Звезда

Образ солнца , звезда главной последовательности G-типа , ближайшая к Земле

Звездная область в большом магеллановом облаке

Звезда , это светящаяся сфероида плазмы - скрепленную самооценкой . ^{[ 1 ]} Ближайшая звезда к земле - это солнце . Многие другие звезды видны невооруженным глазом ночью ; Их огромные расстояния от Земли заставляют их выглядеть как фиксированные точки света. Наиболее выдающиеся звезды были классифицированы на созвездие и астеризма , и многие из самых ярких звезд имеют собственные имена . Астрономы собрали звездные каталоги , которые идентифицируют известные звезды и обеспечивают стандартизированные звездные обозначения . Наблюдаемая вселенная содержит около 10 ²² до 10 ²⁴ звезда Только около 4000 из этих звезд видны невооруженным глазом - все в Млечного пути галактике . ^{[ 2 ]}

Жизнь звезды начинается с гравитационного коллапса газообразной туманности материала, в значительной степени включающей водород , гелий и прослеживание более тяжелых элементов. Его общая масса в основном определяет его эволюцию и возможную судьбу. Звезда сияет большую часть своей активной жизни из -за термоядерного слияния водорода в гелий в его ядре. Этот процесс высвобождает энергию, которая проходит интерьер звезды и излучает в космос . В конце жизни звезды в качестве фьюсора ее ядро становится звездным остатком : белым карликом , нейтронной звездой или - если она достаточно массивная - черная дыра .

Звездный нуклеосинтез в звездах или их остатки создает почти все естественные химические элементы, тяжелее лития . Звездная потеря массы или взрывы сверхновой возвращают химически обогащенный материал в межзвездную среду . Эти элементы затем перерабатываются в новые звезды. Астрономы могут определять звездные свойства, включая массу, возраст, металличность (химический состав), изменчивость , расстояние и движение через пространство звезды - путем проведения наблюдений за очевидной яркостью , спектром и изменениями в его положении в небе .

Звезды могут формировать орбитальные системы с другими астрономическими объектами, как в планетарных системах и звездных системах с двумя или более звезд. Когда две такие звезды тщательно опираются, их гравитационное взаимодействие может значительно повлиять на их эволюцию. Звезды могут стать частью гораздо большей гравитационной структуры, такой как звездный кластер или галактика.

Этимология

Слово «звезда» в конечном итоге происходит от протоиндоевропейского корня «h₂stḗr», также означает «Звезда», но дополнительно анализируется как h₂eh₁s- («для сжигания», а также источник слова «пепел») + -tēr (агент суффикс ) Сравните латинскую Стеллу , греческую астер , немецкую строгую . Некоторые ученые ^{[ ВОЗ? ]} Поверьте, это слово - это заимствование у Аккадского « Истара » ( Венера ). «Звезда» является родственной (разделяет один и тот же корень) со следующими словами: звездочка , астероид , астральный , созвездие , Эстер . ^{[ 3 ]}

История наблюдения

Исторически звезды были важны для цивилизаций по всему миру. Они были частью религиозных практик, гадания ритуалов , мифологии , использованных для небесной навигации и ориентации, чтобы отметить прохождение сезонов и определить календари.

Ранние астрономы признали разницу между « фиксированными звездами », чья позиция в небесной сфере не меняется, и «странствующими звездами» ( планеты ), которые заметно движутся относительно фиксированных звезд в течение нескольких дней или недель. ^{[ 6 ]} Многие древние астрономы считали, что звезды были постоянно прикреплены к небесной сфере и что они были неизменными. По соглашению астрономы сгруппировали выдающихся звезд в звездообразии и созвездия и использовали их для отслеживания движений планет и предполагаемого положения Солнца. ^{[ 4 ]} Движение Солнца на фоновые звезды (и горизонт) использовалось для создания календарей , которые можно было бы использовать для регулирования сельскохозяйственных практик. ^{[ 7 ]} Григорианский календарь , в настоящее время используемый почти везде в мире, представляет собой солнечный календарь, основанный на угле вращательной оси Земли относительно ее местной звезды, Солнца.

Самая старая точно устаревшая звездная карта была результатом древней египетской астрономии в 1534 году до нашей эры. ^{[ 8 ]} Самые ранние известные звездные каталоги были составлены древними вавилонскими астрономами Месопотамии - в конце 2 -го тысячелетия до н.э. в течение периода Кассита ( ок. 1531 г. до н.э. ок. 1155 г. до н.э. ). ^{[ 9 ]}

Первый звездный каталог в греческой астрономии был создан Астиллусом примерно в 300 г. до н.э. с помощью Тиманхариса . ^{[ 10 ]} Звездный каталог Гиппарха (2 века до нашей эры) включал 1020 звезд и использовался для сборки Птолемея . звездного каталога ^{[ 11 ]} Гиппарх известен открытием первой записанной Новой (Новая Звезда). ^{[ 12 ]} Многие из созвездий и звездных имен, используемых сегодня, происходят из греческой астрономии.

Несмотря на очевидную неизменность небес, китайские астрономы знали, что могут появиться новые звезды. ^{[ 13 ]} В 185 году они были первыми, кто заметил и писал о сверхновой , теперь известной как SN 185 . ^{[ 14 ]} Самым ярким звездным событием в истории зарегистрировано было сверхновое SN 1006 , которое наблюдалось в 1006 году и написано о египетском астроном Али Ибн Ридване и нескольких китайских астрономах. ^{[ 15 ]} SN 1054 Supernova, которая родила туманность крабов , также наблюдалась китайскими и исламскими астрономами. ^{[ 16 ]}^{[ 17 ]}^{[ 18 ]}

Средневековые исламские астрономы дали арабские имена многим звездам , которые все еще используются сегодня, и они изобрели многочисленные астрономические инструменты , которые могли бы вычислить позиции звезд. Они построили первые крупные исследовательские институты, в основном для производства Zij Star. каталогов ^{[ 19 ]} Среди них книга фиксированных звезд (964) была написана персидским астрономом Абдом аль-Рахманом Аль-Суфи , который наблюдал несколько звезд, звездных кластеров (включая Omicron Velorum и кластеры Brocchi ) и галактики (включая Andromeda Galaxy ) ^{[ 20 ]} По словам А. Захура, в 11 -м веке персидский Полимат ученый Абу Райхан Бируни описал Млечный Путь Галактики как множество фрагментов, обладающих свойствами туманных звезд и давал широты различных звезд во время лунного затмения в 1019 году. ^{[ 21 ]}

По словам Джозепа Пуига, андалузский астроном Ибн Баджах являются непрерывным изображением из -за эффекта преломления материала, ссылаясь на его наблюдение от сублунтного предложил, чтобы Млечный путь был составлен из многих звезд, которые почти трогали друг друга и, по -видимому , Юпитер и Марс на 500 ах (1106/1107 г. н.э.) в качестве доказательства. ^{[ 22 ]} Ранние европейские астрономы, такие как Tycho Brahe, определили новые звезды в ночном небе (позже называемом Novae ), что предполагает, что небеса не были неизменными. В 1584 году Джордано Бруно предположил, что звезды похожи на солнце, и могут быть другие планеты , возможно, даже похожие на землю, на орбите вокруг них, ^{[ 23 ]} Идея, которая была предложена ранее древнегреческими философами , демократом и Эпикуром , ^{[ 24 ]} и средневековыми исламскими космологами ^{[ 25 ]} Такие как Фахр аль-Дин Аль-Рази . ^{[ 26 ]} К следующему столету идея о том, что звезды такая же, как солнце достигала консенсуса среди астрономов. Чтобы объяснить, почему эти звезды не принесли чистой гравитационной тяги на солнечную систему, Исаак Ньютон предположил, что звезды были в равной степени распределены во всех направлениях, и идея, вызванная теологом Ричардом Бентли . ^{[ 27 ]}

Итальянский астроном Астроном Geminiano Montanari зафиксировал вариации наблюдения в светимости звездного алгола в 1667 году. Эдмонд Галли опубликовал первые измерения правильного движения пары близлежащих «фиксированных» звезд, демонстрируя, что они изменили позиции со времен древнего грека Астрономы Птолемей и Гиппарх. ^{[ 23 ]}

Уильям Гершель был первым астрономом, который попытался определить распределение звезд в небе. В 1780 -х годах он установил серию датчиков в 600 направлениях и подсчитал звезды, наблюдаемые вдоль каждой линии обзора. Из этого он пришел к выводу, что количество звезд неуклонно увеличивалось в сторону одной стороны неба, в направлении ядра Млечного Пути . Его сын Джон Гершель повторил это исследование в южном полушарии и обнаружил соответствующее увеличение в том же направлении. ^{[ 28 ]} В дополнение к другим его достижениям, Уильям Гершель отмечен своим открытием, что некоторые звезды не просто лежат в соответствии с той же линией зрения, но и являются физическими спутниками, которые образуют бинарные звездные системы. ^{[ 29 ]}

Наука о звездной спектроскопии была впервые заправлена Джозефом фон Фраунхофером и Анджело Секки . Сравнивая спектры звезд, таких как Сириус с Солнцем, они обнаружили различия в силе и количестве их линий поглощения - темными линиями в звездных спектрах, вызванных поглощением конкретных частот атмосферы. В 1865 году Secchi начал классифицировать звезды по спектральным типам . ^{[ 30 ]} Современная версия звездной схемы классификации была разработана Энни Дж. Кэннон в начале 1900 -х годов. ^{[ 31 ]}

Первое прямое измерение расстояния до звезды ( 61 Cygni при 11,4 световых годах ) было сделано в 1838 году Фридрихом Бесселем с использованием методики параллакса . Измерения параллакса продемонстрировали обширное разделение звезд на небесах. ^{[ 23 ]} Наблюдение за двойными звездами приобрело все большее значение в 19 веке. В 1834 году Фридрих Бессель наблюдал изменения в правильном движении звезды Сириуса и предположил скрытого спутника. Эдвард Пикеринг обнаружил первый спектроскопический бинар в 1899 году, когда он наблюдал периодическое расщепление спектральных линий звезды Мизара в течение 104-дневного периода. Подробные наблюдения многих бинарных звездных систем были собраны такими астрономами, как Фридрих Георг Вильгельм фон Струве и SW Burnham , что позволило определить массы звезд по вычислению орбитальных элементов . Первое решение проблемы получения орбиты бинарных звезд от наблюдений телескопа было сделано Феликсом Савари в 1827 году. ^{[ 32 ]}

В двадцатом веке все более быстрые достижения в научном исследовании звезд. Фотография стала ценным астрономическим инструментом. Карл Шварцшильд обнаружил, что цвет звезды и, следовательно, ее температура, можно определить путем сравнения визуальной величины с фотографической величиной . Развитие фотоэлектрического фотометра позволила точные измерения величины с множественными интервалами длины волны. В 1921 году Альберт А. Майкельсон сделал первые измерения звездного диаметра, используя интерферометр на телескопе проститутка в Обсерватории Маунт Уилсон . ^{[ 33 ]}

Важная теоретическая работа по физической структуре звезд произошла в течение первых десятилетий двадцатого века. В 1913 году была разработана диаграмма Герцспунг-Русселла , что приводит к астрофизическому исследованию звезд. Успешные модели были разработаны для объяснения интерьеров звезд и звездной эволюции. Сесилия Пейн-Гапочкин впервые предложила звезды в основном из водорода и гелия в ее диссертации 1925 года. ^{[ 34 ]} Спектры звезд были дополнительно поняты с помощью достижений в квантовой физике . Это позволило определить химический состав звездной атмосферы. ^{[ 35 ]}

За исключением редких событий, таких как Supernovae и Supernova Imponsa , отдельные звезды в основном наблюдались в местной группе , ^{[ 36 ]} и особенно в видимой части Млечного Пути (о чем свидетельствуют подробные звездные каталоги, доступные для галактики Млечного Пути) и его спутников. ^{[ 37 ]} Отдельные звезды, такие как переменные Cepheid, наблюдались в M87 ^{[ 38 ]} и галактики M100 из кластера Девы , ^{[ 39 ]} а также светящиеся звезды в некоторых других относительно близлежащих галактиках. ^{[ 40 ]} С помощью гравитационного линзирования одна звезда (названная Icarus ) наблюдалась на расстоянии 9 миллиардов световых лет. ^{[ 41 ]}^{[ 42 ]}

Обозначения

Известно, что концепция созвездия существовала в вавилонский период. Древние наблюдатели неба представляли, что выдающиеся расположения звезд образуют узоры, и они связали их с определенными аспектами природы или их мифами. Двенадцать из этих формирований лежали вдоль полосы эклиптики , и они стали основой астрологии . ^{[ 43 ]} Многим из более известных отдельных звезд были даны названия, особенно с арабскими или латинскими обозначениями.

Помимо определенных созвездий и самого солнца, отдельные звезды имеют свои собственные мифы . ^{[ 44 ]} Для древних греков некоторые «звезды», известные как планеты (греческий πλανήτης (planētēs), что означает «странник»), представляли различные важные божества, из которых были взяты имена Планетов Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн . ^{[ 44 ]} ( Уран и Нептун были греческими и римскими богами , но ни одна планета не была известна в древности из -за их низкой яркости. Их имена были назначены более поздними астрономами.)

Около 1600 года названия созвездий использовались для названия звезд в соответствующих областях неба. Немецкий астроном Иоганн Байер создал серию звездных карт и применял греческие буквы в качестве обозначения звезд в каждом созвездии. звезды, Позже система нумерации, основанная на правом восхождении была изобретена и добавлена в Джона Фламстида каталог звезд в его книге «Историдия Coelestis Britannica» (издание 1712 года), в результате чего эта система нумерации стала названа обозначением Flamsteed или Flamsteed . ^{[ 45 ]}^{[ 46 ]}

Международным признанным авторитетом для названия небесных органов является Международный астрономический союз (МАУ). ^{[ 47 ]} Международный астрономический союз поддерживает рабочую группу по именам звезд (WGSN) ^{[ 48 ]} который каталоги и стандартизирует собственные названия для звезд. ^{[ 49 ]} Ряд частных компаний продают имена звезд, которые не признаются МАУ, профессиональными астрономами или астрономическим сообществом любителя. ^{[ 50 ]} Британская библиотека называет это нерегулируемым коммерческим предприятием , ^{[ 51 ]}^{[ 52 ]} А Министерство защиты потребителей и работников Нью-Йорка выпустило нарушение одной такой звездной компании для участия в обманчивой торговой практике. ^{[ 53 ]}^{[ 54 ]}

Единицы измерения

Хотя звездные параметры могут быть выражены в единицах Si или гауссовых единицах , часто наиболее удобно выражать массу , светимость и радиусы в солнечных единицах, основанных на характеристиках Солнца. В 2015 году IAU определила набор номинальных солнечных значений (определенных как константы Si, без неопределенности), которые можно использовать для цитирования звездных параметров:

номинальная солнечная светимость	`L` _☉ = 3.828 × 10 ²⁶ В ^{[ 55 ]}
Номинальный солнечный радиус	`R` _☉ = 6.957 × 10 ⁸ м ^{[ 55 ]}

Солнечная масса m _☉ не была явно определена МАУ из -за большой относительной неопределенности ( 10 ⁻⁴) ньютоновской константы гравитации g . Поскольку продукт ньютоновской константы гравитации и солнечной массы Вместе ( G M _☉ ) определяется с гораздо большей точностью, IAU определило номинальный параметр солнечного масса:

номинальный солнечный массовый параметр:

G M _☉ = 1.327 1244 × 10 ²⁰ м ³/с ² ^{[ 55 ]}

Номинальный параметр Солнечного массы может быть объединен с самой последней (2014 г.) оценкой кодата ньютоновской константы гравитации G , чтобы получить солнечную массу, которая составляет приблизительно 1,9885 × 10 ³⁰ кг . Хотя точные значения для светимости, радиуса, массового параметра и массы могут незначительно варьироваться в будущем из -за неопределенности наблюдений, номинальные константы IAU 2015 останутся теми же значениями SI, поскольку они останутся полезными мерами для цитирования звездных параметров.

Большие длины, такие как радиус гигантской звезды или полуосвязывающая ось бинарной звездной системы, часто выражаются в терминах астрономической единицы -примерно равен среднему расстоянию между Землей и Солнцем (150 миллионов км или Приблизительно 93 миллиона миль). В 2012 году IAU определил астрономическую постоянную как точную длину в метрах: 149 597 870 700 м. ^{[ 55 ]}

Формирование и эволюция

Звезды конденсируются из областей пространства плотности более высокой материи, однако эти области менее плотны, чем в вакуумной камере . Эти области, известные как молекулярные облака , - в основном из водорода, с от около 23-28 процентов гелия и несколько процентов более тяжелых элементов. Одним из примеров такой звездной области является туманность Orion . ^{[ 56 ]} Большинство звезд образуются в группах десятков до сотен тысяч звезд. ^{[ 57 ]} Массивные звезды в этих группах могут мощно освещать эти облака, ионизировать водород и создавать области H II . Такие эффекты обратной связи, от формирования звезд, могут в конечном итоге нарушить облако и предотвратить дальнейшее формирование звезд. ^{[ 58 ]}

Все звезды проводят большую часть своего существования в качестве последовательности основных звезд , которые питаются главным образом ядерным слиянием водорода в гелий в их ядрах. Тем не менее, звезды разных масс обладают заметно разными свойствами на разных этапах их развития. Конечная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, как и их яркости и влияние, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по своей мессе: ^{[ 59 ]}

Очень низкие массовые звезды , с массами ниже 0,5 м _☉ , являются полностью конвективными и равномерно распределяют гелий по всей звезде, находясь в основной последовательности. Поэтому они никогда не подвергаются сжиганию раковины и никогда не становятся красными гигантами . После исчерпания их водорода они становятся гелиевыми белыми карликами и медленно прохладными. ^{[ 60 ]} Поскольку срок службы 0,5 м _звезд больше, чем возраст вселенной , ни одна такая звезда еще не достигла стадии белого карлика.
Звезды с низкой массой включая солнце), с массой от 0,5 м _; и 2,25 м _☉ в зависимости от композиции, становятся красными гигантами, поскольку их основной водород истощается, и они начинают сжигать гелий в ядре в гелиевой вспышке ( У них разрабатывается вырожденный углерод-кислородный ядро позже асимптотической гигантской ветви ; В конце концов они отрывают свою внешнюю оболочку как планетарную туманность и оставляют позади своего ядра в виде белого карлика. ^{[ 61 ]}^{[ 62 ]}
Звезды промежуточной массы , между ~ 2,25 м _☉ и ~ 8 м _☉ , проходят эволюционные стадии, сходные с низкими массовыми звезд Красный склад перед образованием вырожденного углеродного ядра. ^{[ 61 ]}^{[ 62 ]}
Массивные звезды обычно имеют минимальную массу ~ 8 м _☉ . ^{[ 63 ]} После исчерпания водорода в ядре эти звезды становятся супергигантами и продолжают слияние элементов, тяжелее гелия. Многие заканчивают свою жизнь, когда их ядра рухнут, и они взрываются как сверхновые. ^{[ 61 ]}^{[ 64 ]}

Звездообразование

Концепция художника о рождении звезды в плотном молекулярном облаке

Кластер из приблизительно 500 молодых звезд лежит в соседней W40 . питомнике

Образование звезды начинается с гравитационной нестабильности в молекулярном облаке, вызванном областями более высокой плотности - часто вызвано сжатием облаков путем излучения из массивных звезд, расширяющих пузырьков в межзвездной среде, столкновение различных молекулярных облаков или столкновение галактик (как в галактике Starburst ). ^{[ 65 ]}^{[ 66 ]} Когда регион достигает достаточной плотности материи, чтобы удовлетворить критерии нестабильности джинсов , он начинает ругаться под собственной гравитационной силой. ^{[ 67 ]}

Когда облако падает, индивидуальные конгломерации плотной пыли и газа формируют « Bok Globules ». Когда глобуля рушится, и плотность увеличивается, гравитационная энергия превращается в тепло, а температура повышается. Когда протостеллярное облако приблизительно достигло стабильного условия гидростатического равновесия , протостар . в сердечнике образуется ^{[ 68 ]} Эти звезды предварительной последовательности часто окружают протопланетический диск и работают в основном из-за преобразования гравитационной энергии. Период гравитационного сокращения длится около 10 миллионов лет для такой звезды, как The Sun, до 100 миллионов лет для красного карлика. ^{[ 69 ]}

Ранние звезды менее 2 м _☉ называются звездами Tauri , в то время как звездами с большей массой - Herbig Ae/Be Stars . Эти недавно сформированные звезды выделяют самолеты газа вдоль своей оси вращения, что может уменьшить угловой импульс обрушивающейся звезды и привести к небольшим пятнам туманности, известными как объекты Гербиг -Харо . ^{[ 70 ]}^{[ 71 ]} Эти самолеты в сочетании с радиацией от близлежащих массивных звезд могут помочь отогнать окружающее облако, из которого была образована звезда. ^{[ 72 ]}

В начале их развития звезды Tauri следуют по дорожке Хаяси - они сокращаются и уменьшаются светимость, оставаясь примерно при такой же температуре. Менее массивные звезды Т Таури следуют по этому пути к основной последовательности, в то время как более массивные звезды превращаются на трек Хеней . ^{[ 73 ]}

