массами [140].но было определено, что они могли образоваться в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах, в обход предела 150 M ☉ на образование массивных звезд. [141]

Отражательная туманность NGC 1999 блестяще освещается V380 Ориона . Черный участок неба - это огромная дыра в пустом пространстве, а не темная туманность, как считалось ранее.

Первые звезды , чтобы сформировать после Большого взрыва , возможно, было больше, до 300 М ☉ , [142] в связи с полным отсутствием элементов тяжелее лития в их составе. Это поколение сверхмассивных звезд населения III, вероятно, существовало в очень ранней Вселенной (т. Е. У них наблюдается большое красное смещение), и, возможно, начало производство химических элементов, более тяжелых, чем водород , которые необходимы для более позднего образования звезд. планеты и жизнь . В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 на z = 6.60 . [143] [144]

С массой всего в 80 раз больше , чем Юпитер ( М J ), 2MASS J0523-1403 является самой маленькой известной звездой проходит ядерный синтез в ядре. [145] Для звезд с металличностью аналогична Солнцу, теоретическая минимальная масса звезды может иметь и по- прежнему подвергается слиянию в ядре, по оценкам, составит около 75 M J . [146] [147] Когда Металличность очень низок, минимальный размер звезды , кажется, около 8,3% от массы Солнца, или около 87 М Дж . [147] [148] Меньшие тела, называемые коричневыми карликами , занимают плохо очерченную серую область между звездами и газовыми гигантами .[146] [147]

Комбинация радиуса и массы звезды определяет силу тяжести на ее поверхности. Гигантские звезды имеют гораздо более низкую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности, в то время как обратное верно для вырожденных компактных звезд, таких как белые карлики. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид звездного спектра, при этом более высокая сила тяжести вызывает уширение линий поглощения . [32]

Вращение

Основная статья: Звездное вращение

Скорость вращения звезд можно определить с помощью спектроскопических измерений или, точнее, путем отслеживания их звездных пятен . Молодые звезды могут иметь вращение более 100 км / с на экваторе. Например, звезда класса B Ахернар имеет экваториальную скорость около 225 км / с или больше, из-за чего ее экватор выпячивается наружу и придает ей экваториальный диаметр более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости 300 км / с, при которой звезда разорвется на части. [149] Напротив, Солнце вращается один раз каждые 25–35 дней в зависимости от широты [150] с экваториальной скоростью 1,93 км / с. [151]Магнитное поле звезды главной последовательности и звездный ветер служат для значительного замедления ее вращения по мере ее развития на главной последовательности. [152]

Вырожденные звезды сжались в компактную массу, что привело к высокой скорости вращения. Однако они имеют относительно низкие скорости вращения по сравнению с тем, что можно было бы ожидать при сохранении углового момента - стремление вращающегося тела компенсировать сокращение размера за счет увеличения скорости вращения. Большая часть углового момента звезды рассеивается в результате потери массы звездным ветром. [153] Несмотря на это, пульсар может вращаться очень быстро. Например, пульсар в центре Крабовидной туманности вращается 30 раз в секунду. [154] Скорость вращения пульсара будет постепенно замедляться из-за испускания излучения. [155]

Температура

Температура поверхности звезды главной последовательности определяется скоростью производства энергии ее ядром и ее радиусом и часто оценивается по показателю цвета звезды . [156] Температура обычно дается в терминах эффективной температуры , которая является температурой идеализированного черного тела, которое излучает свою энергию с такой же яркостью на площадь поверхности, что и звезда. Эффективная температура является репрезентативной только для поверхности, так как температура увеличивается к сердцевине. [157] Температура в центральной части звезды составляет несколько миллионов  кельвинов . [158]

Температура звезды 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). [32]

Массивные звезды главной последовательности могут иметь температуру поверхности 50 000 K. У более мелких звезд, таких как Солнце, температура поверхности составляет несколько тысяч K. Красные гиганты имеют относительно низкие температуры поверхности, составляющие около 3600 K; но они обладают высокой светосилой из-за большой площади внешней поверхности. [159]

Радиация

Энергия, производимая звездами, является продуктом ядерного синтеза, излучается в космос как в виде электромагнитного излучения, так и в виде излучения частиц . Излучение частиц, испускаемое звездой, проявляется в виде звездного ветра [160], который течет из внешних слоев в виде электрически заряженных протонов и альфа- и бета-частиц . Непрерывный поток почти безмассовых нейтрино исходит прямо из ядра звезды. [161]

Производство энергии в ядре - это причина, по которой звезды сияют так ярко: каждый раз, когда два или более атомных ядра сливаются вместе, образуя единое атомное ядро нового более тяжелого элемента, из продукта ядерного синтеза высвобождаются гамма- фотоны . Эта энергия преобразуется в другие формы электромагнитной энергии более низкой частоты, такие как видимый свет, к тому времени, когда она достигает внешних слоев звезды. [162]

Цвет звезды, определяемый наиболее интенсивной частотой видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая ее фотосферу . [163] Помимо видимого света, звезды испускают формы электромагнитного излучения, невидимые человеческому глазу . В самом деле, звездные пролеты электромагнитного излучения весь электромагнитный спектр , от самых длинных длин волн от радиоволн через инфракрасный , видимый свет, ультрафиолет , в самое короткие из рентгеновских лучей, и гамма-лучи. С точки зрения полной энергии, излучаемой звездой, не все компоненты звездного электромагнитного излучения имеют значение, но все частоты дают представление о физике звезды. [161]

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 можно оценить массу, радиус, поверхностную гравитацию и период вращения на основе звездных моделей. (Массу звезд в двойных системах можно вычислить , измерив их орбитальные скорости и расстояния. Гравитационное микролинзирование использовалось для измерения массы одиночной звезды. [164] ) С помощью этих параметров астрономы могут оценить возраст звезды. [165]

