Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом.
Еволюція окремої зорі в основному визначається її масою та (деякою мірою) хімічним складом. Для наочного опису еволюції застосовують діаграму Герцшпрунга — Рассела, на якій позначають розташування зорі на кожному етапі. Утворену криву називають еволюційним треком зорі.
У подвійних та кратних системах на еволюцію суттєво впливає обмін масою між компонентами: до початку обміну масою еволюція відбувається так само, як і для окремих зір, але коли якась із зір системи заповнює свою порожнину Роша (здебільшого це відбувається на заключних стадіях еволюції), починається перетікання речовини на супутник, що призводить до незвичайних явищ, які в еволюції поодиноких зір не трапляються.
Більшість зір утворюються групами від десятків до сотень тисяч зір.Масивні зорі в таких групах можуть сильно освітлювати ці хмари, іонізуючи водень і створюючи зони H II. Такі ефекти зворотного зв'язку від утворення зір можуть зрештою розірвати хмару та запобігти подальшому утворенню зір.
Протозоря
Еволюція зорі починається з гравітаційного колапсу молекулярної хмари міжзоряного газу. Типова молекулярна хмара має розмір приблизно 100 світлових років. У процесі гравітаційного колапсу хмара фрагментується на менші частки, кожна з яких стискається вже окремо. Тому зорі зазвичай народжуються групами. Під час колапсу потенційна енергія гравітаційної взаємодії молекул газу між собою перетворюється на тепло. Густина й тиск газу, що колапсує, найшвидше зростають у центрі хмари. Утворюється ядро, яке називають протозорею.
Зорі T Тельця вважаються протозорями, які мають масу менше 2 M☉, тоді як ті, що важать більше, класифікуються як (Ae/Be-зорі Гербіга). Ці новоутворені зорі випромінюють струмені газу вздовж своєї осі обертання, що може зменшити момент імпульсу колапсуючої зорі і сприяти формуванню невеликих туманностей, відомих як об'єкти Гербіга-Аро. Ці струмені, спільно з випромінюванням від сусідніх масивних зір, можуть допомагати відштовхувати навколишню хмару, з якої зоря виникла. Протозорі зазвичай розташовані поруч з молекулярними хмарами і можуть бути ідентифіковані за їх непостійною змінюваністю в оптичному діапазоні. Температура їхньої поверхні співпадає з температурою зір головної послідовності з аналогічною масою, проте їх світність трошки вища через більший радіус. У спектрі зір типу T Тельця наявний літій, який відсутній у спектрах Сонця та інших зір головної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K
На початку свого розвитку зорі типу Т Тельця слідують треком Хаяші на діаграмі Герцшрунга-Рассела — вони стискаються та зменшують світність, маючи приблизно сталу температуру. Менш масивні зорі T Тельця йдуть цим треком до головної послідовності, тоді як більш масивні зорі повертають до треку Хеньї.
Зі спостережень виникає, що більшість зір є членами подвійних зоряних систем. Це можна пояснити тим, що із газопилової хмари часто формується кілька протозір.
У міру стискання протозорі її температура зростає. Якщо її маса більша ніж ~0,075 маси Сонця, настане момент коли температура і тиск у ядрі стануть достатньо високими, щоб могли відбуватися реакції термоядерного синтезу. Однак якщо маса протозорі менша, вона перетвориться на коричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. У них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю дейтерію та літію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.
Коричневі карлики та субзоряні об'єкти
Якщо протозоря має масу меншу ніж 0,08 M☉, то температура в її надрах ніколи не досягне рівня, достатнього для початку термоядерної реакції перетворення водню на гелій, але можуть відбуватися термоядерні реакції за участі літію та дейтерію. Такий об'єкт називають коричневим карликом. Вони мають масу не менше 0,0125 M☉ (або 13 мас Юпітера). У менш масивних об'єктах умови для початку термоядерних реакцій не виникають.
Для протозір із масою понад 0,08 M☉ температура в ядрі врешті-решт досягне 3×106 K, необхідних для початку реакцій протон-протонного циклу. Стискання зорі може тривати ще деякий час і припиняється, коли виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій повністю врівноважує її витрати на випромінювання. Протозоря стає повноцінною зорею й опиняється на головній послідовності.
Головна послідовність
Енергія, що виділяється в термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. У зір із масою до 1,2 M☉ перетворення гідрогену на гелій відбувається переважно шляхом протон-протонного циклу, у масивніших зір — шляхом вуглецево-азотного циклу. Світність та ефективна температура зорі на головній послідовності змінюється дуже мало. Це найтриваліша стадія еволюції — тривалість усіх подальших стадій становить лише 10 % від часу перебування на головній послідовності. Час перебування зорі на головній послідовності визначається її масою й може бути наближено поданий формулою:
Перебування зорі на головній послідовності закінчується утворенням у її надрах гелієвого ядра. Подальша доля зорі залежить від її маси. З погляду еволюції зорі поділяють на такі групи:
- зорі малої маси:
- зорі помірної маси:
- масивні зорі:
Межа між зорями малої маси та зорями помірної маси визначається умовами, в яких розпочинаються термоядерні реакції за участі гелію: у зорях помірної маси потрійна гелієва реакція розвивається в невиродженому ядрі й відбувається спокійно; у зорях малої маси ця реакція розпочинається у виродженому ядрі й має характер теплового вибуху.