Наблюдается, что большинство звезд являются членами бинарных звездных систем, и свойства этих двоичных файлов являются результатом условий, в которых они образовались. ^{[ 74 ]} Газовое облако должно потерять свой угловой импульс, чтобы рухнуть и сформировать звезду. Фрагментация облака на множество звезд распространяет часть этого углового импульса. Изначальные двоичные файлы переносят некоторый угловой импульс путем гравитационных взаимодействий во время близких встреч с другими звездами в молодых звездных кластерах. Эти взаимодействия, как правило, разделяются более широко разделены (мягкие) двоичные файлы, вызывая при этом твердые двоичные файлы становятся более плотно связанными. Это производит разделение двоичных файлов на два их наблюдаемых распределения населения. ^{[ 75 ]}

Основная последовательность

Звезды проводят около 90% своей жизни, объединяя водород в гелий в реакциях с высокой температурой и давлением в своих ядрах. Говорят, что такие звезды находятся на основной последовательности и называются карликовыми звездами. Начиная с основной последовательности нулевого возраста, доля гелия в ядре звезды неуклонно увеличивается, скорость ядерного слияния в сердечнике будет медленно увеличиваться, как и температура и светимость звезды. ^{[ 76 ]} Например, солнце, по оценкам, увеличилось в светимости примерно на 40%, поскольку оно достигло основной последовательности 4,6 миллиарда ( 4,6 × 10 ⁹) много лет назад. ^{[ 77 ]}

Каждая звезда генерирует звездный ветер частиц, который вызывает постоянный отток газа в космос. Для большинства звезд, потерянная масса незначительна. Солнце проигрывает 10 ⁻¹⁴ М _☉ каждый год, ^{[ 78 ]} или около 0,01% от общей массы за всю свою жизнь. Однако очень массивные звезды могут потерять 10 ⁻⁷ до 10 ⁻⁵ M _☉ Каждый год, значительно влияя на их эволюцию. ^{[ 79 ]} Звезды, которые начинаются с более чем 50 м _☉, могут потерять более половины своей общей массы, находясь в основной последовательности. ^{[ 80 ]}

Время, которое звезда тратит на основную последовательность, зависит в первую очередь от количества топлива, которое он имеет, и скорости, с которой она его объединяет. Ожидается, что солнце проживет 10 миллиардов ( 10 ¹⁰) годы. Массивные звезды потребляют их топливо очень быстро и недолговечны. Звезды с низкой массой потребляют топливо очень медленно. Звезды, менее массивные, чем 0,25 м _☉ , называемые красными карликами , способны объединить почти всю свою массу, в то время как звезды около 1 м _☉ могут объединить только около 10% своей массы. Комбинация их медленного потребления топлива и относительно большого использования топлива позволяет звездам с низкой массой длиться около одного триллиона ( 10 × 10 ¹²) годы; Наиболее экстремальная 0,08 м _☉ будет длиться около 12 триллионов лет. Красные карлики становятся горячими и более светящимися, когда они накапливают гелий. Когда в конечном итоге у них кончится водород, они сжимаются в белом карлике и снижаются температуры. ^{[ 60 ]} Поскольку продолжительность жизни таких звезд больше, чем нынешний возраст вселенной (13,8 миллиарда лет), нет звезд в возрасте до 0,85 м _☉^{[ 81 ]} Ожидается, что вышли из основной последовательности.

Помимо массы, элементы тяжелее гелия могут играть значительную роль в эволюции звезд. Астрономы маркируют все элементы, тяжелее, чем гелиевые «металлы», и называют химическую концентрацию этих элементов в звезде, ее металличность . Металличность звезды может повлиять на время, которое звезда тратит, чтобы сжечь свое топливо, и контролирует образование его магнитных полей, ^{[ 82 ]} который влияет на силу его звездного ветра. ^{[ 83 ]} Старшие звезды населения II имеют значительно меньшую металличность, чем молодые звезды населения I из -за состава молекулярных облаков, из которых они образовались. Со временем такие облака становятся все более обогащенными более тяжелыми элементами, поскольку пожилые звезды умирают и проливают части своей атмосферы . ^{[ 84 ]}

Последовательность пост -мана

Как звезды не менее 0,4 м _☉^{[ 85 ]} Выхлопные снабжения водорода в своем ядре, они начинают объединять водород в оболочке, окружающей ядро гелия. Внешние слои звезды расширяются и сильно охлаждаются, когда они переходят в красный гигант . В некоторых случаях они будут объединять более тяжелые элементы в ядре или в оболочках вокруг ядра. Когда звезды расширяются, они бросают часть своей массы, обогащенные этими более тяжелыми элементами, в межзвездную среду, которая будет переработана позже как новые звезды. ^{[ 86 ]} Примерно через 5 миллиардов лет, когда солнце входит в фазу сжигания гелия, оно расширится до максимального радиуса примерно 1 астрономической единицы (150 миллионов километров), в 250 раз его нынешнего размера и потеряет 30% своей нынешней массы. ^{[ 77 ]}^{[ 87 ]}

Поскольку оболочка сжигания водорода вырабатывает больший гелий, ядро повышается по массе и температуре. В красном гиганте до 2,25 м _☉ масса гелиевого ядра становится вырожденной до слияния гелия . Наконец, когда температура повышается достаточно, слияние ядра гелия начинается взрывоопасно в так называемой гелиевой вспышке , а звезда быстро сокращается в радиусе, повышает температуру поверхности и перемещается к горизонтальной ветви диаграммы HR. Для более массивных звезд слияние ядра гелия начинается до того, как ядро становится вырожденным, и звезда тратит некоторое время в красном комке , медленно сжигая гелий, прежде чем наружная конвективная оболочка обрушится, а затем звезда движется к горизонтальной ветви. ^{[ 88 ]}

После того, как звезда слила гелий своего ядра, она начинает слияние гелия вдоль раковины, окружающей ярко -углеродное ядро. Затем звезда следует эволюционному пути, называемому асимптотической гигантской ветвью (AGB), которая параллельна другой описанной красной гигантской фазе, но с более высокой светимостью. Более массивные звезды AGB могут пройти короткий период слияния углерода, прежде чем ядро станет вырожденным. Во время фазы AGB звезды подвергаются тепловым импульсам из -за нестабильности в ядре звезды. В этих тепловых импульсах светимость звезды варьируется , и материя выброшена из атмосферы звезды, в конечном итоге образуя планетарную туманность. можно выбросить до от 50 до 70% массы звезды В этом процессе потери массы . Поскольку энергетический транспорт в звезде AGB в основном посредством конвекции , этот изгнанный материал обогащен продуктами слияния, вылеченными от сердечника. Следовательно, планетарная туманность обогащена такими элементами, как углерод и кислород. В конечном счете, планетарная туманность рассеивается, обогащая общую межзвездную среду. ^{[ 89 ]} Поэтому будущие поколения звезд сделаны из «звездных вещей» от прошлых звезд. ^{[ 90 ]}

Массивные звезды

Во время фазы сжигания гелия звезда из более чем 9 солнечных масс расширяется, чтобы сформировать сначала синий сверхгигант , а затем красный супергигант . Особенно массивные звезды (превышающие 40 солнечных масс, такие как Алнилам , центральный синий сверхгигант пояса Ориона ) ^{[ 91 ]} Не становитесь красными супергигантами из -за высокой потери массы. ^{[ 92 ]} Вместо этого они могут развиваться до звезды волка -прола , характеризующейся спектрами, в которых преобладают линии излучения элементов, тяжелее водорода, которые достигли поверхности из -за сильной конвекции и интенсивной потери массы, или из -за очистки наружных слоев. ^{[ 93 ]}

Когда гелий исчерпан в ядре массивной звезды, ядро сокращается, а температура и давление повышаются, чтобы объединить углерод (см. Процесс сжигания углерода ). Этот процесс продолжается, когда последовательные этапы подпитываются неоновым (см. Процесс неонового сжигания ), кислород (см. Процесс сжигания кислорода ) и кремний (см. Процесс сжигания кремния ). Ближе к концу жизни звезды Fusion продолжается вдоль серии луковых слоев в массивной звезде. Каждая раковина объединяет различный элемент, с самым внешним водородом, слитым водородом; Следующая раковина, сливая гелий, и так далее. ^{[ 94 ]}

Последняя стадия происходит, когда массивная звезда начинает производить железо. Поскольку ядра железа более плотно связаны, чем любые более тяжелые ядра, любое слияние за пределами железа не дает чистого высвобождения энергии. ^{[ 95 ]}

Некоторые массивные звезды, особенно светящиеся синие переменные , очень нестабильны до такой степени, что они насильственно проливают свою массу в космос в событиях Supernova Imbons , становясь значительно ярче в процессе. Eta Carineae известна тем, что в 19 веке перенесло самозванное событие Supernova The Great Eruption.

Крах

Когда ядро звезды сжимается, интенсивность излучения с этой поверхности увеличивается, создавая такое радиационное давление на внешнюю оболочку газа, что он оттолкнет эти слои, образуя планетарную туманность. Если то, что остается после того, как внешняя атмосфера была пролита, меньше, чем примерно 1,4 м _☉ , она сжимается до относительно крошечного объекта по размеру земли, известного как белый карлик . У белых карликов не хватает массы для дальнейшего гравитационного сжатия. ^{[ 96 ]} Вещество электронов в белом карлике больше не является плазмой. В конце концов, белые карлики исчезают в черных карликах в течение очень длительного периода времени. ^{[ 97 ]}

В массивных звездах Fusion продолжается до тех пор, пока железное ядро не станет таким большим (более 1,4 м _☉ ), что больше не может поддерживать свою собственную массу. Это ядро внезапно разрушится, когда его электроны въехали в его протоны, образуя нейтроны, нейтрино и гамма -лучи в взрыве захвата электронов и обратного бета -распада . Шоковая волна , образованная этим внезапным крахом, заставляет остальную часть звезды взорваться в сверхновой. Сверхновые становятся настолько яркими, что они могут кратко затмить всю домашнюю галактику звезды. Когда они происходят в Млечном Пути, исторически наблюдались сверхновые, наблюдаемые обнаженными глазами как «новые звезды», где ни одна, казалось бы, раньше не существовало. ^{[ 98 ]}

Взрыв сверхновой поражает внешние слои звезды, оставляя остаток , такой как туманность крабов. ^{[ 98 ]} Ядро сжимается в нейтронную звезду , которая иногда проявляется как пульсар или рентген . В случае самых больших звезд остаток - черная дыра, превышающая 4 м _☉ . ^{[ 99 ]} В нейтронной звезде вопрос находится в состоянии, известном как вещество дегенерации нейтронов , с более экзотической формой вырожденной материи, QCD-материи , возможно, присутствующей в ядре. ^{[ 100 ]}

Внешние наружные слои умирающих звезд включают тяжелые элементы, которые могут быть переработаны во время формирования новых звезд. Эти тяжелые элементы позволяют формировать скалистые планеты. Отток от Supernovae и звездный ветер больших звезд играют важную роль в формировании межзвездной среды. ^{[ 98 ]}

Бинарные звезды

Эволюция бинарных звезд может значительно отличаться от эворации отдельных звезд той же массы. Например, когда любая звезда расширяется, чтобы стать красным гигантом, она может переполнить свою долю Роше , окружающую область, где материал гравитационно связан с ним; Если звезды в бинарной системе находятся достаточно близко, некоторые из этих материалов могут переполнены другой звезде, что дает явления, включая контактные двоичные файлы , двоичные файлы с общими облицовками , катастрофические переменные , голубые отставшие , ^{[ 101 ]} и тип IA Supernovae . Массопередат приводит к таким случаям, как парадокс алголов , где самая развитая звезда в системе является наименее массивной. ^{[ 102 ]}

Эволюция бинарной звезды и звездных систем высшего порядка интенсивно исследована, поскольку было обнаружено, что многие звезды являются членами бинарных систем. Около половины солнечных звезд и еще более высокая доля более массивных звезд, формируя во многих системах, и это может сильно повлиять на такие явления, как Novae и Supernovae, образование определенных типов звезды и обогащение пространства с нуклеосинтезом продукция ^{[ 103 ]}

Влияние эволюции бинарной звезды на образование развивающихся массивных звезд, таких как светящиеся синие переменные , звезды волков -районов и предшественники определенных классов суперновой из коллапса ядра, все еще оспаривается. Одиночные массивные звезды могут быть неспособны изгнать свои внешние слои достаточно быстро, чтобы сформировать типы и количество развитых звезд, которые наблюдаются, или для производства предшественников, которые взрываются как наблюдаемые сверхновые. Согласно массовому передаче через гравитационное снятие в бинарных системах некоторыми астрономами как решение этой проблемы. ^{[ 104 ]}^{[ 105 ]}^{[ 106 ]}

Распределение

Звезды не распространяются по всей Вселенной, но обычно сгруппированы в галактики вместе с межзвездным газом и пылью. Типичная большая галактика, такая как Млечный путь, содержит сотни миллиардов звезд. Их более 2 триллионов ( 10 ¹²) Галактики, хотя большинство из них составляют менее 10% массы Млечного Пути. ^{[ 107 ]} В целом, вероятно, будет между 10 ²² и 10 ²⁴ звезда ^{[ 108 ]}^{[ 109 ]} (больше звезд, чем все зерна песка на планете Земля). ^{[ 110 ]}^{[ 111 ]}^{[ 112 ]} Большинство звезд находятся в галактиках, но от 10 до 50% звездного света в больших кластерах галактики могут быть от звезд за пределами любой галактики. ^{[ 113 ]}^{[ 114 ]}^{[ 115 ]}

Многозвездочная система состоит из двух или более гравитационных звезд, которые вращаются друг с другом . Самая простая и наиболее распространенная многозвездная система-это бинарная звезда, но существуют системы из трех или более звезд. По причинам орбитальной стабильности такие многозвездочные системы часто организуются в иерархические наборы бинарных звезд. ^{[ 116 ]} Большие группы называются звездными кластерами. Они варьируются от свободных звездных ассоциаций с несколькими звездами до открытых кластеров с десятками до тысяч звезд, до огромных глобулярных кластеров с сотнями тысяч звезд. Такие системы обращаются к своему хозяину галактики. Звезды в открытом или глобулярном кластере все образовались из одного и того же гигантского молекулярного облака , поэтому все члены обычно имеют одинаковые возрасты и композиции. ^{[ 89 ]}

Наблюдаются многие звезды, и большинство или все могли первоначально сформированы в гравитационно связанных, многозвездных системах. Это особенно верно для очень массивных звезд класса O и B, 80% из которых, как полагают, являются частью нескольких звездных систем. Доля отдельных звездных систем увеличивается с уменьшением звездной массы, так что, как известно, только 25% красных карликов имеют звездные спутники. Поскольку 85% всех звезд являются красными карликами, более двух третей звезд в Млечном Пути, вероятно, являются одиночными красными карликами. ^{[ 117 ]} В исследовании молекулярного облака Perseus 2017 года астрономы обнаружили, что большинство недавно сформированных звезд находятся в бинарных системах. В модели, которая лучше всего объясняла данные, все звезды изначально сформировались как двоичные файлы, хотя некоторые двоичные файлы позже расстались и оставляют одиночные звезды позади. ^{[ 118 ]}^{[ 119 ]}

Ближайшая звезда к земле, кроме солнца,-это Proxima Centauri , 4,2465 световых лет (40,175 трлн километров). Путешествие на орбитальной скорости космического челнока , 8 километров в секунду (29 000 километров в час), на прибытие потребуется около 150 000 лет. ^{[ 120 ]} Это типично для звездного разделения на галактических дисках . ^{[ 121 ]} Звезды могут быть намного ближе друг к другу в центрах галактик ^{[ 122 ]} и в глобулярных кластерах, ^{[ 123 ]} или намного дальше друг от друга в гала -ореале . ^{[ 124 ]}

Из -за относительно обширных расстояний между звездами за пределами галактического ядра столкновения между звездами считаются редкими. В более плотных областях, таких как ядро глобулярных кластеров или галактического центра, столкновения могут быть более распространенными. ^{[ 125 ]} Такие столкновения могут создавать так называемые синие отстающие . Эти ненормальные звезды имеют более высокую температуру поверхности и, следовательно, более голуче, чем звезды при выходе на основную последовательность в кластере, к которому они принадлежат; В стандартной звездной эволюции синие отставшие уже развивались бы с основной последовательности и, следовательно, не будут видны в кластере. ^{[ 126 ]}

Характеристики

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

Возраст

Большинству звезд от 1 миллиарда до 10 миллиардов лет. Некоторые звезды могут быть даже около 13,8 миллиарда лет - наблюдаемый возраст вселенной . Самая старая звезда, пока обнаруженная, HD 140283 , по прозвищу Methuselah Star, около 14,46 ± 0,8 миллиарда лет. ^{[ 127 ]} (Из -за неопределенности в значении этот возраст для звезды не противоречит возрасту вселенной, определяемой спутником Планка как 13,799 ± 0,021). ^{[ 127 ]}^{[ 128 ]}

Чем более массивная звезда, тем короче его срок службы, в первую очередь потому, что массивные звезды оказывают большее давление на свои ядра, что заставляет их быстрее сжигать водород. Самые массивные звезды длятся в среднем несколько миллионов лет, в то время как звезды минимальной массы (красные карлики) очень медленно сжигают их топливо и могут длиться десятки до сотен миллиардов лет. ^{[ 129 ]}^{[ 130 ]}

Время жизни стадий звездной эволюции за миллиарды лет ^{[ 131 ]}
Начальная масса ( `M` _☉ )	Основная последовательность	Субгиант	Первый красный гигант	Ядро он горит
1.0	9.33	2.57	0.76	0.13
1.6	2.28	0.03	0.12	0.13
2.0	1.20	0.01	0.02	0.28
5.0	0.10	0.0004	0.0003	0.02

Химический состав

Когда звезды образуются в нынешней галактике Млечного пути, они состоят из 71% водорода и 27% гелия, ^{[ 132 ]} как измеряется массой, с небольшой частью более тяжелых элементов. Как правило, часть тяжелых элементов измеряется с точки зрения содержания железа в звездной атмосфере, поскольку железо является общим элементом, а его линии поглощения относительно легко измерить. Часть более тяжелых элементов может быть показателем вероятности того, что у звезды есть планетарная система. ^{[ 133 ]}

По состоянию на 2005 г. ^[update] Звезда с самым низким содержанием железа, когда-либо измеренным,-это карликовая HE1327-2326, и только 1/200 000-е содержание железа у Солнца. ^{[ 134 ]} Напротив, звезда, богатая суперметал, μ Леонис почти удвоил изобилие железа в качестве солнца, в то время как звезда планеты 14 Herculis почти утроивает железо. ^{[ 135 ]} Химически своеобразные звезды показывают необычные численность определенных элементов в своем спектре; Особенно хром и редкоземельные элементы . ^{[ 136 ]} Звезды с более холодной внешней атмосферой, включая солнце, могут образовывать различные диатомные и политомные молекулы. ^{[ 137 ]}

Диаметр

Из -за их большого расстояния от Земли все звезды, кроме солнца, кажутся безмолвным глазом как сияющие точки в ночном небе, которые мерцают из -за эффекта атмосферы Земли. Солнце достаточно близко к земле, чтобы появиться в качестве диска и обеспечить дневной свет. Помимо Солнца, звезда с наибольшим кажущимся размером - R Doradus , с угловым диаметром всего 0,057 дуговых секунд . ^{[ 138 ]}

Диски большинства звезд слишком малы по угловым размерам, чтобы наблюдаться с точными наземными оптическими телескопами, и поэтому интерферометра для производства изображений этих объектов требуются телескопы . Другой метод измерения углового размера звезд - через оккультирование . Точное измерение капля в яркости звезды, так как она раскрывается луной ( или подъемом яркости, когда она появляется), угловой диаметр звезды может быть вычислен. ^{[ 139 ]}

Звезды диапазон в размере от нейтронных звезд, которые варьируются от 20 до 40 км (25 миль) в диаметре, до супергиантов, таких как Betelgeuse в созвездии Ориона , который имеет диаметр примерно в 640 раз, чем солнце ^{[ 140 ]} с гораздо более низкой плотностью . ^{[ 141 ]}

Кинематика

Движение звезды относительно солнца может предоставить полезную информацию о происхождении и возрасте звезды, а также о структуре и эволюции окружающей галактики. ^{[ 143 ]} Компоненты движения звезды состоят из радиальной скорости в направлении или от солнца или от солнца, и углового движения траверса, которое называется его правильным движением. ^{[ 144 ]}

Радиальная скорость измеряется допплером сдвига спектральных линий звезды и приведена в единицах км/ с . Правильное движение звезды, ее параллакса, определяется точными астрометрическими измерениями в единицах миллиардных секунд (MAS) в год. С знанием параллакса звезды и ее расстояния, можно рассчитать правильную скорость движения. Вместе с радиальной скоростью можно рассчитать общую скорость. Звезды с высокими показателями правильного движения, вероятно, будут относительно близко к солнцу, что делает их хорошими кандидатами для измерений параллакса. ^{[ 145 ]}