Яркость

Яркость звезды - это количество света и других форм лучистой энергии, которое она излучает в единицу времени. В нем есть 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 полюсах, чем вдоль экватора. [166]

Участки поверхности звезды с более низкой температурой и яркостью, чем в среднем, известны как звездные пятна . Маленькие карликовые звезды, такие как наше Солнце, обычно имеют практически невыразительные диски с небольшими пятнами. Гигантские звезды имеют гораздо более крупные и очевидные звездные пятна [167], и они демонстрируют сильное потемнение к краю звезды . То есть яркость уменьшается к краю звездного диска. [168] Красный карлик вспыхивающие звезды , такие как УФ - Центавр может обладать характерными особенностями starspot. [169]

Величина

Основные статьи: Видимая величина и Абсолютная величина

Кажущаяся яркость звезды выражается в ее видимой величине . Это является функцией светимости звезды, ее расстояния от Земли, экстинкция эффекта межзвездной пыли и газа, и изменяющего света звезды , как она проходит через атмосферу Земли. Внутренняя или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды и представляет собой видимую величину, которой была бы звезда, если бы расстояние между Землей и звездой составляло 10 парсеков (32,6 световых года). [170]

Количество звезд ярче звездной величины
Видимая
величина		Количество 
звезд [171]
04
115
248
3171
4513
51 602
64800
714 000

И видимая, и абсолютная шкала звездной величины являются логарифмическими единицами : одно целое число разницы в величине равно изменению яркости примерно в 2,5 раза [172] ( корень 5-й степени из 100 или приблизительно 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 условиях хорошей видимости, имеют звездную величину +6. [173]

Как по шкале видимой, так и по абсолютной звездной величине, чем меньше величина, тем ярче звезда; чем больше величина, тем слабее звезда. Самые яркие звезды на любой шкале имеют отрицательную величину. Разница в яркости (Δ L ) между двумя звездами рассчитывается путем вычитания звездной величины более яркой звезды ( m b ) из величины более слабой звезды ( m f ), а затем использования разницы в качестве показателя степени для основного числа. 2,512; то есть:

По отношению как к светимости, так и к расстоянию от Земли, абсолютная звездная величина ( M ) и видимая звездная величина ( m ) не эквивалентны; [172] например, яркая звезда Сириус имеет видимую величину -1,44, но абсолютную величину +1,41.

Солнце имеет видимую величину -26,7, но его абсолютная величина составляет всего +4,83. Сириус, самая яркая звезда в ночном небе, видимая с Земли, примерно в 23 раза ярче Солнца, а Канопус , вторая по яркости звезда в ночном небе с абсолютной величиной -5,53, примерно в 14000 раз ярче, чем Солнце. солнце. Несмотря на то, что Канопус намного ярче, чем Сириус, последняя звезда кажется ярче из двух. Это связано с тем, что Сириус находится всего в 8,6 световых годах от Земли, в то время как Канопус находится намного дальше, на расстоянии 310 световых лет. [174]

В большинстве светящихся известные звезды имеют абсолютные величины примерно -12, что соответствует 6 миллионов раз светимость Солнца [175] 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 слабые красные карлики в скоплении имеют абсолютную звездную величину 15, в то время как был обнаружен белый карлик 17-й абсолютной величины. [176] [177]

Классификация

Основная статья: Звездная классификация
Диапазоны температуры поверхности для
разных звездных классов [178]
КлассТемператураОбразец звезды
О33000 К или болееЗета Змееносец
B10 500–30 000 КРигель
А7 500–10 000 КАльтаир
F6,000–7,200 КПроцион А
грамм5 500–6 000 Ксолнце
K4,000–5,250 КЭпсилон Инди
M2 600–3 850 КПроксима Центавра

Текущая система классификации звезд возникла в начале 20 века, когда звезды были классифицированы от A до Q на основе силы водородной линии . [179] Считалось, что сила водородной линии является простой линейной функцией температуры. Вместо этого все было сложнее: оно усиливалось с повышением температуры, достигало максимума около 9000 К, а затем снижалось при повышении температуры. С тех пор классификации были переупорядочены по температуре, на которой основана современная схема. [180]

Звезды получают однобуквенную классификацию в соответствии с их спектрами: от типа O , который очень горячий, до M , который настолько холоден, что в их атмосферах могут образовываться молекулы. Основные классификации в порядке убывания температуры поверхности являются: O, B, A, F, G, К и М . Множеству редких спектральных классов даны специальные классификации. Наиболее распространены типы L и T , к которым относятся самые холодные маломассивные звезды и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 подразделов, пронумерованных от 0 до 9, в порядке убывания температуры. Однако эта система выходит из строя при экстремально высоких температурах как классы O0 и O1.может не существовать. [181]

Кроме того, звезды можно классифицировать по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственному размеру и определяются их поверхностной силой тяжести. Они варьируются от 0 ( гипергиганты ) до III ( гиганты ) до V (карлики главной последовательности); некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Звезды главной последовательности падают вдоль узкой диагональной полосы на графике в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным классом. [181] Солнце является желтым карликом G2V главной последовательности средней температуры и обычного размера. [182]

В конце спектрального типа добавлена ​​дополнительная номенклатура в виде строчных букв, указывающая на особенности спектра. Например, буква « е » может указывать на наличие эмиссионных линий; « m » представляет необычно высокие уровни металлов, а « var » может означать вариации в спектральном классе. [181]

Белые карлики имеют свой собственный класс , который начинается с буквой 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, указывающее температуру. [183]

Переменные звезды

Основная статья: Переменная звезда
Асимметричный облик Миры , колеблющейся переменной звезды.