Когда оба скорости движения известны, можно рассчитать скорость пространства звезды относительно солнца или галактики. Среди близлежащих звезд было обнаружено, что у молодых звезд населения I, как правило, более низкие скорости, чем пожилые звезды населения II. Последние имеют эллиптические орбиты, которые склонны к плоскости галактики. ^{[ 146 ]} Сравнение кинематики близлежащих звезд позволило астрономам проследить свое происхождение до общих точек в гигантских молекулярных облаках и называются звездными ассоциациями . ^{[ 147 ]}

Магнитное поле

Магнитное поле звезды генерируется внутри областей внутренней части, где происходит конвективная циркуляция. Это движение проводящих плазменных функций, как динамо , в котором движение электрических зарядов индуцирует магнитные поля, как и механическое динамо. Эти магнитные поля имеют большой диапазон, который простирается на всей территории и за его пределами. Прочность магнитного поля варьируется в зависимости от массы и состава звезды, а количество магнитной поверхностной активности зависит от скорости вращения звезды. Эта поверхностная активность производит звездные пятна , которые представляют собой области сильных магнитных полей и ниже нормальных температур поверхности. Корональные петли - это линии потока магнитного поля, которые поднимаются с поверхности звезды в внешнюю атмосферу звезды, его корону. Корональные петли можно увидеть из -за плазмы, которую они проводят по своей длине. Звездные вспышки -это всплески высокоэнергетических частиц, которые испускаются из-за той же магнитной активности. ^{[ 148 ]}

Молодые, быстро вращающиеся звезды, как правило, имеют высокий уровень поверхностной активности из -за их магнитного поля. Магнитное поле может действовать на звездный ветер звезды, функционируя как тормоз, чтобы постепенно замедлить скорость вращения со временем. Таким образом, старые звезды, такие как солнце, имеют гораздо более медленную скорость вращения и более низкий уровень поверхностной активности. Уровни активности медленно вращающихся звезд имеют тенденцию различаться в циклическом порядке и могут вообще закрываться в течение периодов времени. ^{[ 149 ]} В течение , Минимум Маундера например, солнце прошло 70-летний период практически без деятельности Sunspot. ^{[ 150 ]}

Масса

У звезд есть массы от менее половины солнечной массы до более 200 солнечных масс (см. Список большинства массивных звезд ). Одна из самых массивных звезд - это Eta Carinae , ^{[ 151 ]} Который, в 100–150 раз больше массы, чем у солнца, будет продолжительность жизни всего в несколько миллионов лет. Исследования наиболее массивных открытых кластеров предполагают 150 м _☉ в качестве грубого верхнего предела для звезд в текущей эпохе вселенной. ^{[ 152 ]} Этот представляет собой эмпирическое значение для теоретического предела на массу формирования звезд из -за увеличения радиационного давления на аккрепирующее газовое облако. Несколько звезд в кластере R136 в большом массовом облаке были измерены с большими массами, ^{[ 153 ]} но Было установлено, что они могли быть созданы посредством столкновения и слияния массивных звезд в близких бинарных системах, обойдя ограничение 150 м _☉ на массивном звездообразовании. ^{[ 154 ]}

Отражающая туманность NGC 1999 блестяще освещена V380 Orionis . Черный участок неба - это обширная дыра пустого пространства, а не темная туманность, как считалось ранее.

Первые звезды, которые образуются после того, как Большой взрыв мог быть больше, до 300 м _☉ , ^{[ 155 ]} должный до полного отсутствия элементов, тяжелее лития в их композиции. Это поколение супермассивных звезд населения III, вероятно, существовало в самой ранней вселенной (то есть, как наблюдается, они имеют высокий красный смещение) и, возможно, начали производство химических элементов, тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего образования планеты и жизнь. В июне 2015 года астрономы сообщили о доказательствах звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 при $z = 6,60$ . ^{[ 156 ]}^{[ 157 ]}

С массой только в 80 раз больше, чем у Jupiter ( M _J ), 2Mass J0523-1403 является самой маленькой известной звездой, подвергающейся ядерному слиянию в своем ядре. ^{[ 158 ]} Для Звезды с металличностью, похожие на солнце, теоретическая минимальная масса, которую может иметь звезда и до сих пор подвергается слиянию в ядре, оценивается в 75 м _Дж . ^{[ 159 ]}^{[ 160 ]} Когда металличность очень низкая, минимальный размер звезды, по -видимому, составляет около 8,3% солнечной массы или около 87 м _Дж . ^{[ 160 ]}^{[ 161 ]} Меньшие тела, называемые коричневыми карликами , занимают плохо определенную серую область между звездами и газовыми гигантами . ^{[ 159 ]}^{[ 160 ]}

Комбинация радиуса и массы звезды определяет его поверхностную гравитацию. Гигантские звезды имеют гораздо более низкую поверхностную гравитацию, чем основные звезды последовательности, в то время как противоположность является случай для вырожденных, компактных звезд, таких как белые карлики. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид спектра звезды, причем более высокая гравитация вызывает расширение линий поглощения . ^{[ 35 ]}

Ротация

Скорость вращения звезд может быть определена посредством спектроскопического измерения или, точнее, точно определить путем отслеживания их звездных пятен . Молодые звезды могут иметь вращение более 100 км/с на экваторе. звезда B-класса ACHERNAR Например, имеет экваториальную скорость около 225 км/с или более, что приводит к тому, что его экватор выпячивается наружу и дает ему экваториальный диаметр, который более чем на 50% больше, чем между полюсами. Эта скорость вращения чуть ниже критической скорости 300 км/с, при которой скорость звезда разорвалась бы. ^{[ 162 ]} Напротив, солнце вращается один раз каждые 25–35 дней в зависимости от широты, ^{[ 163 ]} с экваториальной скоростью 1,93 км/с. ^{[ 164 ]} Магнитное поле главной звезды последовательности и звездный ветер служат, чтобы замедлить его вращение на значительное количество, поскольку оно развивается на основной последовательности. ^{[ 165 ]}

Вырожденные звезды сократились в компактную массу, что привело к быстрой скорости вращения. Однако они имеют относительно низкие показатели вращения по сравнению с тем, что можно ожидать при сохранении углового импульса - тенденции вращающегося тела компенсировать сокращение размера за счет увеличения скорости его вращения. Большая часть углового импульса звезды рассеивается в результате потери массы через звездный ветер. ^{[ 166 ]} Несмотря на это, скорость вращения для пульсара может быть очень быстрой. пульсар в основе туманности краба вращается 30 раз в секунду. Например, ^{[ 167 ]} Скорость вращения пульсара будет постепенно замедляться из -за излучения излучения. ^{[ 168 ]}

Температура

Температура поверхности основной звезды последовательности определяется скоростью производства энергии его ядра и радиусом и часто оценивается по индексу цвета звезды . ^{[ 169 ]} Температура обычно определяется с точки зрения эффективной температуры , которая является температурой идеализированного черного тела, которое излучает его энергию при той же светимости на площадь поверхности, что и звезда. Эффективная температура является лишь репрезентативной для поверхности, поскольку температура увеличивается к сердечнику. ^{[ 170 ]} Температура в основной области звезды составляет несколько миллионов келвинов . ^{[ 171 ]}

Звездная температура будет определять скорость ионизации различных элементов, что приведет к характерным линиям поглощения в спектре. Температура поверхности звезды, наряду с ее визуальной абсолютной величиной и функциями поглощения, используется для классификации звезды (см. Классификацию ниже). ^{[ 35 ]}

Массовые звезды основной последовательности могут иметь поверхностные температуры 50 000 К. Меньшие звезды, такие как солнце, имеют поверхностные температуры в несколько тысяч К. Красные гиганты имеют относительно низкие температуры поверхности около 3600 К; Но они имеют высокую светимость из -за своей большой площади внешней поверхности. ^{[ 172 ]}

Излучение

Энергия, вырабатываемая звездами, продуктом ядерного слияния, излучает в пространство как электромагнитное излучение , так и излучение частиц . Излучение частиц, излучаемое звездой, проявляется как звездный ветер, ^{[ 173 ]} который потоки от внешних слоев в виде электрически заряженных протонов и альфа и бета -частиц . Устойчивый поток почти безмассовых нейтрино исходит непосредственно из ядра звезды. ^{[ 174 ]}

Производство энергии в ядре является причиной, по которой звезды сияют так ярко: каждый раз, когда два или более атомных ядер вместе, образуя единое атомное ядро нового более тяжелого элемента, гамма -лучей фотоны высвобождаются из продукта ядерного слияния. Эта энергия преобразуется в другие формы электромагнитной энергии нижней частоты, таких как видимый свет, к тому времени, когда она достигает внешних слоев звезды. ^{[ 175 ]}

Цвет звезды, как определяется наиболее интенсивной частотой видимого света, зависит от температуры внешних слоев звезды, включая его фотосессию . ^{[ 176 ]} Помимо видимого света, звезды испускают формы электромагнитного излучения, которые невидимы для человеческого глаза . Фактически, звездное электромагнитное излучение охватывает весь спектр , от самых длинных волн радиоволн электромагнитный до инфракрасного , видимого света, ультрафиолетового , до самых коротких рентгеновских снимков и гамма-лучей. С точки зрения общей энергии, излучаемой звездой, не все компоненты звездного электромагнитного излучения являются значительными, но все частоты дают представление о физике звезды. ^{[ 174 ]}

Используя звездный спектр , астрономы могут определить температуру поверхности, гравитацию поверхности , металличность и скорость вращения звезды. Если обнаружено расстояние звезды, например, путем измерения параллакса, то светимость звезды может быть получена. Затем можно оценить на основе звездных моделей массы, радиуса, гравитации поверхности и вращения на основе звездных моделей. (Масса может быть рассчитана для звезд в бинарных системах путем измерения их орбитальных скоростей и расстояний. Гравитационное микролинсинг использовалась для измерения массы одной звезды. ^{[ 177 ]}С этими параметрами астрономы могут оценить возраст звезды. ^{[ 178 ]}

Светимость

Светлость звезды - это количество света и других форм сияющей энергии, которую он излучает за единицу времени. У него есть единицы власти . Свечения звезды определяется радиусом и температурой поверхности. Многие звезды не излучают равномерно по всей своей поверхности. быстро вращающаяся звезда Vega Например, имеет более высокий поток энергии (мощность на единицу площади) на полюсах, чем вдоль его экватора. ^{[ 179 ]}

Пласти поверхности звезды с более низкой температурой и светимостью, чем в среднем, известны как звездные пятна . Маленькие, карликовые звезды, такие как солнце, обычно имеют беззаботные диски только с небольшими звездными пятнами. Гигантские звезды имеют гораздо большие, более очевидные звездные пятна, ^{[ 180 ]} и Они демонстрируют сильные звездные конечности . То есть яркость уменьшается к краю звездного диска. ^{[ 181 ]} Красные звезды Flare Flare , такие как UV Ceti, могут обладать выдающимися функциями звездных пятен. ^{[ 182 ]}

Величина

Кажущаяся яркость звезды выражается с точки зрения ее кажущейся величины . Это функция светимости звезды, его расстояния от Земли, вымирания эффекта межзвездной пыли и газа, а также изменение света звезды, когда он проходит через атмосферу Земли. Внутренняя или абсолютная величина напрямую связана со светимостью звезды, и является кажущейся величиной, которую звезда была бы, если бы расстояние между Землей и звездой было 10 парсеков (32,6 световых лет). ^{[ 183 ]}

Количество звезд ярче величины
Очевидный величина	Число звезд ^{[ 184 ]}
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

Как кажущиеся, так и абсолютные масштабы - это логарифмические единицы : одна разница в целом в величине равна изменению яркости примерно 2,5 раза ^{[ 185 ]} ( 5 -й корень 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 звезда шестой величины (+6,00). Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазу в условиях хорошего вида, о величине +6. ^{[ 186 ]}

Как на кажущейся, так и абсолютной масштабах, тем меньше число величин, тем ярче звезда; Чем больше число величин, тем больше звезды. Самые яркие звезды в любой шкале имеют отрицательные величины. Изменение яркости (Δ l ) между двумя звездами рассчитывается путем вычитания величинного количества яркой звезды ( m _b ) из величины числа слабых звезд ( M _f ), а затем используя разницу в качестве показателя для базового числа 2.512; то есть:

\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }

2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}

Относительно светимости и расстояния от Земли, абсолютная величина звезды ( M ) и кажущаяся величина ( M ) не эквивалентны; ^{[ 185 ]} Например, яркая звезда Сириус имеет кажущуюся величину -1,44, но она имеет абсолютную величину +1,41.

Солнце имеет кажущуюся величину -26,7, но его абсолютная величина составляет всего +4,83. Сириус, самая яркая звезда в ночном небе, как видно с Земли, примерно в 23 раза более светящаяся, чем солнце, в то время как Canopus , вторая самая яркая звезда в ночном небе с абсолютной величиной -5,53, примерно в 14 000 раз больше светящей Солнце. Несмотря на то, что Canopus гораздо более яркий, чем Сириус, последняя звезда выглядит ярче из двух. Это потому, что Сириус находится всего в 8,6 световых годах от земли, в то время как Canopus намного дальше на расстоянии 310 световых лет. ^{[ 187 ]}

Наиболее яркие известные звезды имеют абсолютные величины примерно -12, что соответствует в 6 миллионов раз больше светимости солнца. ^{[ 188 ]} Теоретически, наименее светящиеся звезды находятся на нижнем пределе массы, при которой звезды способны поддерживать ядерное слияние водорода в ядре; Звезды чуть выше этого предела были расположены в кластере NGC 6397 . Самые слабые красные карлики в кластере имеют абсолютную величину 15, в то время как был обнаружен 17 -й белый карлик абсолютной величины. ^{[ 189 ]}^{[ 190 ]}

Классификация

Температура поверхности для
разные звездные классы ^{[ 191 ]}
Сорт	Температура	Образец звезды
А	33 000 К или более	Зета Офючи
Беременный	10 500–30 000 к	Ригель
А	7500–10 000 К.	Альтаир
Фон	6000–7 200 К.	Профион
Глин	5500–6000 К.	Солнце
K	4000–5 250 К.	Эпсилон Инди
М	2600–3850 К.	Возле Кентавра

Нынешняя звездная система классификации возникла в начале 20 -го века, когда звезды были классифицированы от A до Q в зависимости от силы линии водорода . ^{[ 192 ]} Считалось, что прочность линии водорода была простой линейной функцией температуры. Вместо этого это было более сложным: он усилился с повышением температуры, достиг пика около 9000 К, а затем снизился при большей температуре. Классификации были переупорядочены температурой, на которой основана современная схема. ^{[ 193 ]}

Звезду дают однобуквенную классификацию в соответствии с их спектрами, начиная от типа O , которые очень горячо, до M , которые настолько круты, что молекулы могут образовываться в их атмосфере. Основными классификациями в порядке снижения температуры поверхности являются: O, B, A, F, G, и M. K Разнообразные редкие спектральные типы даны специальные классификации. Наиболее распространенными из них являются типы L и T , которые классифицируют самые холодные звезды с низкой массой и коричневые карлики. Каждая буква имеет 10 подразделений, пронумерованных от 0 до 9, в порядке снижения температуры. Тем не менее, эта система разрушается при экстремальных высоких температурах, поскольку классы O0 и O1 могут не существовать. ^{[ 194 ]}

Кроме того, звезды могут быть классифицированы по эффектам светимости, обнаруженным в их спектральных линиях, которые соответствуют их пространственному размеру и определяются их поверхностной гравитацией. Они варьируются от 0 ( гипергианты ) до III ( гиганты ) до V (карлики основной последовательности); Некоторые авторы добавляют VII (белые карлики). Основные звезды последовательности падают вдоль узкой диагональной полосы при графике в соответствии с их абсолютной величиной и спектральным типом. ^{[ 194 ]} Солнце является основной последовательности G2V Желтый карлик промежуточной температуры и обычного размера. ^{[ 195 ]}

Существует дополнительная номенклатура в форме букв с более низким частотом, добавленных к концу спектрального типа, чтобы указать особые особенности спектра. Например, « E » может указывать на наличие линий излучения; « M » представляет необычайно сильные уровни металлов, а « var » может означать изменения в спектральном типе. ^{[ 194 ]}

У белых звезд карлика есть свой собственный класс, который начинается с буквы d . Это дополнительно подразделяется на классы DA , DB , DC , DO , DZ и DQ , в зависимости от типов выдающихся линий, обнаруженных в спектре. За этим следует числовое значение, которое указывает температуру. ^{[ 196 ]}

Переменные звезды

Переменные звезды имеют периодические или случайные изменения в светимости из -за внутренних или внешних свойств. Из внутренних переменных звезд первичные типы могут быть разделены на три основные группы.

Во время их звездной эволюции некоторые звезды проходят через фазы, где они могут стать пульсирующими переменными. Пульсирующие переменные звезды варьируются в радиусе и светимость с течением времени, расширяя и сжимаясь с периодами от минут до многих лет, в зависимости от размера звезды. Эта категория включает в себя звезда Cepheid и Cepheid , а также длиннопериодные переменные, такие как MIRA . ^{[ 197 ]}

Изверженные переменные - это звезды, которые испытывают внезапное увеличение светимости из -за вспышек или событий массового выброса. ^{[ 197 ]} Эта группа включает в себя протостры, звезды Вольф-Райе и звезды Flare, а также гигантские и супергиантные звезды.

Катаклизма или взрывчатые переменные звезды - это те, которые претерпевают драматические изменения в своих свойствах. Эта группа включает в себя Novae и Supernovae. Бинарная звездная система, которая включает в себя близлежащий белый карлик, может производить определенные типы этих впечатляющих звездных взрывов, включая NOVA и сверхновую типа 1A. ^{[ 88 ]} Взрыв создается, когда белый карлик накапливает водород из сопутствующей звезды, создавая массу, пока водород не подвергается слиянию. ^{[ 198 ]} Некоторые новы повторяются, имеют периодические вспышки умеренной амплитуды. ^{[ 197 ]}

Звезды могут варьироваться в зависимости от светимости из -за внешних факторов, таких как затмение двоичных файлов, а также вращающиеся звезды, которые производят экстремальные звездные пятна. ^{[ 197 ]} Примечательным примером затмения бинарного является алгол, который регулярно варьируется по величине от 2,1 до 3,4 в течение 2,87 дня. ^{[ 199 ]}

Структура

Интерьер стабильной звезды находится в состоянии гидростатического равновесия : силы на любом небольшом объеме почти точно уравновешивают друг друга. Сбалансированные силы являются внутренней гравитационной силой и внешней силой из -за градиента давления внутри звезды. Градиент давления устанавливается градиентом температуры плазмы; Внешняя часть звезды прохладнее ядра. Температура в ядре основной последовательности или гигантской звезды, по крайней мере, по порядку 10 ⁷ K. Полученная температура и давление в ядре сжигают водород основной звезды последовательности, достаточны для возникновения ядерного слияния и для достаточного количества энергии, которая должна быть получена, чтобы предотвратить дальнейшее коллапс звезды. ^{[ 200 ]}^{[ 201 ]}

Поскольку атомные ядра сливаются в ядре, они выделяют энергию в форме гамма -лучей. Эти фотоны взаимодействуют с окружающей плазмой, добавляя к тепловой энергии в сердечнике. Звезды на основной последовательности превращают водород в гелий, создавая медленно, но неуклонно увеличивающуюся долю гелия в сердечнике. В конечном итоге содержание гелия становится преобладающим, и производство энергии прекращается в основе. Вместо этого для звезд более 0,4 м _☉ слияние происходит в медленно расширяющейся раковине вокруг вырожденного ядра гелия. ^{[ 202 ]}

В дополнение к гидростатическому равновесию, внутренняя часть стабильной звезды будет поддерживать энергетический баланс теплового равновесия . Существует радиальный градиент температуры по внутренней части, что приводит к потоку энергии, текущей к внешней стороне. Исходящий поток энергии, оставляя любой слой внутри звезды, точно соответствует входящему потоку снизу. ^{[ 203 ]}

Зона радиации - это область звездного внутреннего интерьера, где поток энергии наружу зависит от радиационной теплопередачи, поскольку в этой зоне конвективный теплообмен неэффективен. В этом регионе плазма не будет нарушена, и любые массовые движения будут исчезнуть. Если это не так, то плазма становится нестабильной, а конвекция произойдет, образуя зону конвекции . Это может произойти, например, в областях, где происходят очень высокие потоки энергии, такие как около ядра или в областях с высокой непрозрачностью (делая радиатативный теплопередача неэффективным), как во внешней оболочке. ^{[ 201 ]}

Появление конвекции во внешней конверте основной звезды последовательности зависит от массы звезды. Звезды, с несколькими раз, масса солнца имеет конвекционную зону глубоко внутри внутренней части и радиационную зону во внешних слоях. Меньшие звезды, такие как Солнце, как раз наоборот, с конвективной зоной, расположенной во внешних слоях. ^{[ 204 ]} Красный карликовый звезды с менее чем 0,4 м _☉ конвективны, что предотвращает накопление гелия. ^{[ 85 ]} Для большинства звезд конвективные зоны будут варьироваться со временем, поскольку звездные возрасты и конституция интерьера изменяется. ^{[ 201 ]}

Фотосфера - та часть звезды, которая виден наблюдателю. Это слой, при котором плазма звезды становится прозрачной фотонов света. Отсюда энергия, генерируемая в ядре, становится свободной для распространения в космос. Именно в фотосфере появляются солнечные пятна , области ниже средней температуры. ^{[ 205 ]}

Над уровнем фотосферы находится звездная атмосфера. В основной звезде последовательности, такой как солнце, самым низким уровнем атмосферы, чуть выше фотосфере, является область тонкой хромосферы , где спикулы появляются звездные вспышки и начинаются . Выше этого находится переходная область, где температура быстро увеличивается на расстоянии всего 100 км (62 миль). Помимо этого- Корона , объем супер нагретой плазмы, которая может простираться на несколько миллионов километров. ^{[ 206 ]} Существование короны, по -видимому, зависит от конвективной зоны во внешних слоях звезды. ^{[ 204 ]} Несмотря на высокую температуру, корона излучает очень мало света из -за низкой плотности газа. ^{[ 207 ]} Регион Солнца Корона обычно видна только во время солнечного затмения .