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

В процессе звездной эволюции некоторые звезды проходят фазы, в которых они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды меняются по радиусу и светимости с течением времени, расширяясь и сужаясь 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 . [184]

Эруптивные переменные - это звезды, яркость которых внезапно увеличивается из-за вспышек или выбросов массы. [184] В эту группу входят протозвезды, звезды Вольфа-Райе и вспыхивающие звезды, а также звезды-гиганты и сверхгиганты.

Катаклизмические или взрывные переменные звезды - это звезды, которые претерпевают резкие изменения в своих свойствах. В эту группу входят новые и сверхновые. Двойная звездная система, которая включает соседний белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая новую и сверхновую типа 1a. [81] Взрыв возникает, когда белый карлик аккрецирует водород от звезды-компаньона, наращивая массу до тех пор, пока водород не подвергнется слиянию. [185] Некоторые новые повторяются с периодическими вспышками умеренной амплитуды. [184]

Звезды могут различаться по светимости из-за внешних факторов, таких как затменные двойные системы, а также вращающиеся звезды, образующие экстремальные звездные пятна. [184] Ярким примером затменной двойной системы является Алгол, величина которого регулярно меняется от 2,1 до 3,4 в течение 2,87 дней. [186]

Состав

Основная статья: Звездная структура
Внутренние структуры звезд главной последовательности с массами, указанными в массах Солнца, зоны конвекции - циклами, отмеченными стрелками, и 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 в любом небольшом объеме почти точно уравновешивают друг друга. Уравновешенные силы представляют собой внутреннюю гравитационную силу и внешнюю силу из-за градиента давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиент температуры плазмы; внешняя часть звезды холоднее ядра. Температура в ядре звезды главной последовательности или гигантской звезды составляет по крайней мере порядка 10 7 K. Результирующие температура и давление в ядре звезды главной последовательности, сжигающей водород, достаточны для ядерного синтеза и для получения достаточной энергии. производиться для предотвращения дальнейшего коллапса звезды.[187] [188]

Поскольку атомные ядра сливаются в ядре, они излучают энергию в виде гамма-лучей. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, увеличивая тепловую энергию ядра. Звезды на главной последовательности превращают водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в ядре. В конце концов содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии в активной зоне прекращается. Вместо этого для звезд более 0,4 M ☉ слияние происходит в медленно расширяющейся оболочке вокруг ядра вырожденного гелия. [189]

В дополнение к гидростатическому равновесию внутренняя часть стабильной звезды будет поддерживать энергетический баланс теплового равновесия . Внутри имеется радиальный градиент температуры, который приводит к потоку энергии, текущему наружу. Выходящий поток энергии, покидающий любой слой внутри звезды, будет точно соответствовать входящему потоку снизу. [190]

Зона излучения - 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 прекратятся. В противном случае плазма становится нестабильной и возникает конвекция, образуя зону конвекции . Это может происходить, например, в областях, где возникают очень высокие потоки энергии, например, вблизи сердцевины или в областях с высокой непрозрачностью (что делает радиационную теплопередачу неэффективной), как во внешней оболочке. [188]

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. Меньшие звезды, такие как Солнце, прямо противоположны, с конвективной зоной, расположенной во внешних слоях. [191] Красные карлики с величиной менее 0,4 M ☉ являются конвективными по всей поверхности, что предотвращает накопление гелиевого ядра. [78] Для большинства звезд конвективные зоны будут меняться с течением времени по мере старения звезды и изменения строения внутренней части. [188]

Поперечное сечение Солнца

Фотосфера - это та часть звезды, которая видна наблюдателю. Это слой, на котором плазма звезды становится прозрачной для фотонов света. Отсюда энергия, генерируемая в ядре, может свободно распространяться в космос. Именно в фотосфере появляются солнечные пятна - области с температурой ниже средней. [192]

Выше уровня фотосферы находится звездная атмосфера. В звезде главной последовательности, такой как Солнце, самый нижний уровень атмосферы, прямо над фотосферой, является тонкой областью хромосферы , где появляются спикулы и начинаются звездные вспышки . Выше находится переходная область, где температура быстро повышается на расстоянии всего 100 км (62 мили). Помимо этого находится корона , объем перегретой плазмы, который может простираться на несколько миллионов километров. [193] Существование короны, по-видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды. [191]Несмотря на свою высокую температуру, корона излучает очень мало света из-за низкой плотности газа. Область короны Солнца обычно видна только во время солнечного затмения .

Из короны звездный ветер из частиц плазмы распространяется наружу от звезды, пока не вступит во взаимодействие с межзвездной средой. Что касается Солнца, то влияние его солнечного ветра распространяется на пузырчатую область, называемую гелиосферой . [194]

Пути реакции ядерного синтеза

Основная статья: Звездный нуклеосинтез
Обзор протон-протонной цепочки
Круговорот углерод-азот-кислород

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 E  =  mc 2 . [195] В ядрах звезд происходят различные 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 маленькой звезды M-класса до 40 миллионов кельвинов для массивной звезды O-класса. [158]

In the Sun, with a 16-million-kelvin core, hydrogen fuses to form helium in the proton–proton chain reaction:[196]

41H → 22H + 2e+ + 2νe(2 x 0.4 MeV)
2e+ + 2e− → 2γ (2 x 1.0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (2 x 5.5 MeV)
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

There are a couple other paths, in which 3He and 4He combine to form 7Be, which eventually (with the addition of another proton) yields two 4He, a gain of one.