Из короны звездный ветер частиц плазмы расширяется наружу от звезды, пока он не взаимодействует с межзвездной средой. Для Солнца влияние его солнечного ветра распространяется по всей области в форме пузырьков, называемой гелиосферой . ^{[ 208 ]}

Пути реакции ядерного слияния

Обзор протон -протонной цепи

Цикл углеродного азота-кислорода

Когда ядра сливались, масса слитого продукта меньше массы исходных частей. Эта потерянная масса преобразуется в электромагнитную энергию, в соответствии с эквивалентности массовой энергии отношениями $E=mc^{2}$ . ^{[ 209 ]} Разнообразные реакции ядерного слияния происходят в ядрах звезд, которые зависят от их массы и состава.

Процесс слияния водорода чувствителен к температуре, поэтому умеренное повышение температуры ядра приведет к значительному увеличению скорости слияния. В результате температура ядра основных звезд последовательности варьируется только от 4 миллионов Кельвинов для небольшой звезды M-класса до 40 миллионов Кельвинов для массивной звезды O-класса. ^{[ 171 ]}

На солнце, с ядро 16 миллионов келвинов, водородно-предохранители для образования гелия в протон-протоновой цепной реакции : ^{[ 210 ]}

4 ¹H → 2 ²H + 2 E ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 м эн .

2 E. ⁺ + 2 e ⁻ → 2 γ (2 х 1,0 МэВ)

2 ¹H + 2 ²H → 2 ³Он + 2 γ (2 х 5,5 МэВ)

2 ³Он → ⁴Он + 2 ¹H (12,9 МэВ)

Есть пара других путей, в которых ³Он и ⁴Он объединяется, чтобы сформировать ⁷Быть, что в конечном итоге (с добавлением другого протона) дает два ⁴Он, выигрыш одного.

Все эти реакции приводят к общей реакции:

4 ¹H → ⁴Он + 2γ + 2ν _E (26,7 МэВ)

где γ представляет собой фотон гамма -лучей, ν _E является нейтрино, а H и он - изотопы водорода и гелия, соответственно. Энергия, выделяемая этой реакцией, составляет миллионы электронных вольт. Каждая отдельная реакция дает лишь небольшое количество энергии, но поскольку огромное количество этих реакций происходит постоянно, они производят всю энергию, необходимую для поддержания излучения звезды. Для сравнения, сжигание двух молекул газа водорода с одной молекулой газа кислорода выделяет всего 5,7 эВ.

У более массивных звезд гелий производится в цикле реакций, катализируемых углеродом, называемым углерод-азот-кислотным циклом . ^{[ 210 ]}

В эволюционированных звездах с ядрами в 100 миллионов кельвинов и массы от 0,5 до 10 м _☉ гелий может быть преобразован в углерод в процессе тройного альфа , который использует промежуточный элемент бериллий : ^{[ 210 ]}

⁴Он + ⁴Он + 92 кэВ → ^8*Быть

⁴Он + ^8*Быть + 67 → ^12*В

^12*C → ¹²C + C + 7,4 МэВ

Для общей реакции:

3 ⁴Он → ¹²C + C + 7,2 МэВ

В массивных звездах более тяжелые элементы могут быть сожжены в сокращающемся ядре посредством процесса неонового сжигания и процесса сжигания кислорода . Последней стадией в процессе звездного нуклеосинтеза является процесс сжигания кремния , который приводит к производству стабильного изотопного железа-56. ^{[ 210 ]} Любое дальнейшее слияние будет эндотермическим процессом, который потребляет энергию, и поэтому дальнейшая энергия может быть получена только путем гравитационного коллапса.

Продолжительность основных этапов слияния для `20 м` _. звезды ^{[ 211 ]}
Топливо материал	Температура (Миллион Келвин)	Плотность ( кг/см ³)	Продолжительность сжигания (τ в годы)
ЧАС	37	0.0045	8,1 миллиона
Он	188	0.97	1,2 миллиона
В	870	170	976
Ne	1,570	3,100	0.6
А	1,980	5,550	1.25
S/Si	3,340	33,400	0,0315 (~ 11,5 дней)