All these reactions result in the overall reaction:

41H → 4He + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

where γ is a gamma ray photon, νe is a neutrino, and H and He are isotopes of hydrogen and helium, respectively. The energy released by this reaction is in millions of electron volts. Each individual reaction produces only a tiny amount of energy, but because enormous numbers of these reactions occur constantly, they produce all the energy necessary to sustain the star's radiation output. In comparison, the combustion of two hydrogen gas molecules with one oxygen gas molecule releases only 5.7 eV.

In more massive stars, helium is produced in a cycle of reactions catalyzed by carbon called the carbon-nitrogen-oxygen cycle.[196]

In evolved stars with cores at 100 million kelvin and masses between 0.5 and 10 M☉, helium can be transformed into carbon in the triple-alpha process that uses the intermediate element beryllium:[196]

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

For an overall reaction of:

Overview of consecutive fusion processes in massive stars
34He → 12C + γ + 7.2 MeV

In massive stars, heavier elements can be burned in a contracting core through the neon-burning process and oxygen-burning process. The final stage in the stellar nucleosynthesis process is the silicon-burning process that results in the production of the stable isotope iron-56.[196] Any further fusion would be an endothermic process that consumes energy, and so further energy can only be produced through gravitational collapse.

Duration of the main phases of fusion for a 20 M☉ star[197]
Fuel
material		Temperature
(million kelvins)		Density
(kg/cm3)		Burn duration
(τ in years)
H370.00458.1 million
He1880.971.2 million
C870170976
Ne1,5703,1000.6
O1,9805,5501.25
S/Si3,34033,4000.0315

See also

  • Fusor (astronomy)
  • Outline of astronomy
  • Sidereal time
  • Star clocks
  • Star count
  • Stars and planetary systems in fiction

References

  1. ^ a b Forbes, George (1909). History of Astronomy. London: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0.
  2. ^ Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.
  3. ^ "Ancient Greek Astronomy and Cosmology". The Library of Congress. Retrieved 2016-05-19.
  4. ^ Tøndering, Claus. "Other ancient calendars". WebExhibits. Retrieved 2006-12-10.
  5. ^ von Spaeth, Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus. 42 (3): 159–179. Bibcode:2000Cent...42..159V. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x. Retrieved 2007-10-21.
  6. ^ North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. pp. 30–31. ISBN 978-0-393-03656-5.
  7. ^ Murdin, P. (2000). "Aristillus (c. 200 BC)". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:2000eaa..bookE3440.. doi:10.1888/0333750888/3440. ISBN 978-0-333-75088-9.
  8. ^ Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. Springer. pp. 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0.
  9. ^ Pinotsis, Antonios D. "Astronomy in Ancient Rhodes". Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Retrieved 2009-06-02.
  10. ^ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1981-06-29). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, UK: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370. Bibcode:1982ASIC...90..355C.
  11. ^ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.
  12. ^ "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star". NAOA News. 2003-03-05. Retrieved 2006-06-08.
  13. ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2006-08-30). "Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula". SEDS. University of Arizona.
  14. ^ Duyvendak, J. J. L. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409.
    Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410.
  15. ^ Brecher, K.; et al. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B.
  16. ^ Kennedy, Edward S. (1962). "Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili". Isis. 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558.
  17. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 978-0-521-37079-0.
  18. ^ Zahoor, A. (1997). "Al-Biruni". Hasanuddin University. Archived from the original on 2008-06-26. Retrieved 2007-10-21.
  19. ^ Montada, Josep Puig (2007-09-28). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. Retrieved 2008-07-11.
  20. ^ a b c Drake, Stephen A. (2006-08-17). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. Retrieved 2006-08-24.
  21. ^ Greskovic, Peter; Rudy, Peter (2006-07-24). "Exoplanets". ESO. Retrieved 2012-06-15.
  22. ^ Ahmad, I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy. 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
  23. ^ Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey" (PDF). Islam & Science. 2 (2).
  24. ^ Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Library and Information Services in Astronomy III. 153: 207. Bibcode:1998ASPC..153..207H. Retrieved 2006-08-24.
  25. ^ Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature. 1 (13): 331–333. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0.
  26. ^ Frank Northen Magill (1992). Magill's Survey of Science: A-Cherenkov detectors. Salem Press. p. 219. ISBN 978-0-89356-619-7.
  27. ^ MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. Archived from the original on 2011-07-21. Retrieved 2006-10-02.
  28. ^ Ivan Hubeny; Dimitri Mihalas (26 October 2014). Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis. Princeton University Press. p. 23. ISBN 978-0-691-16329-1.
  29. ^ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc. p. 66. ISBN 978-0-486-61102-0.
  30. ^ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53 (5): 249–259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603.
  31. ^ "" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP". University of California. Archived from the original on 2005-03-18. Retrieved 2013-02-21.
  32. ^ a b c Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (5th ed.). New York: Springer. pp. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9.
  33. ^ Gordon, Michael S.; Humphreys, Roberta M.; Jones, Terry J. (July 2016). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. III. The Yellow and Red Supergiants and Post-red Supergiant Evolution". The Astrophysical Journal. 825 (1): 50. arXiv:1603.08003. Bibcode:2016ApJ...825...50G. doi:10.3847/0004-637X/825/1/50. ISSN 0004-637X. S2CID 119281102.
  34. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300.
  35. ^ De Grijs, Richard; Bono, Giuseppe (2020). "Clustering of Local Group Distances: Publication Bias or Correlated Measurements? VI. Extending to Virgo Cluster Distances". The Astrophysical Journal Supplement Series. 246 (1): 3. arXiv:1911.04312. Bibcode:2020ApJS..246....3D. doi:10.3847/1538-4365/ab5711. S2CID 207852888.
  36. ^ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet". Hubble Site. Retrieved 2007-08-05.
  37. ^ Solovyeva, Y.; Vinokurov, A.; Sarkisyan, A.; Atapin, K.; Fabrika, S.; Valeev, A. F.; Kniazev, A.; Sholukhova, O.; Maslennikova, O. (2020). "New luminous blue variable candidates in the NGC 247 galaxy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 497 (4): 4834. arXiv:2008.06215. Bibcode:2020MNRAS.497.4834S. doi:10.1093/mnras/staa2117. S2CID 221451751.
  38. ^ Kelly, Patrick L.; et al. (2018-04-02). "Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens". Nature. 2 (4): 334–342. arXiv:1706.10279. Bibcode:2018NatAs...2..334K. doi:10.1038/s41550-018-0430-3. S2CID 125826925.
  39. ^ Howell, Elizabeth (2018-04-02). "Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen". Space.com. Retrieved 2018-04-02.
  40. ^ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications. 19. Museum Tusculanum Press. p. 163. ISBN 978-87-7289-287-0.
  41. ^ a b Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. Retrieved 2012-06-15.
  42. ^ "Naming Astronomical Objects". International Astronomical Union (IAU). Retrieved 2009-01-30.
  43. ^ "Naming Stars". Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Retrieved 2009-01-30.
  44. ^ Lyall, Francis; Larsen, Paul B. (2009). "Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies". Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd. p. 176. ISBN 978-0-7546-4390-6.
  45. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Retrieved 2016-05-22.
  46. ^ "Naming Stars". Retrieved 2021-02-05.
  47. ^ Andersen, Johannes. "Buying Stars and Star Names". International Astronomical Union. Retrieved 2010-06-24.
  48. ^ "Star naming". Scientia Astrophysical Organization. 2005. Archived from the original on 2010-06-17. Retrieved 2010-06-29.
  49. ^ "Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises". British Library. The British Library Board. Archived from the original on 2010-01-19. Retrieved 2010-06-29.
  50. ^ Plait, Philip C. (2002). Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax". John Wiley and Sons. pp. 237–240. ISBN 978-0-471-40976-2.
  51. ^ Sclafani, Tom (1998-05-08). "Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One"". National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory. Archived from the original on 2006-01-11. Retrieved 2010-06-24.
  52. ^ a b c d Prsa, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E.; et al. (2016). "Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3". Astronomical Journal. 152 (2): 41. arXiv:1605.09788. Bibcode:2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41. S2CID 55319250.