Смотрите также

Ссылки

^ Темминг, Мария (15 июля 2014 г.). "Что такое звезда?" Полем AAS Sky Publishing, LLC . Получено 22 апреля 2024 года .
^ Грего, Питер; Маннион, Дэвид (2010). Галилей и 400 лет телескопической астрономии . Спрингер Нью -Йорк. ISBN 978-1441955920 .
^ Харпер, Дуглас (2001–2022). "*Ster- (2)" . Онлайн этимологический словарь . Получено 28 февраля 2022 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Форбс, Джордж (1909). История астрономии . Лондон: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0 .
^ Хевелий, Джон (1690). Поддержите Sobiescianum или Uranographia . Гданск.
^ «Древнегреческая астрономия и космология» . Цифровые коллекции . Библиотека Конгресса . н.д. Получено 28 февраля 2022 года .
^ Tøndering, Claus (2008). «Другие древние календари» . Календари на протяжении веков . WebExhibits . Получено 28 февраля 2022 года .
^ Von Spaeth, Ove (2000). «Знакомство с самой старой египетской звездной картой» . Центавр . 42 (3): 159–179. Bibcode : 2000ct ... 42..159V . doi : 10.1034/j.1600-0498.2000.4203013.x . Получено 21 октября 2007 года .
^ Север, Джон (1995). Нортонская история астрономии и космологии . Нью -Йорк и Лондон: WW Norton & Company. С. 30–31 . ISBN 978-0-393-03656-5 .
^ Мердин, П. (2000). "C. 200 до н.э." Полем Бибкод : 2000aa. Полем doi : 10.1888/ 033370888/3 ISBN 978-0-333-75088-9 .
^ Gasshoff, GERD (1990). История звездного каталога Птолемея . Спрингер. С. 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0 .
^ Pinotsis, Antonios D. (2008). «Астрономия в древнем Родосе» . Протостеллярные самолеты в контексте . Афинский университет , Греция. Архивировано из оригинала 7 сентября 2021 года . Получено 28 февраля 2022 года .
^ Кларк, DH; Стивенсон, FR (29 июня 1981 года). «Исторические сверхновые». Supernovae: обзор текущих исследований; Материалы Продвинутого учебного института . Кембридж, Великобритания: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. с. 355–370. Bibcode : 1982 ASIC ... 90..355C .
^ Чжао, Фу-Юан; Strom, RG; Цзян, Ши-Ян (2006). «Приглашенная звезда AD 185, должно быть, была сверхновой» . Китайский журнал астрономии и астрофизики . 6 (5): 635. Bibcode : 2006Chjaa ... 6..635Z . doi : 10.1088/1009-9271/6/5/17 .
^ Исбелл, Дуглас; Бенуа, Фил (5 марта 2003 г.). «Астрономы привязывают яркость самой яркой звезды истории» . Noirlab . Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 2 апреля 2003 года . Получено 28 февраля 2022 года .
^ Frommert, Hartmut; Кронберг, Кристина (30 августа 2006 г.). «Supernova 1054 - Создание туманности крабов» . Седс Университет Аризоны.
^ Duyvendak, JJL (апрель 1942 г.). «Дальнейшие данные, подкрепляющие идентификацию крабовой туманности с сверхновой 1054 г.р. Часть I. Древние восточные хроники» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 54 (318): 91–94. Bibcode : 1942pasp ... 54 ... 91d . doi : 10.1086/125409 .
Mayall, nu; Оорт, Ян Хендрик (апрель 1942 г.). «Дальнейшие данные, подходящие на идентификацию туманности крабов с помощью сверхновой 1054 г. н.э. часть II. Астрономические аспекты» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 54 (318): 95–104. Bibcode : 1942pasp ... 54 ... 95M . doi : 10.1086/125410 .
^ Brecher, K.; и др. (1983). «Древние записи и крабовая туманная сверхновая». Обсерватория . 103 : 106–113. Bibcode : 1983obs ... 103..106b .
^ Кеннеди, Эдвард С. (1962). «Обзор: Обсерватория в исламе и ее место в общей истории обсерватории Айдином Сайли». ИГИЛ . 53 (2): 237–239. doi : 10.1086/349558 .
^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Мессер туманности и звездные кластеры . Издательство Кембриджского университета . п. 1. ISBN 978-0-521-37079-0 .
^ Захур А. (1997). "Аль-Бируни" . Университет Хасануддина. Архивировано из оригинала 26 июня 2008 года . Получено 21 октября 2007 года .
^ Монтада, Джозеп Пуиг (28 сентября 2007 г.). "Ибн Баджа" . Стэнфордская энциклопедия философии . Получено 11 июля 2008 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Дрейк, Стивен А. (17 августа 2006 г.). «Краткая история высокоэнергетической (рентгеновской и гамма-лучевой) астрономии» . НАСА ХААСАРК . Получено 24 августа 2006 года .
^ Грескович, Петр; Руди, Питер (24 июля 2006 г.). "Экзопланеты" . Эзо. Архивировано с оригинала 10 октября 2008 года . Получено 15 июня 2012 года .
^ Ахмад, И.А. (1995). «Влияние Корана концепции астрономических явлений на исламскую цивилизацию». Перейти в астрономии . 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode : 1995VA ..... 39..395a . doi : 10.1016/0083-6656 (95) 00033-х .
^ Setia, Adi (2004). «Фахр аль-Дин Аль-Рази о физике и природе физического мира: предварительный обзор» (PDF) . Ислам и наука . 2 (2). Архивировано из оригинала (PDF) 9 января 2020 года . Получено 26 мая 2018 года .
^ Хоскин, Майкл (1998). «Ценность архивов в написании истории астрономии» . Библиотечные и информационные услуги в астрономии III . 153 : 207. Bibcode : 1998aspc..153..207h . Получено 24 августа 2006 года .
^ Проктор, Ричард А. (1870). "Есть ли какие-то из звездных систем Nebulæ?" Полем Природа . 1 (13): 331–333. Bibcode : 1870natur ... 1..331p . doi : 10.1038/001331a0 .
^ Фрэнк Нортен Магилл (1992). Опрос науки Магилла: детекторы А-Шеренкова Салем Пресс. П. 219. ISBN 978-0-89356-619-7 .
^ Макдоннелл, Джозеф. «Анджело Секки, SJ (1818–1878) Отец астрофизики» . Университет Фэрфилда . Архивировано из оригинала 21 июля 2011 года . Получено 2 октября 2006 года .
^ Иван Хубени; Dimitri Mihalas (2014). Теория звездной атмосферы: введение в астрофизический неравственный количественный спектроскопический анализ . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. п. 23. ISBN 978-0-691-16329-1 .
^ Эйткен, Роберт Дж. (1964). Бинарные звезды . Нью -Йорк: Dover Publications Inc. с. 66. ISBN 978-0-486-61102-0 .
^ Майкельсон, А.А; Pease, FG (1921). «Измерение диаметра альфа -Orionis с интерферометром» . Астрофизический журнал . 53 (5): 249–259. Bibcode : 1921Apj .... 53..249M . doi : 10.1086/142603 . PMC 1084808 . PMID 16586823 . S2CID 21969744 .
^ " Пейн-Гапошкакин, Сесилия Хелена." CWP " . Калифорнийский университет . Архивировано из оригинала 18 марта 2005 года . Получено 21 февраля 2013 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в UNSöld, Albrecht (2001). Новый космос (5 -е изд.). Нью -Йорк: Спрингер. С. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9 .
^ Гордон, Майкл С.; Хамфрис, Роберта М.; Джонс, Терри Дж. (Июль 2016 г.). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. III. Желтые и красные супергианты и эволюция после красного супергианта» . Астрофизический журнал . 825 (1): 50. Arxiv : 1603.08003 . Bibcode : 2016Apj ... 825 ... 50G . doi : 10.3847/0004-637x/825/1/50 . ISSN 0004-637X . S2CID 119281102 .
^ Браун, Ага ; и др. (Collaboration Gaia) (2021). « GAIA Раннее выпуск данных 3: Сводка содержимого и свойства опроса» . Астрономия и астрофизика . 649 : A1. ARXIV : 2012.01533 . Bibcode : 2021a & A ... 649a ... 1g . doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . (Ошибка: Doi : 10.1051/0004-6361/202039657e ) .
^ Де Гридж, Ричард; Боно, Джузеппе (2020). «Кластеризация местных групповых расстояний: смещение публикации или коррелированные измерения? VI. Продление на расстояния кластера Девы» . Астрофизическая серия дополнений . 246 (1): 3. Arxiv : 1911.04312 . Bibcode : 2020Apjs..246 .... 3d . doi : 10.3847/1538-4365/ab5711 . S2CID 207852888 .
^ Вильяр, Рэй; Фридман, Венди Л. (26 октября 1994 г.). «Космический телескоп Хаббла измеряет точное расстояние до самой удаленной галактики» . Сайт Хаббл . Получено 5 августа 2007 года .
^ Soloveva, Y.; Винокуров, а.; Ответственный, а.; Подозреваемый, К.; Farbicke, S.; Валев, AF; Knzev, A.; Шолухова, О.; Малникова, О. (2020). «Новые светящиеся синие кандидаты в галактике NGC 247 » Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 497 (4): Arxiv : 2008.0621 4834. Bibcode : 2020mnras.497.4 Doi : 10.1093/ mnras/ staaa2 S2CID 221451751
^ Келли, Патрик Л.; и др. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды в Redshift 1.5 с помощью галактик-кластерной объектива». Природа . 2 (4): 334–342. Arxiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018natas ... 2..334K . doi : 10.1038/s41550-018-0430-3 . S2CID 125826925 .
^ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 года). «Редкое космическое выравнивание раскрывает самую далекую звезду, когда -либо видела» . Space.com . Получено 2 апреля 2018 года .
^ Кох-Вестенхольц, Улла; Кох, Уллла Сюзанна (1995). Селелиаф Месопотамская астрология: введение в вавилонии и ассирийский Карстен Нибур Институт публикации. Тол. 19. Музей Tusculanum Press. П. 163. ISBN 978-87-7289-287-0 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Коулман, Лесли С. «Мифы, легенды и знания» . Морозная обсерватория . Получено 15 июня 2012 года .
^ «Название астрономических объектов» . Международный астрономический союз (IAU) . Получено 30 января 2009 года .
^ «Назчав звезды» . Студенты по разведке и разработке космоса (SEDS) . Получено 30 января 2009 года .
^ Лайалл, Фрэнсис; Ларсен, Пол Б. (2009). «Глава 7: Луна и другие небесные тела». Космический закон: трактат . Ashgate Publishing, Ltd. p. 176 ISBN 978-0-7546-4390-6 .
^ «Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)» . Получено 22 мая 2016 года .
^ «Назчав звезды» . Получено 5 февраля 2021 года .
^ Андерсен, Йоханнес. «Покупка звезд и звездных имен» . Международный астрономический союз . Получено 24 июня 2010 года .
^ «Звездное именование» . Scientia Astrophysical Organization. 2005. Архивировано из оригинала 17 июня 2010 года . Получено 29 июня 2010 года .
^ «Отказ от ответственности: назовите звезду, назовите розу и другие, похожие предприятия» . Британская библиотека . Британская библиотечная доска. Архивировано из оригинала 19 января 2010 года . Получено 29 июня 2010 года .
^ Плат, Филипп С. (2002). Плохая астрономия: выявлены неправильные представления и неправильные употребления, от астрологии до луны, приземляющейся «обман» . Джон Уайли и сыновья. С. 237 –240. ISBN 978-0-471-40976-2 .
^ Склафани, Том (8 мая 1998 г.). «Комиссар по делам потребителей Полонецкий предупреждает потребителей:« Покупка звезды не сделает вас одной » » . Национальный центр астрономии и ионосферы, обсерватория Арисебо. Архивировано из оригинала 11 января 2006 года . Получено 24 июня 2010 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} PRSA, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E.; и др. (2016). «Номинальные значения для выбранных солнечных и планетарных величин: IAU 2015 Резолюция B3» . Астрономический журнал . 152 (2): 41. Arxiv : 1605.09788 . Bibcode : 2016aj .... 152 ... 41p . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/41 . S2CID 55319250 .
^ Вудворд, PR (1978). «Теоретические модели звездного образования». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 (1): 555–584. Бибкод : 19788 и A..16..555W . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011 .
^ Лада, CJ; Лада, EA (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 (1): 57–115. Arxiv : Astro-ph/0301540 . Bibcode : 2003ara & A..41 ... 57L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 . S2CID 16752089 .
^ Мюррей, Норман (2011). «Эффективность звездного образования и время жизни гигантских молекулярных облаков по Млечному пути». Астрофизический журнал . 729 (2): 133. Arxiv : 1007.3270 . Bibcode : 2011Apj ... 729..133M . doi : 10.1088/0004-637x/729/2/133 . S2CID 118627665 .
^ Kwok, Sun (2000). Происхождение и эволюция планетарных туманных . Кембриджская астрофизическая серия. Тол. 33. издательство Кембриджского университета. С. 103–104. ISBN 978-0-521-62313-1 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Адамс, Фред С.; Лафлин, Грегори; Graves, Женевьева JM "красные карлики и конец основной последовательности" (PDF) . Гравитационный коллапс: от массивных звезд до планет . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. С. 46–49. Bibcode : 2004rmxac..22 ... 46a . Архивировано из оригинала (PDF) 11 июля 2019 года . Получено 24 июня 2008 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Колб, Вера М., изд. (2014). Астробиология, эволюционный подход . Тейлор и Фрэнсис. С. 21–25. ISBN 978-1466584617 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Bisnovatyi-Kogan, GS (2013). Звездная физика: звездная эволюция и стабильность . Перевод Blinov, AY; Романа, М. Спрингер Берлин Гейдельберг. С. 108–125. ISBN 978-3662226391 .
^ Ибелинг, Дулигур; Хегер, Александр (март 2013 г.). «Зависимость металличности от минимальной массы для суперновах основной коллеги». Астрофизические журнальные буквы . 765 (2): 4. Arxiv : 1301.5783 . Bibcode : 2013Apj ... 765L..43i . doi : 10.1088/2041-8205/765/2/L43 . S2CID 118474569 . L43.
^ Thielemann, F. -K.; и др. (2011). «Массивные звезды и их сверхновые». В Диле, Роланд; и др. (ред.). Астрономия с радиоактивными . Заметки лекции в физике. Тол. 812. Берлин: Спрингер. С. 153–232. Arxiv : 1008.2144 . Bibcode : 2011lnp ... 812..153t . doi : 10.1007/978-3-642-12698-7_4 . ISBN 978-3-642-12697-0 Полем S2CID 119254840 .
^ Элмегрин, BG; Лада, CJ (1977). «Последовательное образование подгрупп в ассоциациях OB». Астрофизический журнал, часть 1 . 214 : 725–741. Bibcode : 1977apj ... 214..725e . doi : 10.1086/155302 .
^ Getman, KV; и др. (2012). «Туманность багажника слона и кластер Trumpler 37: вклад запускаемой звездной формирования в общую популяцию региона H II» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (4): 2917–2943. Arxiv : 1208.1471 . Bibcode : 2012mnras.426.2917g . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x . S2CID 49528100 .
^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Императорская колледж Пресс. С. 57–68 . ISBN 978-1-86094-501-4 .
^ Селигман, Кортни. «Медленное сокращение протостеллярного облака» . Самостоятельно опубликовано . Архивировано из оригинала 23 июня 2008 года . Получено 5 сентября 2006 года .
^ Арнольд Ханслмайер (2010). Вода во вселенной . Springer Science & Business Media. п. 163. ISBN 978-90-481-9984-6 .
^ Bally, J.; Morse, J.; Рейпурт, Б. (1996). «Рождение звезд: Джетс Хербиг-Харо, аккреция и прото-планетные диски». В Бенвенути, Пьеро; Macchetto, FD; Schreier, Ethan J. (Eds.). Наука с космическим телескопом Хаббла - II. Материалы семинара, состоявшегося в Париже, Франция, 4–8 декабря 1995 года . Научный институт космического телескопа. п. 491. Bibcode : 1996swhs.conf..491b .
^ Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Императорская колледж Пресс. п. 176 ISBN 978-1-86094-501-4 .
^ Megeath, Том (11 мая 2010 г.). «Гершель находит дыру в космосе» . Эса Получено 17 мая 2010 года .
^ Дэвид Дарлинг (2004). Универсальная книга астрономии: от галактики Андромеды до зоны избегания . Уайли. п. 229. ISBN 978-0-471-26569-6 .
^ Duquennoy, A.; Мэр М. (1991). «Множественность среди звезд солнечного типа в Солнечном районе. II-распределение орбитальных элементов в непредвзятой выборке». Астрономия и астрофизика . 248 (2): 485–524. Bibcode : 1991a & A ... 248..485d .
^ Т. Падманабхан (2000). Теоретическая астрофизика: том 2, звезды и звездные системы . Издательство Кембриджского университета. п. 557. ISBN 978-0-521-56631-5 .
^ Mengel, JG; и др. (1979). «Звездная эволюция из основной последовательности Zero-Iage». Серия астрофизических дневников . 40 : 733–791. Bibcode : 1979Apjs ... 40..733M . doi : 10.1086/190603 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Сакманн, IJ; Бутройд, ИИ; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце III. НАСТОЯЩИЕ И БУДУЩЕЕ» . Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993Apj ... 418..457S . doi : 10.1086/173407 .
^ Дерево, будь; и др. (2002). «Измеренные показатели потери массы солнечных звезд в зависимости от возраста и активности». Астрофизический журнал . 574 (1): 412–425. Arxiv : Astro-ph/0203437 . Bibcode : 2002Apj ... 574..412W . doi : 10.1086/340797 . S2CID 1500425 .
^ де Лур, C.; Де Грив, JP; Lamers, HJGLM (1977). «Эволюция массивных звезд с потерей массы от звездного ветра». Астрономия и астрофизика . 61 (2): 251–259. Bibcode : 1977a & A .... 61..251d .
^ «Эволюция звезд в 50 и 100 раз превышает массу солнца» . Королевская Гринвичская обсерватория. Архивировано с оригинала 18 ноября 2015 года . Получено 17 ноября 2015 года .
^ «Основная последовательность срок службы» . Свинберн астрономия онлайн -энциклопедия астрономии . Свинберн Технологический университет.
^ Pizzolato, N.; и др. (2001). «Субфотосферная конвекция и зависимость магнитной активности от металличности и возраста: модели и тесты» . Астрономия и астрофизика . 373 (2): 597–607. Bibcode : 2001a & A ... 373..597p . doi : 10.1051/0004-6361: 20010626 .
^ «Потеря массы и эволюция» . UCL Astrophysics Group. 18 июня 2004 года. Архивировано с оригинала 22 ноября 2004 года . Получено 26 августа 2006 года .
^ Резерфорд Апплтон Лаборатория. Семинар по астрономии и астрофизике (1984). Газ в межзвездной среде: лабораторный семинар Резерфорда Эпплтона по астрономии и астрофизике: 21–23 мая 1983 г., Дом Косенера, Абингдон . Исследовательский совет по науке и технике, Резерфорд Апплтон Лаборатория.
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции для звезд с низкой массой» . Рочестерский технологический институт . Получено 4 августа 2006 года .
^ «Звездная эволюция и смерть» . Обсерватория НАСА. Архивировано из оригинала 10 февраля 2008 года . Получено 8 июня 2006 года .
^ Schröder, K.-P.; Смит, Роберт Коннон (2008). «Отдаленное будущее Солнца и Земли пересматривало» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. Arxiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008mnras.386..155s . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 . Смотрите также Палмер, Джейсон (22 февраля 2008 г.). «Надеюсь, что земля переживет смерть Солнца» . NewsCientist.com Служба новостей . Получено 24 марта 2008 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Ибен, Ико -младший (1991). «Единая и бинарная эволюция звезды» . Серия астрофизических дневников . 76 : 55–114. Bibcode : 1991Apjs ... 76 ... 55i . doi : 10.1086/191565 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (7 сентября 2017 г.). «Глава 13». Введение в современную астрофизику (2 -е изд.). Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1108422161 .
^ Саган, Карл (1980). «Жизнь звезд» . Космос: личное путешествие .
^ Папа, Рауль Э.; Хиллиер, Д. Джон; Zsargó, Janos; Коэн, Дэвид Х.; Леути, Морис А. (1 марта 2016 г.). "Рентген, ультрафиолетовый и оптический анализ супергиантов: $ \ epsilon $ ori " Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 456 (3): 2907–2 Arxiv : 1511.0 Doi : 10.1093/ mnras/ stv2 ISSN 0035-8
^ Vanbeveren, D.; Де Лур, C.; Ван Ренсберген, В. (1 декабря 1998 г.). "Массивные звезды" . Обзор астрономии и астрофизики . 9 (1): 63–152. Bibcode : 1998a & arv ... 9 ... 63v . doi : 10.1007/s001590050015 . ISSN 1432-0754 .
^ Ps conti; C. de Loore (2012). Потеря массы и эволюция звезд O-типа . Springer Science & Business Media. ISBN 978-94-009-9452-2 .
^ «Эволюция массивных звезд и сверхновых типа II» . Пенн Статистический Колледж науки . Получено 5 января 2016 года .
^ Снеден, Кристофер (8 февраля 2001 г.). «Астрономия: возраст вселенной» . Природа . 409 (6821): 673–675. doi : 10.1038/35055646 . PMID 11217843 . S2CID 4316598 .
^ Либерт, Джеймс (1980). «Белые карликовые звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 18 (2): 363–398. Bibcode : 1980ara & A..18..363L . doi : 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051 .
^ Манн, Адам (11 августа 2020 г.). «Так заканчивается вселенная: не хныканье, а ударом» . Наука | Ааас .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в «Введение в остатки сверхновой» . Центр космического полета Годдарда. 6 апреля 2006 г. Получено 16 июля 2006 года .
^ Фрайер, Кл (2003). «Формирование черной дыры из звездного коллапса» . Классическая и квантовая гравитация . 20 (10): S73 - S80. Bibcode : 2003cqgra..20s..73f . doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . S2CID 122297043 .
^ Vuorinen, Aleksi (2019). «Нейтронные звезды и звездные слияния в качестве лаборатории для плотного вещества QCD». Ядерная физика а . 982 : 36. Arxiv : 1807.04480 . Bibcode : 2019nupha.982 ... 36V . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2018.10.011 . S2CID 56422826 .
^ Лейнер, Эмили М.; Геллер, Аарон (1 января 2021 года). «Перепись синих отставших в Gaia DR2 открытых кластеров в качестве теста синтеза популяции и физики массопереноса» . Астрофизический журнал . 908 (2): arxiv: 2101.11047. Arxiv : 2101.11047 . Bibcode : 2021Apj ... 908..229L . doi : 10.3847/1538-4357/abd7e9 . S2CID 231718656 .
^ Brogaard, K; Кристиансен, См; Grundahl, F; Мильо, а; Иззард, RG; Таурис, TM; Sandquist, El; Ванденберг, да; Джессен-Хансен, J; Arentoft, t; Bruntt, h; Франдсен, S; Orosz, Ja; Фейден, Джорджия; Матье, R; Геллер, а; Шетроне, м; Ryde, n; Stello, D; Плаис, я; Meibom, S (21 декабря 2018 г.). «Синий Страгглер V106 в NGC 6791: прототип -предшественник старых одиноких гигантов, маскирующихся под молодых» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 481 (4): 5062–5072. Arxiv : 1809.00705 . Bibcode : 2018mnras.481.5062b . doi : 10.1093/mnras/sty2504 .
^ Джакомо Беккари; Анри М.Дж Боффин (2019). Влияние бинарных звезд на звездную эволюцию . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-108-42858-3 .
^ Юн, Сун Чул; Дессарт, Люк; Clocchiatti, Alejandro (2017). «Тип IB и IIB Supernova Progenitors в взаимодействующих бинарных системах» . Астрофизический журнал . 840 (1): 10. Arxiv : 1701.02089 . Bibcode : 2017Apj ... 840 ... 10y . doi : 10.3847/1538-4357/aa6afe . S2CID 119058919 .
^ Макклелланд, Лас; Элдридж, JJ (2016). «Гелийские звезды: к пониманию эволюции вольф-райета» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (2): 1505. Arxiv : 1602.06358 . Bibcode : 2016mnras.459.1505m . doi : 10.1093/mnras/stw618 . S2CID 119105982 .
^ Shenar, T.; Гилкис, А.; Vink, JS; Sana, H.; Сандер, AAC (2020). «Почему бинарное взаимодействие не обязательно доминирует в формировании звезд волка-райета при низкой металличности». Астрономия и астрофизика . 634 : A79. Arxiv : 2001.04476 . Bibcode : 2020a & A ... 634a..79s . doi : 10.1051/0004-6361/201936948 . S2CID 210472736 .
^ Фонтан, Генри (17 октября 2016 г.). «Две галактики триллиона, по крайней мере» . New York Times . Получено 17 октября 2016 года .
^ Персонал (2019). "Сколько звезд во вселенной?" Полем Европейское космическое агентство . Получено 21 сентября 2019 года .
^ Марова, Михаил Я. (2015). «Структура вселенной». Основы современной астрофизики . С. 279–294. doi : 10.1007/978-1-4614-8730-2_10 . ISBN 978-1-4614-8729-6 .
^ Макки, Глен (1 февраля 2002 г.). «Чтобы увидеть вселенную в песке таранаки» . Центр астрофизики и суперкомпьютера . Получено 28 января 2017 года .
^ Боренштейн, Сет (1 декабря 2010 г.). «Подсчет звезд Вселенной мог бы утроить» . Ассошиэйтед Пресс . Получено 9 февраля 2021 года .
^ Ван Доккум, Питер Г; Конрой, Чарли (2010). «Значительная популяция звезд с низкой массой в светящихся эллиптических галактиках». Природа . 468 (7326): 940–942. Arxiv : 1009.5992 . Bibcode : 2010natur.468..940V . doi : 10.1038/nature09578 . PMID 21124316 . S2CID 205222998 .
^ «Хаббл находит межгалактические звезды» . Hubble News Desk. 14 января 1997 года . Получено 6 ноября 2006 года .
^ Пучвейн, Эвальд; Springel, Volker; Сиджини, Дебора ; Долаг, Клаус (1 августа 2010 г.). «Внутрифустерные звезды в моделировании с активным галактическим ядром обратной связи» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 406 (2): 936–951. Arxiv : 1001.3018 . Bibcode : 2010mnras.406..936p . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x .
^ Лин, Йен-Тин; Мор, Джозеф Дж. (20 декабря 2004 г.). «K-диапазоны кластеров Galaxy кластеров и групп: самые яркие кластерные галактики и внутриклассный свет». Астрофизический журнал . 617 (2): 879–895. Arxiv : Astro-ph/0408557 . Bibcode : 2004Apj ... 617..879L . doi : 10.1086/425412 . S2CID 119347770 .
^ Szebehely, Victor G.; Курран, Ричард Б. (1985). Стабильность солнечной системы и ее незначительные природные и искусственные тела . Спрингер. ISBN 978-90-277-2046-7 .
^ «Большинство звезд Млечного пути одиноки» (пресс -релиз). Гарвард-Смитсонский центр астрофизики. 30 января 2006 г. Получено 16 июля 2006 года .
^ Сандерс, Роберт (13 июня 2017 г.). «Новые доказательства того, что все звезды рождаются парами» . Беркли новости .
^ Садавой, Сара I.; Шталер, Стивен В. (август 2017 г.). «Встроенные двоичные файлы и их густые ядра» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (4): 3881–3900. Arxiv : 1705.00049 . Bibcode : 2017mnras.469.3881s . doi : 10.1093/mnras/stx1061 .
^ 3.99 × 10 ¹³ км / ( 3 × 10 ⁴ км/ч × 24 × 365,25) = 1,5 × 10 ⁵ годы .
^ Холмберг, Дж.; Flynn, C. (2000). «Локальная плотность материи, отображаемая гиппаркосом» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 313 (2): 209–216. Arxiv : Astro-ph/9812404 . Bibcode : 2000mnras.313..209h . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x . S2CID 16868380 .
^ Норби, Дэвид (1 января 2006 г.). "Насколько близки звезды могут добраться друг к другу в галактике ядра?" Полем Astronomy.com . Получено 11 сентября 2022 года .
^ Граттон, Раффаэле; Брагаглия, Анжела; Карретта, Евгенио; D'Orazi, Валентина; Лукателло, Сара; Соллима, Антонио (15 мая 2019 г.). «Что такое глобулярный кластер? Наблюдательная перспектива» . Обзор астрономии и астрофизики . 27 (1): 8. Arxiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019a & Arv..27 .... 8g . doi : 10.1007/s00159-019-0119-3 . ISSN 1432-0754 . S2CID 207847491 . Получено 11 сентября 2022 года .
^ "Представьте себе вселенную!" Полем Представьте себе.gsfc.nasa.gov . Получено 8 февраля 2023 года .
^ «Астрономы: звездные столкновения широко распространены, катастрофические» . CNN News. 2 июня 2000 года. Архивировано с оригинала 7 января 2007 года . Получено 21 января 2014 года .
^ Lombardi, JC Jr.; и др. (2002). «Звездные столкновения и внутренняя структура синих отставших». Астрофизический журнал . 568 (2): 939–953. Arxiv : Astro-ph/0107388 . Bibcode : 2002Apj ... 568..939L . doi : 10.1086/339060 . S2CID 13878176 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Он связывается; EP Нелан; Да Ванденберг; GH Schaefer; Д. Хармер (2013). «HD 140283: звезда в солнечном районе, которая сформировалась вскоре после большого взрыва». Астрофизические журнальные буквы . 765 (1): L12. Arxiv : 1302.3180 . Bibcode : 2013Apj ... 765L..12b . doi : 10.1088/2041-8205/765/1/L12 . S2CID 119247629 .
^ Planck Collaboration (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры (см. Таблицу 4 на стр. 31 PFD)». Астрономия и астрофизика . 594 : A13. Arxiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016a & A ... 594a..13p . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 .
^ НАФТИЛАН, SA; Стетсон, PB (13 июля 2006 г.). «Как ученые определяют возраст звезд? Действительно ли техника достаточно точной, чтобы использовать ее, чтобы проверить возраст вселенной?» Полем Scientific American . Получено 11 мая 2007 года .
^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Адамс, ФК (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .
^ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Херли, Джаррод Р.; Tout, Christopher A.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Звездные модели эволюции для z = 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998mnras.298..525p . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
^ Ирвин, Джудит А. (2007). Астрофизика: декодирование космоса . Джон Уайли и сыновья. п. 78. Bibcode : 2007adc..book ..... i . ISBN 978-0-470-01306-9 .
^ Фишер, да; Валенти, Дж. (2005). «Корреляция планеты-металличности» . Астрофизический журнал . 622 (2): 1102–1117. Bibcode : 2005Apj ... 622.1102f . doi : 10.1086/428383 .
^ «Подписи первых звезд» . Scienceday . 17 апреля 2005 г. Получено 10 октября 2006 года .
^ Feltzing, S .; Гонсалес Г. (2000). «Природа супер-метал-звезд: подробный анализ изобилия 8 кандидатов на звезда, богатых суперметал» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 367 (1): 253–265. Bibcode : 2001a & A ... 367..253f . doi : 10.1051/0004-6361: 20000477 . S2CID 16502974 .
^ Грей, Дэвид Ф. (1992). Наблюдение и анализ звездных фотосферов . Издательство Кембриджского университета. С. 413–414 . ISBN 978-0-521-40868-4 .
^ Jørgensen, Uffe G. (1997). "Cool Star Models" . В Van Dishoeck, Ewine F. (ed.). Молекулы в астрофизике: зонды и процессы . Международный астрономический союз симпозий. Молекулы в астрофизике: зонды и процессы. Тол. 178. Springer Science & Business Media. п. 446. ISBN 978-0792345381 .
^ «Самая большая звезда в небе» . Эзо. 11 марта 1997 года . Получено 10 июля 2006 года .
^ Ragland, S.; Чандрасекхар, Т.; Ашок, Н.М. (1995). «Угловой диаметр углеродной звезды TX-Piscium из лунных оккульторов в ближнем инфракрасном». Журнал астрофизики и астрономии . 16 : 332. Bibcode : 1995japas..16..332r .
^ Миттаг, М.; Schröder, K.-P.; Perdelwitz, v.; Джек, Д.; Шмитт, JHMM (январь 2023 г.). «Хромосферная активность и фотосферные вариации $ \ alpha $ ori во время отличного туманного события в 2020 году». Астрономия и астрофизика . 669 : A9. Arxiv : 2211.04967 . Bibcode : 2023a & A ... 669a ... 9m . doi : 10.1051/0004-6361/202244924 . ISSN 0004-6361 .
^ Дэвис, Кейт (1 декабря 2000 г.). «Переменная звезда месяца - декабрь 2000 года: Альфа Орионис» . Aavso. Архивировано из оригинала 12 июля 2006 года . Получено 13 августа 2006 года .
^ Локтин, Ав (сентябрь 2006 г.). «Кинематика звезд в открытом кластере Pleiades». Астрономия отчеты . 50 (9): 714–721. Bibcode : 2006arep ... 50..714L . doi : 10.1134/s1063772906090058 . S2CID 121701212 .
^ Блэнд-Хэторн, Джосс; Фриман, Кеннет; Matteucci, Франческа (2014). «Приложение B: звездные данные: источники и методы» . В Мур, Бен (ред.). Происхождение галактики и местной группы . SaaS-Fee Advanced Course 37 Швейцарское общество по астрофизике и астрономии. Спрингер Берлин Гейдельберг. п. 114. ISBN 978-3642417207 .
^ Бирни, Д. Скотт; Гонсалес, Гильермо; Эеспер, Дэвид (2006). Наблюдательная астрономия . Издательство Кембриджского университета. С. 72–79. ISBN 978-1316139400 .
^ «Хиппаркос: высокие правильные звезды движения» . Эса 10 сентября 1999 года . Получено 10 октября 2006 года .
^ Джонсон, Хью М. (1957). «Кинематика и эволюция населения I звезд» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 69 (406): 54. Bibcode : 1957pasp ... 69 ... 54J . doi : 10.1086/127012 .
^ Elmegreen, B.; Efremov, YN (1999). «Формирование звездных кластеров» . Американский ученый . 86 (3): 264. BIBCODE : 1998AMSCI..86..264E . doi : 10.1511/1998.3.264 . S2CID 209833510 . Архивировано из оригинала 23 марта 2005 года . Получено 23 августа 2006 года .
^ Брейнерд, Джером Джеймс (6 июля 2005 г.). «Рентгеновские снимки из звездных коронов» . Зритель астрофизики . Получено 21 июня 2007 года .
^ Berdyugina, Svetlana V. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездной динамо» . Живые обзоры в области физики солнечной энергии . 2 (1): 8. Bibcode : 2005lrsp .... 2 .... 8b . doi : 10.12942/lrsp-2005-8 . Получено 21 июня 2007 года .
^ Carrasco, VMS; Vaquero, JM; Gallego, MC; Муньоз-Джамильо, А.; de Toma, G.; Галавиз, П.; Arlt, R.; Senthamizh Pavai, v.; Санчес-Баджо, Ф.; Villalba Alvarez, J.; Gómez, JM (2019). Obspept на наблюдениях за Хевелью " Астрофизический журнал 886 (1): JEIV : 2103.0495 18. Bibcode : 2019Apj..886 ... 18c . doi : 10.3847/ 1538-4357/ ab4ade ISSN 1538-4357 .
^ Смит, Натан (1998). «Бегемот eta carinae: повторный преступник» . Mercury Magazine . 27 (4): 20. Bibcode : 1998mercu..27d..20s . Архивировано из оригинала 27 сентября 2006 года . Получено 13 августа 2006 года .
^ Weidner, C.; Крупа, П. (11 февраля 2004 г.). «Доказательства фундаментального звездного предела верхней массы от кластерной звездной формирования» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 348 (1): 187–191. Arxiv : Astro-ph/0310860 . Bibcode : 2004mnras.348..187W . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x . S2CID 119338524 .
^ Hainich, R.; Rühling, U.; Тодт, Х.; Оскинова, LM; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). «Звезды Вольф-Райе в большом магеллановом облаке». Астрономия и астрофизика . 565 : A27. Arxiv : 1401.5474 . Bibcode : 2014a & A ... 565a..27h . doi : 10.1051/0004-6361/201322696 . S2CID 55123954 .
^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Seungkyung (21 октября 2012 г.). «Появление суперканонических звезд в кластерах звездочка типа R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. Arxiv : 1208.0826 . Bibcode : 2012mnras.426.1416b . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID 119202197 .
^ «Вышив первых звезд» . Гарвард-Смитсонский центр астрофизики. 22 сентября 2005 г. Получено 5 сентября 2006 года .
^ Собел, Дэвид; Матти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шарер, Даниэль; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Сантос, Серджио; Hemmati, Shoubaneh (4 июня 2015 г.). «Свидетельство о Popiii-подобных звездных популяциях в самых светящихся излучателях Lyman-α в эпоху повторной реонизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. Arxiv : 1504.01734 . Bibcode : 2015Apj ... 808..139S . doi : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID 18471887 .
^ Overbye, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают о поиске самых ранних звезд, которые обогащали космос» . New York Times . Получено 17 июня 2015 года .
^ "2Mass J05233822-1403022" . Симбад - астрономический центр обработки данных Страсбурга . Получено 14 декабря 2013 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Босс, Алан (3 апреля 2001 г.). "Они планеты или как?" Полем Карнеги институт Вашингтона. Архивировано из оригинала 28 сентября 2006 года . Получено 8 июня 2006 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Шига, Дэвид (17 августа 2006 г.). «Раскрыта массовая среза между звездами и коричневыми гномами» . Новый ученый . Архивировано с оригинала 14 ноября 2006 года . Получено 23 августа 2006 года .
^ Лидбитер, Элли (18 августа 2006 г.). «Хаббл проблески самых слабых звезд» . Би -би -си . Получено 22 августа 2006 года .
^ «Флагтса -звезда когда -либо видела» . Эзо. 11 июня 2003 г. Получено 3 октября 2006 года .
^ «Солнечное вращение зависит от широты» . НАСА. 23 января 2013 года.
^ Говард, Р.; Харви Дж. (1970). «Спектроскопические определения солнечного вращения». Солнечная физика . 12 (1): 23–51. Bibcode : 1970soph ... 12 ... 23h . doi : 10.1007/bf02276562 . S2CID 122140471 .
^ Фицпатрик, Ричард (13 февраля 2006 г.). «Введение в физику плазмы: курс выпускника» . Техасский университет в Остине. Архивировано из оригинала 4 января 2010 года . Получено 4 октября 2006 года .
^ Villata, Massimo (1992). «Угловая потеря импульса из -за звездного ветра и вращательных скоростей белых карликов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 257 (3): 450–454. Bibcode : 1992mnras.257..450V . doi : 10.1093/mnras/257.3.450 .
^ «История туманности крабов» . Эзо. 30 мая 1996 г. Получено 3 октября 2006 года .
^ «Свойства пульсаров» . Границы современной астрономии . Jodrell Bank Обсерватория, Университет Манчестера . Получено 17 августа 2018 года .
^ Стробель, Ник (20 августа 2007 г.). «Свойства звезд: цвет и температура» . Астрономия примечания . Primis/McGraw-Hill, Inc. Архивировал из оригинала 26 июня 2007 года . Получено 9 октября 2007 года .
^ Селигман, Кортни. «Обзор теплового потока внутри звезд» . Самостоятельно опубликовано . Получено 5 июля 2007 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} «Основные звезды последовательности» . Зритель астрофизики. 16 февраля 2005 г. Получено 10 октября 2006 года .
^ Zeilik, Michael A.; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4 -е изд.). Saunders College Publishing. п. 321. ISBN 978-0-03-006228-5 .
^ Коппес, Стив (20 июня 2003 г.). «Физик Чикагского университета получает Киотскую премию за жизненные достижения в области науки» . Университет Чикагского новостного офиса . Получено 15 июня 2012 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). "Глава 11". Введение в современную астрофизику (2 -е изд.). Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1108422161 .
^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). "Глава 10". Введение в современную астрофизику (2 -е изд.). Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1108422161 .
^ «Цвет звезд» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинала 18 марта 2012 года . Получено 13 августа 2006 года .
^ «Астрономы измеряют массу одной звезды - сначала после солнца» . Hubble News Desk. 15 июля 2004 г. Получено 24 мая 2006 г.
^ Гарнетт, доктор; Kobulnicky, HA (2000). «Зависимость расстояния в Солнечном соседстве по возрастной маталличности». Астрофизический журнал . 532 (2): 1192–1196. ARXIV : Astro-PH/9912031 . Bibcode : 2000pj ... 532.1192G . doi : 10.1086/308617 . S2CID 18473242 .
^ Персонал (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет прохладный темный экватор» . Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 24 мая 2019 года . Получено 18 ноября 2007 года .
^ Майкельсон, А.А; Пиз, Ф.Г. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездной динамо» . Живые обзоры в области физики солнечной энергии . 2 (1): 8. Bibcode : 2005lrsp .... 2 .... 8b . doi : 10.12942/lrsp-2005-8 .
^ Мандука, а.; Белл, Ра; Густафссон, Б. (1977). «Коэффициенты затемнения конечностей для гигантских атмосферы позднего типа». Астрономия и астрофизика . 61 (6): 809–813. Bibcode : 1977a & A .... 61..809m .
^ Chugainov, PF (1971). «О причине периодических изменений света некоторых красных звезд карлика». Информационный бюллетень на переменных звездах . 520 : 1–3. Bibcode : 1971ibvs..520 .... 1c .
^ JL Lawrence (2019). Небесные расчеты: мягкое введение в вычислительную астрономию . MIT Press. п. 252. ISBN 978-0-262-53663-9 .
^ "Величина" . Национальная солнечная обсерватория - Пик Сакраменто. Архивировано из оригинала 6 февраля 2008 года . Получено 23 августа 2006 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} «Слуминность звезд» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинала 9 августа 2014 года . Получено 13 августа 2006 года .
^ Иэн Николсон (1999). Разворачивая нашу вселенную . Издательство Кембриджского университета. п. 134. ISBN 978-0-521-59270-3 .
^ Поразительный научный факт и художественная литература . Street & Smith. 1960. с. 7
^ Bestenlehner, Joachim M; Кроутер, Пол А; Caballero-Nieves, Saya M; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серджио; Бренды, Сара А; де Котер, Алекс; Gräfener, Götz; Эрреро, Артемо; Лангер, Норберт; Леннон, Даниэль Дж; Maíz Apellániz, Иисус; Пульс, Йоахим; VINK, JORICK S (17 октября 2020 г.). «Звездный кластер R136, рассеканный с помощью космического телескопа Хаббла/Стис - II. Физические свойства самых массивных звезд в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 499 (2): 1918–1936. Arxiv : 2009.05136 . Bibcode : 2020mnras.499.1918b . doi : 10.1093/mnras/staa2801 .
^ «Слу более слабые звезды в глобулярном кластере NGC 6397» . Hubblesite. 17 августа 2006 г. Получено 8 июня 2006 года .
^ Богатнее, HB (18 августа 2006 г.). «Исследование самых слабых звезд в кластере глобулярного звезды». Наука . 313 (5789): 936–940. Arxiv : Astro-ph/0702209 . Bibcode : 2006sci ... 313..936R . doi : 10.1126/science.1130691 . PMID 16917054 . S2CID 27339792 .
^ Смит, Джин (16 апреля 1999 г.). «Звездные спектры» . Калифорнийский университет, Сан -Диего . Получено 12 октября 2006 года .
^ Фаулер А. (апрель 1891 г.). «Каталог драпировки звездных спектров» . Природа . 45 (1166): 427–428. Bibcode : 1892natur..45..427f . doi : 10.1038/045427A0 .
^ Джашек, Карлос; Jaschek, Mercedes (1990). Классификация звезд . Издательство Кембриджского университета. С. 31–48. ISBN 978-0-521-38996-9 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Macrobert, Alan M. "Спектральные типы звезд" . Небо и телескоп. Архивировано с оригинала 22 октября 2013 года . Получено 19 июля 2006 года .
^ Эрика Рикс; Ким Хей; Салли Рассел; Ричард Хэнди (2015). Солнечные наброски: всеобъемлющее руководство по рисованию солнца . Спрингер. п. 43. ISBN 978-1-4939-2901-6 .
^ "Белый карлик (WD) звезды" . Белый карликовый исследовательская корпорация. Архивировано из оригинала 8 октября 2009 года . Получено 19 июля 2006 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} «Типы переменной» . Aavso. 11 мая 2010 года. Архивировано с оригинала 17 октября 2018 года . Получено 20 августа 2010 года .
^ «Катаклизма переменные» . НАСА Годдард Космический Полет Центр. 1 ноября 2004 г. Получено 8 июня 2006 года .
^ Самус, NN; Durlevich, OV; и др. (2009). «Вариант онлайн -каталог данных: общий каталог переменных звезд (Samus+ 2007–2013)». Vizier онлайн-каталог данных: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009cat .... 102025s . 1 Bibcode : 2009cat .... 102025s .
^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры . Спрингер. С. 32–33 . ISBN 978-0-387-20089-7 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Шварцшильд, Мартин (1958). Структура и эволюция звезд . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. ISBN 978-0-691-08044-4 .
^ «Формирование элементов высокой массы» . Smoot Group . Получено 11 июля 2006 года .
^ RQ Huang; KN YU (1998). Звездная астрофизика . Спрингер. п. 70. ISBN 978-981-3083-36-3 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} "Что такое звезда?" Полем НАСА. 1 сентября 2006 г. Получено 11 июля 2006 года .
^ Саймон Ньюкомб; Эдвард Синглтон Холден (1887). Астрономия для средних школ и колледжей . Х. Холт. п. 278
^ «Слава соседней звезды: оптический свет от горячей звездной короны, обнаруженной с помощью VLT» (пресс -релиз). Эзо. 1 августа 2001 года . Получено 10 июля 2006 года .
^ Что такое солнечная корона? « Spaceplace.nasa.gov . Получено 21 ноября 2023 года .
^ Burlaga, LF; и др. (2005). «Пересечение удара по прекращению в гелиошит: магнитные поля». Наука . 309 (5743): 2027–2029. Bibcode : 2005sci ... 309.2027b . doi : 10.1126/science.1117542 . PMID 16179471 . S2CID 5998363 .
^ Бахкалл, Джон Н. (29 июня 2000 г.). «Как сияет солнце» . Нобелевский фонд . Получено 30 августа 2006 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Валлерстайн, Г .; и др. (1999). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Bibcode : 1997rvmp ... 69..995W . doi : 10.1103/revmodphys.69.995 . HDL : 2152/61093 . Получено 4 августа 2006 года .
^ Woosley, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002rvmp ... 74.1015W . doi : 10.1103/revmodphys.74.1015 .

Внешние ссылки

«Как расшифровать коды классификации» . Астрономическое общество Южной Австралии . Получено 20 августа 2010 года .
Калер, Джеймс. «Портреты звезд и их созвездий» . Университет Иллинойса . Получено 20 августа 2010 года .
Пиковер, Клифф (2001). Звезды небес . Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-514874-9 .
Приальник, Дина; и др. (2001). «Звезды: звездная атмосфера, структура и эволюция» . Университет Сент -Эндрюс. Архивировано из оригинала 11 февраля 2021 года . Получено 20 августа 2010 года .
«Query Star по идентификации, координат справочного кода золота» . Симбад . Страсбургский астрономический центр обработки данных . Получено 20 августа 2010 года .

[1] Темминг, Мария (15 июля 2014 г.). "Что такое звезда?" Полем AAS Sky Publishing, LLC . Получено 22 апреля 2024 года .

[2] Грего, Питер; Маннион, Дэвид (2010). Галилей и 400 лет телескопической астрономии . Спрингер Нью -Йорк. ISBN 978-1441955920 .

[3] Харпер, Дуглас (2001–2022). "*Ster- (2)" . Онлайн этимологический словарь . Получено 28 февраля 2022 года .

[forbes-4] Jump up to: ^а ^{беременный} Форбс, Джордж (1909). История астрономии . Лондон: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0 .

[5] Хевелий, Джон (1690). Поддержите Sobiescianum или Uranographia . Гданск.

[6] «Древнегреческая астрономия и космология» . Цифровые коллекции . Библиотека Конгресса . н.д. Получено 28 февраля 2022 года .

[7] Tøndering, Claus (2008). «Другие древние календари» . Календари на протяжении веков . WebExhibits . Получено 28 февраля 2022 года .

[8] Von Spaeth, Ove (2000). «Знакомство с самой старой египетской звездной картой» . Центавр . 42 (3): 159–179. Bibcode : 2000ct ... 42..159V . doi : 10.1034/j.1600-0498.2000.4203013.x . Получено 21 октября 2007 года .

[north_1995_30_31-9] Север, Джон (1995). Нортонская история астрономии и космологии . Нью -Йорк и Лондон: WW Norton & Company. С. 30–31 . ISBN 978-0-393-03656-5 .

[10] Мердин, П. (2000). "C. 200 до н.э." Полем Бибкод : 2000aa. Полем doi : 10.1888/ 033370888/3 ISBN 978-0-333-75088-9 .

[11] Gasshoff, GERD (1990). История звездного каталога Птолемея . Спрингер. С. 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0 .

[12] Pinotsis, Antonios D. (2008). «Астрономия в древнем Родосе» . Протостеллярные самолеты в контексте . Афинский университет , Греция. Архивировано из оригинала 7 сентября 2021 года . Получено 28 февраля 2022 года .

[clark-13] Кларк, DH; Стивенсон, FR (29 июня 1981 года). «Исторические сверхновые». Supernovae: обзор текущих исследований; Материалы Продвинутого учебного института . Кембридж, Великобритания: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. с. 355–370. Bibcode : 1982 ASIC ... 90..355C .

[14] Чжао, Фу-Юан; Strom, RG; Цзян, Ши-Ян (2006). «Приглашенная звезда AD 185, должно быть, была сверхновой» . Китайский журнал астрономии и астрофизики . 6 (5): 635. Bibcode : 2006Chjaa ... 6..635Z . doi : 10.1088/1009-9271/6/5/17 .

[15] Исбелл, Дуглас; Бенуа, Фил (5 марта 2003 г.). «Астрономы привязывают яркость самой яркой звезды истории» . Noirlab . Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 2 апреля 2003 года . Получено 28 февраля 2022 года .

[SN1054-16] Frommert, Hartmut; Кронберг, Кристина (30 августа 2006 г.). «Supernova 1054 - Создание туманности крабов» . Седс Университет Аризоны.

[PASP1942-17] Duyvendak, JJL (апрель 1942 г.). «Дальнейшие данные, подкрепляющие идентификацию крабовой туманности с сверхновой 1054 г.р. Часть I. Древние восточные хроники» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 54 (318): 91–94. Bibcode : 1942pasp ... 54 ... 91d . doi : 10.1086/125409 .
Mayall, nu; Оорт, Ян Хендрик (апрель 1942 г.). «Дальнейшие данные, подходящие на идентификацию туманности крабов с помощью сверхновой 1054 г. н.э. часть II. Астрономические аспекты» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 54 (318): 95–104. Bibcode : 1942pasp ... 54 ... 95M . doi : 10.1086/125410 .

[18] Brecher, K.; и др. (1983). «Древние записи и крабовая туманная сверхновая». Обсерватория . 103 : 106–113. Bibcode : 1983obs ... 103..106b .

[19] Кеннеди, Эдвард С. (1962). «Обзор: Обсерватория в исламе и ее место в общей истории обсерватории Айдином Сайли». ИГИЛ . 53 (2): 237–239. doi : 10.1086/349558 .

[Jones-20] Джонс, Кеннет Глин (1991). Мессер туманности и звездные кластеры . Издательство Кембриджского университета . п. 1. ISBN 978-0-521-37079-0 .

[21] Захур А. (1997). "Аль-Бируни" . Университет Хасануддина. Архивировано из оригинала 26 июня 2008 года . Получено 21 октября 2007 года .

[Montada-22] Монтада, Джозеп Пуиг (28 сентября 2007 г.). "Ибн Баджа" . Стэнфордская энциклопедия философии . Получено 11 июля 2008 года .

[he_history-23] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Дрейк, Стивен А. (17 августа 2006 г.). «Краткая история высокоэнергетической (рентгеновской и гамма-лучевой) астрономии» . НАСА ХААСАРК . Получено 24 августа 2006 года .

[24] Грескович, Петр; Руди, Питер (24 июля 2006 г.). "Экзопланеты" . Эзо. Архивировано с оригинала 10 октября 2008 года . Получено 15 июня 2012 года .

[25] Ахмад, И.А. (1995). «Влияние Корана концепции астрономических явлений на исламскую цивилизацию». Перейти в астрономии . 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode : 1995VA ..... 39..395a . doi : 10.1016/0083-6656 (95) 00033-х .

[Setia-26] Setia, Adi (2004). «Фахр аль-Дин Аль-Рази о физике и природе физического мира: предварительный обзор» (PDF) . Ислам и наука . 2 (2). Архивировано из оригинала (PDF) 9 января 2020 года . Получено 26 мая 2018 года .

[27] Хоскин, Майкл (1998). «Ценность архивов в написании истории астрономии» . Библиотечные и информационные услуги в астрономии III . 153 : 207. Bibcode : 1998aspc..153..207h . Получено 24 августа 2006 года .

[28] Проктор, Ричард А. (1870). "Есть ли какие-то из звездных систем Nebulæ?" Полем Природа . 1 (13): 331–333. Bibcode : 1870natur ... 1..331p . doi : 10.1038/001331a0 .

[Magill1992-29] Фрэнк Нортен Магилл (1992). Опрос науки Магилла: детекторы А-Шеренкова Салем Пресс. П. 219. ISBN 978-0-89356-619-7 .

[30] Макдоннелл, Джозеф. «Анджело Секки, SJ (1818–1878) Отец астрофизики» . Университет Фэрфилда . Архивировано из оригинала 21 июля 2011 года . Получено 2 октября 2006 года .

[HubenyMihalas2014-31] Иван Хубени; Dimitri Mihalas (2014). Теория звездной атмосферы: введение в астрофизический неравственный количественный спектроскопический анализ . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. п. 23. ISBN 978-0-691-16329-1 .

[32] Эйткен, Роберт Дж. (1964). Бинарные звезды . Нью -Йорк: Dover Publications Inc. с. 66. ISBN 978-0-486-61102-0 .

[33] Майкельсон, А.А; Pease, FG (1921). «Измерение диаметра альфа -Orionis с интерферометром» . Астрофизический журнал . 53 (5): 249–259. Bibcode : 1921Apj .... 53..249M . doi : 10.1086/142603 . PMC 1084808 . PMID 16586823 . S2CID 21969744 .

[34] " Пейн-Гапошкакин, Сесилия Хелена." CWP " . Калифорнийский университет . Архивировано из оригинала 18 марта 2005 года . Получено 21 февраля 2013 года .

[new_cosmos-35] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в UNSöld, Albrecht (2001). Новый космос (5 -е изд.). Нью -Йорк: Спрингер. С. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9 .

[gordon2016-36] Гордон, Майкл С.; Хамфрис, Роберта М.; Джонс, Терри Дж. (Июль 2016 г.). «Светящиеся и переменные звезды в M31 и M33. III. Желтые и красные супергианты и эволюция после красного супергианта» . Астрофизический журнал . 825 (1): 50. Arxiv : 1603.08003 . Bibcode : 2016Apj ... 825 ... 50G . doi : 10.3847/0004-637x/825/1/50 . ISSN 0004-637X . S2CID 119281102 .

[37] Браун, Ага ; и др. (Collaboration Gaia) (2021). « GAIA Раннее выпуск данных 3: Сводка содержимого и свойства опроса» . Астрономия и астрофизика . 649 : A1. ARXIV : 2012.01533 . Bibcode : 2021a & A ... 649a ... 1g . doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . (Ошибка: Doi : 10.1051/0004-6361/202039657e ) .

[38] Де Гридж, Ричард; Боно, Джузеппе (2020). «Кластеризация местных групповых расстояний: смещение публикации или коррелированные измерения? VI. Продление на расстояния кластера Девы» . Астрофизическая серия дополнений . 246 (1): 3. Arxiv : 1911.04312 . Bibcode : 2020Apjs..246 .... 3d . doi : 10.3847/1538-4365/ab5711 . S2CID 207852888 .

[39] Вильяр, Рэй; Фридман, Венди Л. (26 октября 1994 г.). «Космический телескоп Хаббла измеряет точное расстояние до самой удаленной галактики» . Сайт Хаббл . Получено 5 августа 2007 года .

[40] Soloveva, Y.; Винокуров, а.; Ответственный, а.; Подозреваемый, К.; Farbicke, S.; Валев, AF; Knzev, A.; Шолухова, О.; Малникова, О. (2020). «Новые светящиеся синие кандидаты в галактике NGC 247 » Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 497 (4): Arxiv : 2008.0621 4834. Bibcode : 2020mnras.497.4 Doi : 10.1093/ mnras/ staaa2 S2CID 221451751

[NA-20180402-41] Келли, Патрик Л.; и др. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды в Redshift 1.5 с помощью галактик-кластерной объектива». Природа . 2 (4): 334–342. Arxiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018natas ... 2..334K . doi : 10.1038/s41550-018-0430-3 . S2CID 125826925 .

[SPC-20180402-42] Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 года). «Редкое космическое выравнивание раскрывает самую далекую звезду, когда -либо видела» . Space.com . Получено 2 апреля 2018 года .

[koch95-43] Кох-Вестенхольц, Улла; Кох, Уллла Сюзанна (1995). Селелиаф Месопотамская астрология: введение в вавилонии и ассирийский Карстен Нибур Институт публикации. Тол. 19. Музей Tusculanum Press. П. 163. ISBN 978-87-7289-287-0 .

[mythology-44] Jump up to: ^а ^{беременный} Коулман, Лесли С. «Мифы, легенды и знания» . Морозная обсерватория . Получено 15 июня 2012 года .