  53. ^ Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1): 555–584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
  54. ^ Lada, C. J.; Lada, E. A. (2003). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. S2CID 16752089.
  55. ^ Murray, Norman (2011). "Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way". The Astrophysical Journal. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ...729..133M. doi:10.1088/0004-637X/729/2/133. S2CID 118627665.
  56. ^ Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. 33. Cambridge University Press. pp. 103–104. ISBN 978-0-521-62313-1.
  57. ^ a b Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J.M. "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence" (PDF). Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. Retrieved 2008-06-24.
  58. ^ Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations". Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725–741. Bibcode:1977ApJ...214..725E. doi:10.1086/155302.
  59. ^ Getman, K. V.; et al. (2012). "The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917–2943. arXiv:1208.1471. Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x. S2CID 49528100.
  60. ^ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 57–68. ISBN 978-1-86094-501-4.
  61. ^ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. Archived from the original on 2008-06-23. Retrieved 2006-09-05.
  62. ^ Arnold Hanslmeier (2010-09-29). Water in the Universe. Springer Science & Business Media. p. 163. ISBN 978-90-481-9984-6.
  63. ^ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". In Benvenuti, Piero; Macchetto, F.D.; Schreier, Ethan J. (eds.). Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. Bibcode:1996swhs.conf..491B.
  64. ^ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. p. 176. ISBN 978-1-86094-501-4.
  65. ^ Megeath, Tom (2010-05-11). "Herschel finds a hole in space". ESA. Retrieved 2010-05-17.
  66. ^ David Darling (2004). The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance. Wiley. p. 229. ISBN 978-0-471-26569-6.
  67. ^ Duquennoy, A.; Mayor, M. (1991). "Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample". Astronomy & Astrophysics. 248 (2): 485–524. Bibcode:1991A&A...248..485D.
  68. ^ T. Padmanabhan (2000). Theoretical Astrophysics: Volume 2, Stars and Stellar Systems. Cambridge University Press. p. 557. ISBN 978-0-521-56631-5.
  69. ^ Mengel, J. G.; et al. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.
  70. ^ a b Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  71. ^ Wood, B. E.; et al. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797. S2CID 1500425.
  72. ^ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. Bibcode:1977A&A....61..251D.
  73. ^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. Retrieved 2015-11-17.
  74. ^ "Main Sequence Lifetime". Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology.
  75. ^ Pizzolato, N.; et al. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597–607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626.
  76. ^ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 2004-06-18. Archived from the original on 2004-11-22. Retrieved 2006-08-26.
  77. ^ Rutherford Appleton Laboratory. Workshop on Astronomy and Astrophysics (1984). Gas in the Interstellar Medium: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon. Science and Engineering Research Council, Rutherford Appleton Laboratory.
  78. ^ a b Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04.
  79. ^ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Archived from the original on 2008-02-10. Retrieved 2006-06-08.
  80. ^ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID 10073988.See also Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. Retrieved 2008-03-24.
  81. ^ a b Iben, Icko Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565.
  82. ^ a b Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. "Chapter 13". An Introduction to Modern Astrophysics (Second ed.). Cambridge, United Kingdom. ISBN 9781108422161.
  83. ^ Sagan, Carl (1980). "The Lives of the Stars". Cosmos: A Personal Voyage.
  84. ^ P.S. Conti; C. de Loore (2012-12-06). Mass Loss and Evolution of O-Type Stars. Springer Science & Business Media. ISBN 978-94-009-9452-2.
  85. ^ "The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae". Penn Stats College of Science. Retrieved 2016-01-05.
  86. ^ Sneden, Christopher (2001-02-08). "Astronomy: The age of the Universe". Nature. 409 (6821): 673–675. doi:10.1038/35055646. PMID 11217843. S2CID 4316598.
  87. ^ Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 18 (2): 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.
  88. ^ Mann, Adam (2020-08-11). "This is the way the universe ends: not with a whimper, but a bang". Science | AAAS.
  89. ^ a b c "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. 2006-04-06. Retrieved 2006-07-16.
  90. ^ Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  91. ^ Vuorinen, Aleksi (2019). "Neutron stars and stellar mergers as a laboratory for dense QCD matter". Nuclear Physics A. 982: 36. arXiv:1807.04480. Bibcode:2019NuPhA.982...36V. doi:10.1016/j.nuclphysa.2018.10.011. S2CID 56422826.
  92. ^ Leiner, Emily M.; Geller, Aaron (2021-01-01). "A Census of Blue Stragglers in Gaia DR2 Open Clusters as a Test of Population Synthesis and Mass Transfer Physics". The Astrophysical Journal. 908 (2): arXiv:2101.11047. arXiv:2101.11047. doi:10.3847/1538-4357/abd7e9. S2CID 231718656.
  93. ^ Brogaard, K; Christiansen, S M; Grundahl, F; Miglio, A; Izzard, R G; Tauris, T M; Sandquist, E L; VandenBerg, D A; Jessen-Hansen, J; Arentoft, T; Bruntt, H; Frandsen, S; Orosz, J A; Feiden, G A; Mathieu, R; Geller, A; Shetrone, M; Ryde, N; Stello, D; Platais, I; Meibom, S (2018-12-21). "The blue straggler V106 in NGC 6791: a prototype progenitor of old single giants masquerading as young". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 481 (4): 5062–5072. arXiv:1809.00705. Bibcode:2018MNRAS.481.5062B. doi:10.1093/mnras/sty2504.
  94. ^ Giacomo Beccari; Henri M. J. Boffin (2019-04-18). The Impact of Binary Stars on Stellar Evolution. Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-42858-3.
  95. ^ Yoon, Sung-Chul; Dessart, Luc; Clocchiatti, Alejandro (2017). "Type Ib and IIb Supernova Progenitors in Interacting Binary Systems". The Astrophysical Journal. 840 (1): 10. arXiv:1701.02089. Bibcode:2017ApJ...840...10Y. doi:10.3847/1538-4357/aa6afe. S2CID 119058919.
  96. ^ McClelland, L. A. S.; Eldridge, J. J. (2016). "Helium stars: Towards an understanding of Wolf-Rayet evolution". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 459 (2): 1505. arXiv:1602.06358. Bibcode:2016MNRAS.459.1505M. doi:10.1093/mnras/stw618. S2CID 119105982.
  97. ^ Shenar, T.; Gilkis, A.; Vink, J. S.; Sana, H.; Sander, A. A. C. (2020). "Why binary interaction does not necessarily dominate the formation of Wolf-Rayet stars at low metallicity". Astronomy and Astrophysics. 634: A79. arXiv:2001.04476. Bibcode:2020A&A...634A..79S. doi:10.1051/0004-6361/201936948. S2CID 210472736.
  98. ^ Fountain, Henry (2016-10-17). "Two Trillion Galaxies, at the Very Least". The New York Times. Retrieved 2016-10-17.