[45] «Название астрономических объектов» . Международный астрономический союз (IAU) . Получено 30 января 2009 года .

[46] «Назчав звезды» . Студенты по разведке и разработке космоса (SEDS) . Получено 30 января 2009 года .

[space_law09-47] Лайалл, Фрэнсис; Ларсен, Пол Б. (2009). «Глава 7: Луна и другие небесные тела». Космический закон: трактат . Ashgate Publishing, Ltd. p. 176 ISBN 978-0-7546-4390-6 .

[WGSN-48] «Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)» . Получено 22 мая 2016 года .

[49] «Назчав звезды» . Получено 5 февраля 2021 года .

[andersen10-50] Андерсен, Йоханнес. «Покупка звезд и звездных имен» . Международный астрономический союз . Получено 24 июня 2010 года .

[astrometry05-51] «Звездное именование» . Scientia Astrophysical Organization. 2005. Архивировано из оригинала 17 июня 2010 года . Получено 29 июня 2010 года .

[bl_disclaimer-52] «Отказ от ответственности: назовите звезду, назовите розу и другие, похожие предприятия» . Британская библиотека . Британская библиотечная доска. Архивировано из оригинала 19 января 2010 года . Получено 29 июня 2010 года .

[pliat02-53] Плат, Филипп С. (2002). Плохая астрономия: выявлены неправильные представления и неправильные употребления, от астрологии до луны, приземляющейся «обман» . Джон Уайли и сыновья. С. 237 –240. ISBN 978-0-471-40976-2 .

[sclafani19980508-54] Склафани, Том (8 мая 1998 г.). «Комиссар по делам потребителей Полонецкий предупреждает потребителей:« Покупка звезды не сделает вас одной » » . Национальный центр астрономии и ионосферы, обсерватория Арисебо. Архивировано из оригинала 11 января 2006 года . Получено 24 июня 2010 года .

[Prsa16-55] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} PRSA, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E.; и др. (2016). «Номинальные значения для выбранных солнечных и планетарных величин: IAU 2015 Резолюция B3» . Астрономический журнал . 152 (2): 41. Arxiv : 1605.09788 . Bibcode : 2016aj .... 152 ... 41p . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/41 . S2CID 55319250 .

[56] Вудворд, PR (1978). «Теоретические модели звездного образования». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 (1): 555–584. Бибкод : 19788 и A..16..555W . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011 .

[57] Лада, CJ; Лада, EA (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 (1): 57–115. Arxiv : Astro-ph/0301540 . Bibcode : 2003ara & A..41 ... 57L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 . S2CID 16752089 .

[58] Мюррей, Норман (2011). «Эффективность звездного образования и время жизни гигантских молекулярных облаков по Млечному пути». Астрофизический журнал . 729 (2): 133. Arxiv : 1007.3270 . Bibcode : 2011Apj ... 729..133M . doi : 10.1088/0004-637x/729/2/133 . S2CID 118627665 .

[59] Kwok, Sun (2000). Происхождение и эволюция планетарных туманных . Кембриджская астрофизическая серия. Тол. 33. издательство Кембриджского университета. С. 103–104. ISBN 978-0-521-62313-1 .

[adams-60] Jump up to: ^а ^{беременный} Адамс, Фред С.; Лафлин, Грегори; Graves, Женевьева JM "красные карлики и конец основной последовательности" (PDF) . Гравитационный коллапс: от массивных звезд до планет . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. С. 46–49. Bibcode : 2004rmxac..22 ... 46a . Архивировано из оригинала (PDF) 11 июля 2019 года . Получено 24 июня 2008 года .

[Kolb2014-61] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Колб, Вера М., изд. (2014). Астробиология, эволюционный подход . Тейлор и Фрэнсис. С. 21–25. ISBN 978-1466584617 .

[Bisnovatyi-Kogan2013-62] Jump up to: ^а ^{беременный} Bisnovatyi-Kogan, GS (2013). Звездная физика: звездная эволюция и стабильность . Перевод Blinov, AY; Романа, М. Спрингер Берлин Гейдельберг. С. 108–125. ISBN 978-3662226391 .

[63] Ибелинг, Дулигур; Хегер, Александр (март 2013 г.). «Зависимость металличности от минимальной массы для суперновах основной коллеги». Астрофизические журнальные буквы . 765 (2): 4. Arxiv : 1301.5783 . Bibcode : 2013Apj ... 765L..43i . doi : 10.1088/2041-8205/765/2/L43 . S2CID 118474569 . L43.

[64] Thielemann, F. -K.; и др. (2011). «Массивные звезды и их сверхновые». В Диле, Роланд; и др. (ред.). Астрономия с радиоактивными . Заметки лекции в физике. Тол. 812. Берлин: Спрингер. С. 153–232. Arxiv : 1008.2144 . Bibcode : 2011lnp ... 812..153t . doi : 10.1007/978-3-642-12698-7_4 . ISBN 978-3-642-12697-0 Полем S2CID 119254840 .

[65] Элмегрин, BG; Лада, CJ (1977). «Последовательное образование подгрупп в ассоциациях OB». Астрофизический журнал, часть 1 . 214 : 725–741. Bibcode : 1977apj ... 214..725e . doi : 10.1086/155302 .

[66] Getman, KV; и др. (2012). «Туманность багажника слона и кластер Trumpler 37: вклад запускаемой звездной формирования в общую популяцию региона H II» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (4): 2917–2943. Arxiv : 1208.1471 . Bibcode : 2012mnras.426.2917g . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x . S2CID 49528100 .

[67] Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Императорская колледж Пресс. С. 57–68 . ISBN 978-1-86094-501-4 .

[68] Селигман, Кортни. «Медленное сокращение протостеллярного облака» . Самостоятельно опубликовано . Архивировано из оригинала 23 июня 2008 года . Получено 5 сентября 2006 года .

[Hanslmeier2010-69] Арнольд Ханслмайер (2010). Вода во вселенной . Springer Science & Business Media. п. 163. ISBN 978-90-481-9984-6 .

[70] Bally, J.; Morse, J.; Рейпурт, Б. (1996). «Рождение звезд: Джетс Хербиг-Харо, аккреция и прото-планетные диски». В Бенвенути, Пьеро; Macchetto, FD; Schreier, Ethan J. (Eds.). Наука с космическим телескопом Хаббла - II. Материалы семинара, состоявшегося в Париже, Франция, 4–8 декабря 1995 года . Научный институт космического телескопа. п. 491. Bibcode : 1996swhs.conf..491b .

[smith04-71] Смит, Майкл Дэвид (2004). Происхождение звезд . Императорская колледж Пресс. п. 176 ISBN 978-1-86094-501-4 .

[72] Megeath, Том (11 мая 2010 г.). «Гершель находит дыру в космосе» . Эса Получено 17 мая 2010 года .

[Darling2004-73] Дэвид Дарлинг (2004). Универсальная книга астрономии: от галактики Андромеды до зоны избегания . Уайли. п. 229. ISBN 978-0-471-26569-6 .

[74] Duquennoy, A.; Мэр М. (1991). «Множественность среди звезд солнечного типа в Солнечном районе. II-распределение орбитальных элементов в непредвзятой выборке». Астрономия и астрофизика . 248 (2): 485–524. Bibcode : 1991a & A ... 248..485d .

[Padmanabhan2000-75] Т. Падманабхан (2000). Теоретическая астрофизика: том 2, звезды и звездные системы . Издательство Кембриджского университета. п. 557. ISBN 978-0-521-56631-5 .

[76] Mengel, JG; и др. (1979). «Звездная эволюция из основной последовательности Zero-Iage». Серия астрофизических дневников . 40 : 733–791. Bibcode : 1979Apjs ... 40..733M . doi : 10.1086/190603 .

[sun_future-77] Jump up to: ^а ^{беременный} Сакманн, IJ; Бутройд, ИИ; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце III. НАСТОЯЩИЕ И БУДУЩЕЕ» . Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993Apj ... 418..457S . doi : 10.1086/173407 .

[78] Дерево, будь; и др. (2002). «Измеренные показатели потери массы солнечных звезд в зависимости от возраста и активности». Астрофизический журнал . 574 (1): 412–425. Arxiv : Astro-ph/0203437 . Bibcode : 2002Apj ... 574..412W . doi : 10.1086/340797 . S2CID 1500425 .

[79] де Лур, C.; Де Грив, JP; Lamers, HJGLM (1977). «Эволюция массивных звезд с потерей массы от звездного ветра». Астрономия и астрофизика . 61 (2): 251–259. Bibcode : 1977a & A .... 61..251d .

[80] «Эволюция звезд в 50 и 100 раз превышает массу солнца» . Королевская Гринвичская обсерватория. Архивировано с оригинала 18 ноября 2015 года . Получено 17 ноября 2015 года .

[saomainseq-81] «Основная последовательность срок службы» . Свинберн астрономия онлайн -энциклопедия астрономии . Свинберн Технологический университет.

[82] Pizzolato, N.; и др. (2001). «Субфотосферная конвекция и зависимость магнитной активности от металличности и возраста: модели и тесты» . Астрономия и астрофизика . 373 (2): 597–607. Bibcode : 2001a & A ... 373..597p . doi : 10.1051/0004-6361: 20010626 .

[83] «Потеря массы и эволюция» . UCL Astrophysics Group. 18 июня 2004 года. Архивировано с оригинала 22 ноября 2004 года . Получено 26 августа 2006 года .

[Astrophysics1984-84] Резерфорд Апплтон Лаборатория. Семинар по астрономии и астрофизике (1984). Газ в межзвездной среде: лабораторный семинар Резерфорда Эпплтона по астрономии и астрофизике: 21–23 мая 1983 г., Дом Косенера, Абингдон . Исследовательский совет по науке и технике, Резерфорд Апплтон Лаборатория.

[late_stages-85] Jump up to: ^а ^{беременный} Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции для звезд с низкой массой» . Рочестерский технологический институт . Получено 4 августа 2006 года .

[86] «Звездная эволюция и смерть» . Обсерватория НАСА. Архивировано из оригинала 10 февраля 2008 года . Получено 8 июня 2006 года .

[sun_future_schroder-87] Schröder, K.-P.; Смит, Роберт Коннон (2008). «Отдаленное будущее Солнца и Земли пересматривало» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. Arxiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008mnras.386..155s . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 . Смотрите также Палмер, Джейсон (22 февраля 2008 г.). «Надеюсь, что земля переживет смерть Солнца» . NewsCientist.com Служба новостей . Получено 24 марта 2008 года .

[iben-88] Jump up to: ^а ^{беременный} Ибен, Ико -младший (1991). «Единая и бинарная эволюция звезды» . Серия астрофизических дневников . 76 : 55–114. Bibcode : 1991Apjs ... 76 ... 55i . doi : 10.1086/191565 .

[carroll_ostlie_ch13-89] Jump up to: ^а ^{беременный} Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (7 сентября 2017 г.). «Глава 13». Введение в современную астрофизику (2 -е изд.). Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1108422161 .

[90] Саган, Карл (1980). «Жизнь звезд» . Космос: личное путешествие .

[91] Папа, Рауль Э.; Хиллиер, Д. Джон; Zsargó, Janos; Коэн, Дэвид Х.; Леути, Морис А. (1 марта 2016 г.). "Рентген, ультрафиолетовый и оптический анализ супергиантов: $ \ epsilon $ ori " Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 456 (3): 2907–2 Arxiv : 1511.0 Doi : 10.1093/ mnras/ stv2 ISSN 0035-8

[92] Vanbeveren, D.; Де Лур, C.; Ван Ренсберген, В. (1 декабря 1998 г.). "Массивные звезды" . Обзор астрономии и астрофизики . 9 (1): 63–152. Bibcode : 1998a & arv ... 9 ... 63v . doi : 10.1007/s001590050015 . ISSN 1432-0754 .

[ContiLoore2012-93] Ps conti; C. de Loore (2012). Потеря массы и эволюция звезд O-типа . Springer Science & Business Media. ISBN 978-94-009-9452-2 .

[94] «Эволюция массивных звезд и сверхновых типа II» . Пенн Статистический Колледж науки . Получено 5 января 2016 года .

[sneden-95] Снеден, Кристофер (8 февраля 2001 г.). «Астрономия: возраст вселенной» . Природа . 409 (6821): 673–675. doi : 10.1038/35055646 . PMID 11217843 . S2CID 4316598 .

[96] Либерт, Джеймс (1980). «Белые карликовые звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 18 (2): 363–398. Bibcode : 1980ara & A..18..363L . doi : 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051 .

[97] Манн, Адам (11 августа 2020 г.). «Так заканчивается вселенная: не хныканье, а ударом» . Наука | Ааас .

[supernova-98] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в «Введение в остатки сверхновой» . Центр космического полета Годдарда. 6 апреля 2006 г. Получено 16 июля 2006 года .

[99] Фрайер, Кл (2003). «Формирование черной дыры из звездного коллапса» . Классическая и квантовая гравитация . 20 (10): S73 - S80. Bibcode : 2003cqgra..20s..73f . doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . S2CID 122297043 .

[100] Vuorinen, Aleksi (2019). «Нейтронные звезды и звездные слияния в качестве лаборатории для плотного вещества QCD». Ядерная физика а . 982 : 36. Arxiv : 1807.04480 . Bibcode : 2019nupha.982 ... 36V . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2018.10.011 . S2CID 56422826 .

[101] Лейнер, Эмили М.; Геллер, Аарон (1 января 2021 года). «Перепись синих отставших в Gaia DR2 открытых кластеров в качестве теста синтеза популяции и физики массопереноса» . Астрофизический журнал . 908 (2): arxiv: 2101.11047. Arxiv : 2101.11047 . Bibcode : 2021Apj ... 908..229L . doi : 10.3847/1538-4357/abd7e9 . S2CID 231718656 .

[102] Brogaard, K; Кристиансен, См; Grundahl, F; Мильо, а; Иззард, RG; Таурис, TM; Sandquist, El; Ванденберг, да; Джессен-Хансен, J; Arentoft, t; Bruntt, h; Франдсен, S; Orosz, Ja; Фейден, Джорджия; Матье, R; Геллер, а; Шетроне, м; Ryde, n; Stello, D; Плаис, я; Meibom, S (21 декабря 2018 г.). «Синий Страгглер V106 в NGC 6791: прототип -предшественник старых одиноких гигантов, маскирующихся под молодых» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 481 (4): 5062–5072. Arxiv : 1809.00705 . Bibcode : 2018mnras.481.5062b . doi : 10.1093/mnras/sty2504 .

[beccari2019-103] Джакомо Беккари; Анри М.Дж Боффин (2019). Влияние бинарных звезд на звездную эволюцию . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-108-42858-3 .

[104] Юн, Сун Чул; Дессарт, Люк; Clocchiatti, Alejandro (2017). «Тип IB и IIB Supernova Progenitors в взаимодействующих бинарных системах» . Астрофизический журнал . 840 (1): 10. Arxiv : 1701.02089 . Bibcode : 2017Apj ... 840 ... 10y . doi : 10.3847/1538-4357/aa6afe . S2CID 119058919 .

[105] Макклелланд, Лас; Элдридж, JJ (2016). «Гелийские звезды: к пониманию эволюции вольф-райета» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (2): 1505. Arxiv : 1602.06358 . Bibcode : 2016mnras.459.1505m . doi : 10.1093/mnras/stw618 . S2CID 119105982 .

[106] Shenar, T.; Гилкис, А.; Vink, JS; Sana, H.; Сандер, AAC (2020). «Почему бинарное взаимодействие не обязательно доминирует в формировании звезд волка-райета при низкой металличности». Астрономия и астрофизика . 634 : A79. Arxiv : 2001.04476 . Bibcode : 2020a & A ... 634a..79s . doi : 10.1051/0004-6361/201936948 . S2CID 210472736 .

[NYT-20161017-107] Фонтан, Генри (17 октября 2016 г.). «Две галактики триллиона, по крайней мере» . New York Times . Получено 17 октября 2016 года .

[ESA-2019-108] Персонал (2019). "Сколько звезд во вселенной?" Полем Европейское космическое агентство . Получено 21 сентября 2019 года .

[ReferenceA-109] Марова, Михаил Я. (2015). «Структура вселенной». Основы современной астрофизики . С. 279–294. doi : 10.1007/978-1-4614-8730-2_10 . ISBN 978-1-4614-8729-6 .

[SU-20020201-110] Макки, Глен (1 февраля 2002 г.). «Чтобы увидеть вселенную в песке таранаки» . Центр астрофизики и суперкомпьютера . Получено 28 января 2017 года .

[Borenstein2010-111] Боренштейн, Сет (1 декабря 2010 г.). «Подсчет звезд Вселенной мог бы утроить» . Ассошиэйтед Пресс . Получено 9 февраля 2021 года .

[112] Ван Доккум, Питер Г; Конрой, Чарли (2010). «Значительная популяция звезд с низкой массой в светящихся эллиптических галактиках». Природа . 468 (7326): 940–942. Arxiv : 1009.5992 . Bibcode : 2010natur.468..940V . doi : 10.1038/nature09578 . PMID 21124316 . S2CID 205222998 .

[113] «Хаббл находит межгалактические звезды» . Hubble News Desk. 14 января 1997 года . Получено 6 ноября 2006 года .

[114] Пучвейн, Эвальд; Springel, Volker; Сиджини, Дебора ; Долаг, Клаус (1 августа 2010 г.). «Внутрифустерные звезды в моделировании с активным галактическим ядром обратной связи» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 406 (2): 936–951. Arxiv : 1001.3018 . Bibcode : 2010mnras.406..936p . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x .

[115] Лин, Йен-Тин; Мор, Джозеф Дж. (20 декабря 2004 г.). «K-диапазоны кластеров Galaxy кластеров и групп: самые яркие кластерные галактики и внутриклассный свет». Астрофизический журнал . 617 (2): 879–895. Arxiv : Astro-ph/0408557 . Bibcode : 2004Apj ... 617..879L . doi : 10.1086/425412 . S2CID 119347770 .

[116] Szebehely, Victor G.; Курран, Ричард Б. (1985). Стабильность солнечной системы и ее незначительные природные и искусственные тела . Спрингер. ISBN 978-90-277-2046-7 .

[117] «Большинство звезд Млечного пути одиноки» (пресс -релиз). Гарвард-Смитсонский центр астрофизики. 30 января 2006 г. Получено 16 июля 2006 года .

[118] Сандерс, Роберт (13 июня 2017 г.). «Новые доказательства того, что все звезды рождаются парами» . Беркли новости .

[119] Садавой, Сара I.; Шталер, Стивен В. (август 2017 г.). «Встроенные двоичные файлы и их густые ядра» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (4): 3881–3900. Arxiv : 1705.00049 . Bibcode : 2017mnras.469.3881s . doi : 10.1093/mnras/stx1061 .

[120] 3.99 × 10 ¹³ км / ( 3 × 10 ⁴ км/ч × 24 × 365,25) = 1,5 × 10 ⁵ годы .

[121] Холмберг, Дж.; Flynn, C. (2000). «Локальная плотность материи, отображаемая гиппаркосом» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 313 (2): 209–216. Arxiv : Astro-ph/9812404 . Bibcode : 2000mnras.313..209h . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x . S2CID 16868380 .

[122] Норби, Дэвид (1 января 2006 г.). "Насколько близки звезды могут добраться друг к другу в галактике ядра?" Полем Astronomy.com . Получено 11 сентября 2022 года .

[123] Граттон, Раффаэле; Брагаглия, Анжела; Карретта, Евгенио; D'Orazi, Валентина; Лукателло, Сара; Соллима, Антонио (15 мая 2019 г.). «Что такое глобулярный кластер? Наблюдательная перспектива» . Обзор астрономии и астрофизики . 27 (1): 8. Arxiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019a & Arv..27 .... 8g . doi : 10.1007/s00159-019-0119-3 . ISSN 1432-0754 . S2CID 207847491 . Получено 11 сентября 2022 года .

[124] "Представьте себе вселенную!" Полем Представьте себе.gsfc.nasa.gov . Получено 8 февраля 2023 года .

[DarkMatter-125] «Астрономы: звездные столкновения широко распространены, катастрофические» . CNN News. 2 июня 2000 года. Архивировано с оригинала 7 января 2007 года . Получено 21 января 2014 года .

[126] Lombardi, JC Jr.; и др. (2002). «Звездные столкновения и внутренняя структура синих отставших». Астрофизический журнал . 568 (2): 939–953. Arxiv : Astro-ph/0107388 . Bibcode : 2002Apj ... 568..939L . doi : 10.1086/339060 . S2CID 13878176 .

[Bond-140283-127] Jump up to: ^а ^{беременный} Он связывается; EP Нелан; Да Ванденберг; GH Schaefer; Д. Хармер (2013). «HD 140283: звезда в солнечном районе, которая сформировалась вскоре после большого взрыва». Астрофизические журнальные буквы . 765 (1): L12. Arxiv : 1302.3180 . Bibcode : 2013Apj ... 765L..12b . doi : 10.1088/2041-8205/765/1/L12 . S2CID 119247629 .

[Planck_2015-128] Planck Collaboration (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры (см. Таблицу 4 на стр. 31 PFD)». Астрономия и астрофизика . 594 : A13. Arxiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016a & A ... 594a..13p . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 .