  99. ^ Staff (2019). "How Many Stars Are There In The Universe?". European Space Agency. Retrieved 2019-09-21.
  100. ^ Marov, Mikhail Ya. (2015). "The Structure of the Universe". The Fundamentals of Modern Astrophysics. pp. 279–294. doi:10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6.
  101. ^ Mackie, Glen (2002-02-01). "To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand". Centre for Astrophysics and Supercomputing. Retrieved 2017-01-28.
  102. ^ Borenstein, Seth (2010-12-01). "Universe's Star Count Could Triple". Associated Press. Retrieved 2021-02-09.
  103. ^ Van Dokkum, Pieter G; Conroy, Charlie (2010). "A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies". Nature. 468 (7326): 940–2. arXiv:1009.5992. Bibcode:2010Natur.468..940V. doi:10.1038/nature09578. PMID 21124316. S2CID 205222998.
  104. ^ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. 1997-01-14. Retrieved 2006-11-06.
  105. ^ Puchwein, Ewald; Springel, Volker; Sijacki, Debora; Dolag, Klaus (2010-08-01). "Intracluster stars in simulations with active galactic nucleus feedback". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 406 (2): 936–951. arXiv:1001.3018. Bibcode:2010MNRAS.406..936P. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x.
  106. ^ Lin, Yen‐Ting; Mohr, Joseph J. (2004-12-20). "K‐band Properties of Galaxy Clusters and Groups: Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light". The Astrophysical Journal. 617 (2): 879–895. arXiv:astro-ph/0408557. Bibcode:2004ApJ...617..879L. doi:10.1086/425412. S2CID 119347770.
  107. ^ Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 978-90-277-2046-7.
  108. ^ "Most Milky Way Stars Are Single" (Press release). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2006-01-30. Retrieved 2006-07-16.
  109. ^ Sanders, Robert (2017-06-13). "New evidence that all stars are born in pairs". Berkeley News.
  110. ^ Sadavoy, Sarah I.; Stahler, Steven W. (August 2017). "Embedded binaries and their dense cores". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 469 (4): 3881–3900. arXiv:1705.00049. Bibcode:2017MNRAS.469.3881S. doi:10.1093/mnras/stx1061.
  111. ^ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  112. ^ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. arXiv:astro-ph/9812404. Bibcode:2000MNRAS.313..209H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. S2CID 16868380.
  113. ^ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. 2000-06-02. Archived from the original on 2007-01-07. Retrieved 2014-01-21.
  114. ^ Lombardi Jr., J. C.; et al. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568 (2): 939–953. arXiv:astro-ph/0107388. Bibcode:2002ApJ...568..939L. doi:10.1086/339060. S2CID 13878176.
  115. ^ a b H. E. Bond; E. P. Nelan; D. A. VandenBerg; G. H. Schaefer; D. Harmer (2013). "HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang". The Astrophysical Journal Letters. 765 (1): L12. arXiv:1302.3180. Bibcode:2013ApJ...765L..12B. doi:10.1088/2041-8205/765/1/L12. S2CID 119247629.
  116. ^ Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd)". Astronomy & Astrophysics. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID 119262962.
  117. ^ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (2006-07-13). "How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?". Scientific American. Retrieved 2007-05-11.
  118. ^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F.C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  119. ^ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). "Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
  120. ^ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 78. Bibcode:2007adc..book.....I. ISBN 978-0-470-01306-9.
  121. ^ Fischer, D.A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383.
  122. ^ "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. April 17, 2005. Retrieved 2006-10-10.
  123. ^ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 367 (1): 253–265. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477. S2CID 16502974.
  124. ^ Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. pp. 413–414. ISBN 978-0-521-40868-4.
  125. ^ Jørgensen, Uffe G. (1997). "Cool Star Models". In van Dishoeck, Ewine F. (ed.). Molecules in Astrophysics: Probes and Processes. International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes. 178. Springer Science & Business Media. p. 446. ISBN 978-0792345381.
  126. ^ "The Biggest Star in the Sky". ESO. 1997-03-11. Retrieved 2006-07-10.
  127. ^ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R.
  128. ^ Dolan, Michelle M.; Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P. (2017). "Evolutionary Tracks for Betelgeuse". The Astrophysical Journal. 819 (1): 7. arXiv:1406.3143. Bibcode:2016ApJ...819....7D. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7. S2CID 37913442.
  129. ^ Graham M. Harper; et al. (2008). "A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications". The Astronomical Journal. 135 (4): 1430–1440. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430.
  130. ^ Davis, Kate (2000-12-01). "Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. Archived from the original on 2006-07-12. Retrieved 2006-08-13.
  131. ^ Loktin, A. V. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. S2CID 121701212.
  132. ^ "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. 1999-09-10. Retrieved 2006-10-10.
  133. ^ Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.
  134. ^ Elmegreen, B.; Efremov, Y.N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. Archived from the original on 2005-03-23. Retrieved 2006-08-23.
  135. ^ Brainerd, Jerome James (2005-07-06). "X-rays from Stellar Coronas". The Astrophysics Spectator. Retrieved 2007-06-21.
  136. ^ Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (1): 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8. Retrieved 2007-06-21.
  137. ^ Carrasco, V. M. S.; Vaquero, J. M.; Gallego, M. C.; Muñoz-Jaramillo, A.; de Toma, G.; Galaviz, P.; Arlt, R.; Senthamizh Pavai, V.; Sánchez-Bajo, F.; Villalba Álvarez, J.; Gómez, J. M. (2019). "Sunspot Characteristics at the Onset of the Maunder Minimum Based on the Observations of Hevelius". The Astrophysical Journal. 886 (1): 18. arXiv:2103.09495. Bibcode:2019ApJ...886...18C. doi:10.3847/1538-4357/ab4ade. ISSN 1538-4357.
  138. ^ Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine. 27 (4): 20. Bibcode:1998Mercu..27d..20S. Archived from the original on 2006-09-27. Retrieved 2006-08-13.
  139. ^ Weidner, C.; Kroupa, P. (2004-02-11). "Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (1): 187–191. arXiv:astro-ph/0310860. Bibcode:2004MNRAS.348..187W. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x. S2CID 119338524.
  140. ^ Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). "The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID 55123954.
  141. ^ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (2012-10-21). "The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (2): 1416–1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. S2CID 119202197.
  142. ^ "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2005-09-22. Retrieved 2006-09-05.
  143. ^ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (2015-06-04). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID 18471887.