[129] НАФТИЛАН, SA; Стетсон, PB (13 июля 2006 г.). «Как ученые определяют возраст звезд? Действительно ли техника достаточно точной, чтобы использовать ее, чтобы проверить возраст вселенной?» Полем Scientific American . Получено 11 мая 2007 года .

[130] Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Адамс, ФК (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .

[pols-131] Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Херли, Джаррод Р.; Tout, Christopher A.; Эгглтон, Питер П. (1998). «Звездные модели эволюции для z = 0,0001 до 0,03» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 525. Bibcode : 1998mnras.298..525p . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .

[132] Ирвин, Джудит А. (2007). Астрофизика: декодирование космоса . Джон Уайли и сыновья. п. 78. Bibcode : 2007adc..book ..... i . ISBN 978-0-470-01306-9 .

[133] Фишер, да; Валенти, Дж. (2005). «Корреляция планеты-металличности» . Астрофизический журнал . 622 (2): 1102–1117. Bibcode : 2005Apj ... 622.1102f . doi : 10.1086/428383 .

[134] «Подписи первых звезд» . Scienceday . 17 апреля 2005 г. Получено 10 октября 2006 года .

[135] Feltzing, S .; Гонсалес Г. (2000). «Природа супер-метал-звезд: подробный анализ изобилия 8 кандидатов на звезда, богатых суперметал» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 367 (1): 253–265. Bibcode : 2001a & A ... 367..253f . doi : 10.1051/0004-6361: 20000477 . S2CID 16502974 .

[136] Грей, Дэвид Ф. (1992). Наблюдение и анализ звездных фотосферов . Издательство Кембриджского университета. С. 413–414 . ISBN 978-0-521-40868-4 .

[137] Jørgensen, Uffe G. (1997). "Cool Star Models" . В Van Dishoeck, Ewine F. (ed.). Молекулы в астрофизике: зонды и процессы . Международный астрономический союз симпозий. Молекулы в астрофизике: зонды и процессы. Тол. 178. Springer Science & Business Media. п. 446. ISBN 978-0792345381 .

[138] «Самая большая звезда в небе» . Эзо. 11 марта 1997 года . Получено 10 июля 2006 года .

[139] Ragland, S.; Чандрасекхар, Т.; Ашок, Н.М. (1995). «Угловой диаметр углеродной звезды TX-Piscium из лунных оккульторов в ближнем инфракрасном». Журнал астрофизики и астрономии . 16 : 332. Bibcode : 1995japas..16..332r .

[140] Миттаг, М.; Schröder, K.-P.; Perdelwitz, v.; Джек, Д.; Шмитт, JHMM (январь 2023 г.). «Хромосферная активность и фотосферные вариации $ \ alpha $ ori во время отличного туманного события в 2020 году». Астрономия и астрофизика . 669 : A9. Arxiv : 2211.04967 . Bibcode : 2023a & A ... 669a ... 9m . doi : 10.1051/0004-6361/202244924 . ISSN 0004-6361 .

[141] Дэвис, Кейт (1 декабря 2000 г.). «Переменная звезда месяца - декабрь 2000 года: Альфа Орионис» . Aavso. Архивировано из оригинала 12 июля 2006 года . Получено 13 августа 2006 года .

[142] Локтин, Ав (сентябрь 2006 г.). «Кинематика звезд в открытом кластере Pleiades». Астрономия отчеты . 50 (9): 714–721. Bibcode : 2006arep ... 50..714L . doi : 10.1134/s1063772906090058 . S2CID 121701212 .

[143] Блэнд-Хэторн, Джосс; Фриман, Кеннет; Matteucci, Франческа (2014). «Приложение B: звездные данные: источники и методы» . В Мур, Бен (ред.). Происхождение галактики и местной группы . SaaS-Fee Advanced Course 37 Швейцарское общество по астрофизике и астрономии. Спрингер Берлин Гейдельберг. п. 114. ISBN 978-3642417207 .

[144] Бирни, Д. Скотт; Гонсалес, Гильермо; Эеспер, Дэвид (2006). Наблюдательная астрономия . Издательство Кембриджского университета. С. 72–79. ISBN 978-1316139400 .

[145] «Хиппаркос: высокие правильные звезды движения» . Эса 10 сентября 1999 года . Получено 10 октября 2006 года .

[146] Джонсон, Хью М. (1957). «Кинематика и эволюция населения I звезд» . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 69 (406): 54. Bibcode : 1957pasp ... 69 ... 54J . doi : 10.1086/127012 .

[147] Elmegreen, B.; Efremov, YN (1999). «Формирование звездных кластеров» . Американский ученый . 86 (3): 264. BIBCODE : 1998AMSCI..86..264E . doi : 10.1511/1998.3.264 . S2CID 209833510 . Архивировано из оригинала 23 марта 2005 года . Получено 23 августа 2006 года .

[148] Брейнерд, Джером Джеймс (6 июля 2005 г.). «Рентгеновские снимки из звездных коронов» . Зритель астрофизики . Получено 21 июня 2007 года .

[149] Berdyugina, Svetlana V. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездной динамо» . Живые обзоры в области физики солнечной энергии . 2 (1): 8. Bibcode : 2005lrsp .... 2 .... 8b . doi : 10.12942/lrsp-2005-8 . Получено 21 июня 2007 года .

[150] Carrasco, VMS; Vaquero, JM; Gallego, MC; Муньоз-Джамильо, А.; de Toma, G.; Галавиз, П.; Arlt, R.; Senthamizh Pavai, v.; Санчес-Баджо, Ф.; Villalba Alvarez, J.; Gómez, JM (2019). Obspept на наблюдениях за Хевелью " Астрофизический журнал 886 (1): JEIV : 2103.0495 18. Bibcode : 2019Apj..886 ... 18c . doi : 10.3847/ 1538-4357/ ab4ade ISSN 1538-4357 .

[151] Смит, Натан (1998). «Бегемот eta carinae: повторный преступник» . Mercury Magazine . 27 (4): 20. Bibcode : 1998mercu..27d..20s . Архивировано из оригинала 27 сентября 2006 года . Получено 13 августа 2006 года .

[weidner-152] Weidner, C.; Крупа, П. (11 февраля 2004 г.). «Доказательства фундаментального звездного предела верхней массы от кластерной звездной формирования» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 348 (1): 187–191. Arxiv : Astro-ph/0310860 . Bibcode : 2004mnras.348..187W . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x . S2CID 119338524 .

[hainich-153] Hainich, R.; Rühling, U.; Тодт, Х.; Оскинова, LM; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). «Звезды Вольф-Райе в большом магеллановом облаке». Астрономия и астрофизика . 565 : A27. Arxiv : 1401.5474 . Bibcode : 2014a & A ... 565a..27h . doi : 10.1051/0004-6361/201322696 . S2CID 55123954 .

[banerjee-154] Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Seungkyung (21 октября 2012 г.). «Появление суперканонических звезд в кластерах звездочка типа R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. Arxiv : 1208.0826 . Bibcode : 2012mnras.426.1416b . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID 119202197 .

[155] «Вышив первых звезд» . Гарвард-Смитсонский центр астрофизики. 22 сентября 2005 г. Получено 5 сентября 2006 года .

[AJ-20150604-156] Собел, Дэвид; Матти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шарер, Даниэль; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Сантос, Серджио; Hemmati, Shoubaneh (4 июня 2015 г.). «Свидетельство о Popiii-подобных звездных популяциях в самых светящихся излучателях Lyman-α в эпоху повторной реонизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. Arxiv : 1504.01734 . Bibcode : 2015Apj ... 808..139S . doi : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID 18471887 .

[NYT-20150617-157] Overbye, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают о поиске самых ранних звезд, которые обогащали космос» . New York Times . Получено 17 июня 2015 года .

[SIMBAD-158] "2Mass J05233822-1403022" . Симбад - астрономический центр обработки данных Страсбурга . Получено 14 декабря 2013 года .

[boss_planets_or_what-159] Jump up to: ^а ^{беременный} Босс, Алан (3 апреля 2001 г.). "Они планеты или как?" Полем Карнеги институт Вашингтона. Архивировано из оригинала 28 сентября 2006 года . Получено 8 июня 2006 года .

[minimum-160] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Шига, Дэвид (17 августа 2006 г.). «Раскрыта массовая среза между звездами и коричневыми гномами» . Новый ученый . Архивировано с оригинала 14 ноября 2006 года . Получено 23 августа 2006 года .

[161] Лидбитер, Элли (18 августа 2006 г.). «Хаббл проблески самых слабых звезд» . Би -би -си . Получено 22 августа 2006 года .

[162] «Флагтса -звезда когда -либо видела» . Эзо. 11 июня 2003 г. Получено 3 октября 2006 года .

[163] «Солнечное вращение зависит от широты» . НАСА. 23 января 2013 года.

[164] Говард, Р.; Харви Дж. (1970). «Спектроскопические определения солнечного вращения». Солнечная физика . 12 (1): 23–51. Bibcode : 1970soph ... 12 ... 23h . doi : 10.1007/bf02276562 . S2CID 122140471 .

[165] Фицпатрик, Ричард (13 февраля 2006 г.). «Введение в физику плазмы: курс выпускника» . Техасский университет в Остине. Архивировано из оригинала 4 января 2010 года . Получено 4 октября 2006 года .

[166] Villata, Massimo (1992). «Угловая потеря импульса из -за звездного ветра и вращательных скоростей белых карликов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 257 (3): 450–454. Bibcode : 1992mnras.257..450V . doi : 10.1093/mnras/257.3.450 .

[167] «История туманности крабов» . Эзо. 30 мая 1996 г. Получено 3 октября 2006 года .

[168] «Свойства пульсаров» . Границы современной астрономии . Jodrell Bank Обсерватория, Университет Манчестера . Получено 17 августа 2018 года .

[astronomynotes-169] Стробель, Ник (20 августа 2007 г.). «Свойства звезд: цвет и температура» . Астрономия примечания . Primis/McGraw-Hill, Inc. Архивировал из оригинала 26 июня 2007 года . Получено 9 октября 2007 года .

[170] Селигман, Кортни. «Обзор теплового потока внутри звезд» . Самостоятельно опубликовано . Получено 5 июля 2007 года .

[aps_mss-171] Jump up to: ^а ^{беременный} «Основные звезды последовательности» . Зритель астрофизики. 16 февраля 2005 г. Получено 10 октября 2006 года .

[zeilik-172] Zeilik, Michael A.; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4 -е изд.). Saunders College Publishing. п. 321. ISBN 978-0-03-006228-5 .

[173] Коппес, Стив (20 июня 2003 г.). «Физик Чикагского университета получает Киотскую премию за жизненные достижения в области науки» . Университет Чикагского новостного офиса . Получено 15 июня 2012 года .

[carroll_ostlie_ch11-174] Jump up to: ^а ^{беременный} Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). "Глава 11". Введение в современную астрофизику (2 -е изд.). Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1108422161 .

[carroll_ostlie_ch10-175] Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). "Глава 10". Введение в современную астрофизику (2 -е изд.). Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1108422161 .

[176] «Цвет звезд» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинала 18 марта 2012 года . Получено 13 августа 2006 года .

[177] «Астрономы измеряют массу одной звезды - сначала после солнца» . Hubble News Desk. 15 июля 2004 г. Получено 24 мая 2006 г.

[178] Гарнетт, доктор; Kobulnicky, HA (2000). «Зависимость расстояния в Солнечном соседстве по возрастной маталличности». Астрофизический журнал . 532 (2): 1192–1196. ARXIV : Astro-PH/9912031 . Bibcode : 2000pj ... 532.1192G . doi : 10.1086/308617 . S2CID 18473242 .

[179] Персонал (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет прохладный темный экватор» . Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Архивировано из оригинала 24 мая 2019 года . Получено 18 ноября 2007 года .

[Michelson_Starspots-180] Майкельсон, А.А; Пиз, Ф.Г. (2005). «Звездные пятна: ключ к звездной динамо» . Живые обзоры в области физики солнечной энергии . 2 (1): 8. Bibcode : 2005lrsp .... 2 .... 8b . doi : 10.12942/lrsp-2005-8 .

[181] Мандука, а.; Белл, Ра; Густафссон, Б. (1977). «Коэффициенты затемнения конечностей для гигантских атмосферы позднего типа». Астрономия и астрофизика . 61 (6): 809–813. Bibcode : 1977a & A .... 61..809m .

[182] Chugainov, PF (1971). «О причине периодических изменений света некоторых красных звезд карлика». Информационный бюллетень на переменных звездах . 520 : 1–3. Bibcode : 1971ibvs..520 .... 1c .

[Lawrence2019-183] JL Lawrence (2019). Небесные расчеты: мягкое введение в вычислительную астрономию . MIT Press. п. 252. ISBN 978-0-262-53663-9 .

[184] "Величина" . Национальная солнечная обсерватория - Пик Сакраменто. Архивировано из оригинала 6 февраля 2008 года . Получено 23 августа 2006 года .

[luminosity-185] Jump up to: ^а ^{беременный} «Слуминность звезд» . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинала 9 августа 2014 года . Получено 13 августа 2006 года .

[Nicolson1999-186] Иэн Николсон (1999). Разворачивая нашу вселенную . Издательство Кембриджского университета. п. 134. ISBN 978-0-521-59270-3 .

[187] Поразительный научный факт и художественная литература . Street & Smith. 1960. с. 7

[188] Bestenlehner, Joachim M; Кроутер, Пол А; Caballero-Nieves, Saya M; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серджио; Бренды, Сара А; де Котер, Алекс; Gräfener, Götz; Эрреро, Артемо; Лангер, Норберт; Леннон, Даниэль Дж; Maíz Apellániz, Иисус; Пульс, Йоахим; VINK, JORICK S (17 октября 2020 г.). «Звездный кластер R136, рассеканный с помощью космического телескопа Хаббла/Стис - II. Физические свойства самых массивных звезд в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 499 (2): 1918–1936. Arxiv : 2009.05136 . Bibcode : 2020mnras.499.1918b . doi : 10.1093/mnras/staa2801 .

[189] «Слу более слабые звезды в глобулярном кластере NGC 6397» . Hubblesite. 17 августа 2006 г. Получено 8 июня 2006 года .

[190] Богатнее, HB (18 августа 2006 г.). «Исследование самых слабых звезд в кластере глобулярного звезды». Наука . 313 (5789): 936–940. Arxiv : Astro-ph/0702209 . Bibcode : 2006sci ... 313..936R . doi : 10.1126/science.1130691 . PMID 16917054 . S2CID 27339792 .

[191] Смит, Джин (16 апреля 1999 г.). «Звездные спектры» . Калифорнийский университет, Сан -Диего . Получено 12 октября 2006 года .

[192] Фаулер А. (апрель 1891 г.). «Каталог драпировки звездных спектров» . Природа . 45 (1166): 427–428. Bibcode : 1892natur..45..427f . doi : 10.1038/045427A0 .

[carlos-193] Джашек, Карлос; Jaschek, Mercedes (1990). Классификация звезд . Издательство Кембриджского университета. С. 31–48. ISBN 978-0-521-38996-9 .

[spectrum-194] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Macrobert, Alan M. "Спектральные типы звезд" . Небо и телескоп. Архивировано с оригинала 22 октября 2013 года . Получено 19 июля 2006 года .

[RixHay2015-195] Эрика Рикс; Ким Хей; Салли Рассел; Ричард Хэнди (2015). Солнечные наброски: всеобъемлющее руководство по рисованию солнца . Спрингер. п. 43. ISBN 978-1-4939-2901-6 .

[196] "Белый карлик (WD) звезды" . Белый карликовый исследовательская корпорация. Архивировано из оригинала 8 октября 2009 года . Получено 19 июля 2006 года .

[variables-197] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} «Типы переменной» . Aavso. 11 мая 2010 года. Архивировано с оригинала 17 октября 2018 года . Получено 20 августа 2010 года .

[198] «Катаклизма переменные» . НАСА Годдард Космический Полет Центр. 1 ноября 2004 г. Получено 8 июня 2006 года .

[gcvs-199] Самус, NN; Durlevich, OV; и др. (2009). «Вариант онлайн -каталог данных: общий каталог переменных звезд (Samus+ 2007–2013)». Vizier онлайн-каталог данных: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009cat .... 102025s . 1 Bibcode : 2009cat .... 102025s .

[hansen-200] Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры . Спрингер. С. 32–33 . ISBN 978-0-387-20089-7 .

[Schwarzschild-201] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Шварцшильд, Мартин (1958). Структура и эволюция звезд . ПРИЗНАЯ УНИВЕРСИТЕТА ПРИСЕТА. ISBN 978-0-691-08044-4 .

[202] «Формирование элементов высокой массы» . Smoot Group . Получено 11 июля 2006 года .

[HuangYu1998-203] RQ Huang; KN YU (1998). Звездная астрофизика . Спрингер. п. 70. ISBN 978-981-3083-36-3 .

[imagine-204] Jump up to: ^а ^{беременный} "Что такое звезда?" Полем НАСА. 1 сентября 2006 г. Получено 11 июля 2006 года .

[NewcombHolden1887-205] Саймон Ньюкомб; Эдвард Синглтон Холден (1887). Астрономия для средних школ и колледжей . Х. Холт. п. 278

[206] «Слава соседней звезды: оптический свет от горячей звездной короны, обнаруженной с помощью VLT» (пресс -релиз). Эзо. 1 августа 2001 года . Получено 10 июля 2006 года .

[207] Что такое солнечная корона? « Spaceplace.nasa.gov . Получено 21 ноября 2023 года .

[208] Burlaga, LF; и др. (2005). «Пересечение удара по прекращению в гелиошит: магнитные поля». Наука . 309 (5743): 2027–2029. Bibcode : 2005sci ... 309.2027b . doi : 10.1126/science.1117542 . PMID 16179471 . S2CID 5998363 .

[sunshine-209] Бахкалл, Джон Н. (29 июня 2000 г.). «Как сияет солнце» . Нобелевский фонд . Получено 30 августа 2006 года .

[synthesis-210] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Валлерстайн, Г .; и др. (1999). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Bibcode : 1997rvmp ... 69..995W . doi : 10.1103/revmodphys.69.995 . HDL : 2152/61093 . Получено 4 августа 2006 года .

[211] Woosley, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002rvmp ... 74.1015W . doi : 10.1103/revmodphys.74.1015 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

[ 77 ]

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[ 96 ]

[ 97 ]

[ 98 ]

[ 99 ]

[ 100 ]

v Т и Сверхновые
Classes	Type Ia Type Iax Type Ib and Ic Type II (IIP, IIL, IIn, and IIb) Hypernova Superluminous Pair-instability Calcium-rich Common envelope jets supernova
Physics of	Carbon detonation Foe/Bethe Near-Earth Phillips relationship Nucleosynthesis p-process r-process γ-process Neutrinos
Related	Failed Fast blue optical transient Fast radio burst Gamma-ray burst Gravitational wave Kilonova Luminous red nova Micronova Nova Pulsar kick Quark-nova Soft gamma repeater Imposter pulsational pair-instability Symbiotic nova
Progenitors	Hypergiant yellow Red Luminous blue variable Supergiant blue red yellow White dwarf Wolf–Rayet star Super-AGB star Population III star
Remnants	Supernova remnant Pulsar wind nebula Neutron star pulsar magnetar Stellar black hole Compact star electroweak exotic quark Zombie star Local Bubble Superbubble Orion–Eridanus
Discovery	Guest star History of supernova observation Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Lists	Candidates Notable Massive stars Most distant Remnants In fiction
Notable	Barnard's Loop Cassiopeia A SN 1054 Crab Nebula iPTF14hls SN 1000+0216 Tycho's Kepler's SN 1885A SN 1987A SN 1994D SN 185 SN 1006 SN 2003fg Remnant G1.9+0.3 SN 2007bi SN 2011fe SN 2014J SN Refsdal Vela Remnant SN 2006gy ASASSN-15lh SN 2016aps SN 2018cow SN 2022jli
Research	ASAS-SN Calán/Tololo Survey High-Z Supernova Search Team Katzman Automatic Imaging Telescope Monte Agliale Supernovae and Asteroid Survey Nearby Supernova Factory Sloan Supernova Survey Supernova/Acceleration Probe Supernova Cosmology Project SuperNova Early Warning System Supernova Legacy Survey Texas Supernova Search
Category:Supernovae Commons:Supernovae

v Т и Большая история
Themes and subjects	Chronology of the universe Cosmic evolution Deep time Time scales Goldilocks principle Modernity
Eight thresholds	1: Creation - Big Bang and cosmogony 2: Stars - creation of stars 3: Elements - creation of chemical elements inside dying stars 4: Planets - formation of planets 5: Life - abiogenesis and evolution of life 6: Humans - development of Homo sapiens Stone Age 7: Agriculture - Agricultural Revolution 8: Modernity - modern era
Web-based education	Big History Project ChronoZoom
Notable people	Walter Alvarez Cynthia Stokes Brown Eric Chaisson David Christian Carl Sagan Fred Spier Graeme Snooks
Related	Big History (2013 series)

Базы данных управления авторитетом
National	Germany United States France BnF data Japan Czech Republic Israel
Other	Encyclopedia of Modern Ukraine İslâm Ansiklopedisi