  144. ^ Overbye, Dennis (2015-06-17). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". The New York Times. Retrieved 2015-06-17.
  145. ^ "2MASS J05233822-1403022". SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2013-12-14.
  146. ^ a b Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Archived from the original on 2006-09-28. Retrieved 2006-06-08.
  147. ^ a b c Shiga, David (2006-08-17). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. Archived from the original on 2006-11-14. Retrieved 2006-08-23.
  148. ^ Leadbeater, Elli (2006-08-18). "Hubble glimpses faintest stars". BBC. Retrieved 2006-08-22.
  149. ^ "Flattest Star Ever Seen". ESO. 2003-06-11. Retrieved 2006-10-03.
  150. ^ "Solar Rotation Varies by Latitude". NASA. 2013-01-23.
  151. ^ Howard, R.; Harvey, J. (1970). "Spectroscopic Determinations of Solar Rotation". Solar Physics. 12 (1): 23–51. Bibcode:1970SoPh...12...23H. doi:10.1007/BF02276562. S2CID 122140471.
  152. ^ Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. Archived from the original on 2010-01-04. Retrieved 2006-10-04.
  153. ^ Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454. Bibcode:1992MNRAS.257..450V. doi:10.1093/mnras/257.3.450.
  154. ^ "A History of the Crab Nebula". ESO. 1996-05-30. Retrieved 2006-10-03.
  155. ^ "Properties of Pulsars". Frontiers of Modern Astronomy. Jodrell Bank Observatory, University of Manchester. Retrieved 2018-08-17.
  156. ^ Strobel, Nick (2007-08-20). "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Archived from the original on 2007-06-26. Retrieved 2007-10-09.
  157. ^ Seligman, Courtney. "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. Retrieved 2007-07-05.
  158. ^ a b "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 2005-02-16. Retrieved 2006-10-10.
  159. ^ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 978-0-03-006228-5.
  160. ^ Koppes, Steve (2003-06-20). "University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science". The University of Chicago News Office. Retrieved 2012-06-15.
  161. ^ a b Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. "Chapter 11". An Introduction to Modern Astrophysics (Second ed.). Cambridge, United Kingdom. ISBN 9781108422161.
  162. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. "Chapter 10". An Introduction to Modern Astrophysics (Second ed.). Cambridge, United Kingdom. ISBN 9781108422161.
  163. ^ "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 2012-03-18. Retrieved 2006-08-13.
  164. ^ "Astronomers Measure Mass of a Single Star – First Since the Sun". Hubble News Desk. 2004-07-15. Retrieved 2006-05-24.
  165. ^ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532 (2): 1192–1196. arXiv:astro-ph/9912031. Bibcode:2000ApJ...532.1192G. doi:10.1086/308617. S2CID 18473242.
  166. ^ Staff (2006-01-10). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. Retrieved 2007-11-18.
  167. ^ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (1): 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8.
  168. ^ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813. Bibcode:1977A&A....61..809M.
  169. ^ Chugainov, P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3. Bibcode:1971IBVS..520....1C.
  170. ^ J. L. Lawrence (2019-05-14). Celestial Calculations: A Gentle Introduction to Computational Astronomy. MIT Press. p. 252. ISBN 978-0-262-53663-9.
  171. ^ "Magnitude". National Solar Observatory – Sacramento Peak. Archived from the original on 2008-02-06. Retrieved 2006-08-23.
  172. ^ a b "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 2014-08-09. Retrieved 2006-08-13.
  173. ^ Iain Nicolson (1999-10-28). Unfolding Our Universe. Cambridge University Press. p. 134. ISBN 978-0-521-59270-3.
  174. ^ Astounding Science Fact & Fiction. Street & Smith. 1960. p. 7.
  175. ^ Bestenlehner, Joachim M; Crowther, Paul A; Caballero-Nieves, Saida M; Schneider, Fabian R N; Simón-Díaz, Sergio; Brands, Sarah A; de Koter, Alex; Gräfener, Götz; Herrero, Artemio; Langer, Norbert; Lennon, Daniel J; Maíz Apellániz, Jesus; Puls, Joachim; Vink, Jorick S (2020-10-17). "The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS – II. Physical properties of the most massive stars in R136". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 499 (2): 1918–1936. arXiv:2009.05136. doi:10.1093/mnras/staa2801.
  176. ^ "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. August 17, 2006. Retrieved 2006-06-08.
  177. ^ Richer, H. B. (18 August 2006). "Probing the Faintest Stars in a Globular Star Cluster". Science. 313 (5789): 936–940. arXiv:astro-ph/0702209. Bibcode:2006Sci...313..936R. doi:10.1126/science.1130691. PMID 16917054. S2CID 27339792.
  178. ^ Smith, Gene (1999-04-16). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. Retrieved 2006-10-12.
  179. ^ Fowler, A. (April 1891). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature. 45 (1166): 427–428. Bibcode:1892Natur..45..427F. doi:10.1038/045427a0.
  180. ^ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. pp. 31–48. ISBN 978-0-521-38996-9.
  181. ^ a b c MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. Retrieved 2006-07-19.
  182. ^ Erika Rix; Kim Hay; Sally Russell; Richard Handy (2015-09-09). Solar Sketching: A Comprehensive Guide to Drawing the Sun. Springer. p. 43. ISBN 978-1-4939-2901-6.
  183. ^ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. Archived from the original on 2009-10-08. Retrieved 2006-07-19.
  184. ^ a b c d "Types of Variable". AAVSO. 2010-05-11. Retrieved 2010-08-20.
  185. ^ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 2004-11-01. Retrieved 2006-06-08.
  186. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  187. ^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. pp. 32–33. ISBN 978-0-387-20089-7.
  188. ^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.
  189. ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. Retrieved 2006-07-11.
  190. ^ R. Q. Huang; K. N. Yu (1998). Stellar Astrophysics. Springer. p. 70. ISBN 978-981-3083-36-3.
  191. ^ a b "What is a Star?". NASA. 2006-09-01. Retrieved 2006-07-11.
  192. ^ Simon Newcomb; Edward Singleton Holden (1887). Astronomy for High Schools and Colleges. H. Holt. p. 278.
  193. ^ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Press release). ESO. 2001-08-01. Retrieved 2006-07-10.
  194. ^ Burlaga, L. F.; et al. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science. 309 (5743): 2027–2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471. S2CID 5998363.
  195. ^ Bahcall, John N. (2000-06-29). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. Retrieved 2006-08-30.
  196. ^ a b c d Wallerstein, G.; et al. (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. hdl:2152/61093. Retrieved 2006-08-04.
  197. ^ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.

External links

  • "How To Decipher Classification Codes". Astronomical Society of South Australia. Retrieved 2010-08-20.
  • Kaler, James. "Portraits of Stars and their Constellations". University of Illinois. Retrieved 2010-08-20.
  • Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-514874-9.
  • Prialnick, Dina; et al. (2001). "Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution". University of St. Andrews. Retrieved 2010-08-20.
  • "Query star by identifier, coordinates or reference code". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-08-20.