Межа між зорями помірної маси та масивними зорями визначається аналогічно за умовами початку реакцій у вуглецевому ядрі.
Час, який зоря перебуває на головній послідовності, залежить насамперед від кількості термоядерного палива, яке вона має, і швидкості, з якою вона його витрачає. Очікується, для Сонця цей час становитиме 10 мільярдів років. Масивні зорі дуже швидко витрачають своє паливо, тому вони можуть перебувати на головній послідовності навіть менше мільйона років. В зорях з малою масою реакції відбуваються дуже повільно. Зорі масою менш 0,25 M☉, які називаються червоними карликами, можуть існувати приблизно трильйон років, а найменші зорі масою 0,08 M☉ — навіть 12 трильйонів років. Червоні карлики стають гарячішими та яскравішими, коли накопичують гелій. Коли врешті-решт у них закінчується водень, вони стискаються в білого карлика, який повільно охолоджується. Оскільки тривалість життя таких зір перевищує поточний вік Всесвіту (13,8 мільярдів років), ще не існує зір із масою менше приблизно 0,85 M☉, у яких завершився етап головної послідовності.
Металічність зорі може впливати на час, потрібний їй для згоряння палива, і контролює формування її магнітних полів, що впливає на потужність її зоряного вітру. Старі зорі населення II мають значно меншу металічність, ніж молодші зорі населення I, через склад молекулярних хмар, з яких вони утворилися. З часом такі хмари дедалі більше збагачуються важчими елементами, оскільки зорі більшого віку вмирають і втрачають частину своєї атмосфери.
Еволюція зір після головної послідовності
Коли зорі масою більше 0,4 M☉ вичерпують запаси водню у своєму ядрі, вони починають спалювати водень в оболонці, що оточує гелієве ядро. Зовнішні шари зірки розширюються й сильно охолоджуються — вона перетворюється на червоного гіганта. У деяких випадках вони спалюють важчі елементи в ядрі або в оболонках навколо ядра. Коли зірки розширюються, вони викидають частину своєї маси, збагачену цими важчими елементами, у міжзоряне середовище. Потім з цього матеріалу утворюються нові зірки. Приблизно через 5 мільярдів років, коли Сонце увійде у фазу горіння гелію, воно розшириться до максимального радіуса приблизно 1 а. о. (150 млн км), що в 250 разів перевищує його теперішній розмір, і втратить 30 % своєї поточної маси.
Після того, як зірка спалила гелій у ядрі, вона починає спалювати гелій в оболонці, що оточує гаряче вуглецеве ядро. Потім зірка йде еволюційним шляхом, що називається асимптотичною гілкою гігантів (asymptotic giant branch, AGB), яка є паралельною гілці червоних гігантів (red giant branch, RGB), але має більшу світність. Під час фази AGB зірки зазнають теплових імпульсів через нестабільність у ядрі. При цьому речовина викидається з атмосфери зірки, зрештою утворюючи планетарну туманність. У цьому процесі втрати маси може бути викинуто від 50 до 70 % маси зірки. Оскільки транспортування енергії в зірці AGB відбувається переважно шляхом конвекції, цей викинутий матеріал збагачується продуктами термоядерного синтезу, зачерпнутими з ядра. Тому планетарні туманності збагачені такими елементами як вуглець і кисень. Зрештою, планетарна туманність розсіюється у міжзоряне середовище.
Зорі малої маси
Коли майже весь водень в ядрі перетворюється на гелій, термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра. Це призводить до зростання його густини та температури. Термоядерне горіння водню продовжується в шарі на периферії ядра, а маса гелієвого ядра поступово зростає. У цей період структура зорі змінюється. Зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується, світність зорі зростає, вона перетворюється на червоного гіганта.
У зорях із масою меншою ніж 0,5 M☉ умови для інших термоядерних реакцій ніколи не виникають. Після припинення термоядерних реакцій протон-протонного циклу такі зорі поступово остигатимуть, хоча тривалий час іще будуть слабко випромінювати в інфрачервоному й мікрохвильовому діапазоні.
У зорях із масою від 0,5 до 2,25 M☉ коли маса гелієвого ядра сягає 0,4–0,5 M☉, а температура в ньому становить приблизно 100 мільйонів К, починається потрійна альфа-реакція, в якій гелій перетворюється на вуглець. Оскільки реакція відбувається у виродженому ядрі, вона набуває вибухового характеру.
Внаслідок спалаху зоря втрачає оболонку, що складається переважно з водню, і, таким чином, позбувається можливих джерел термоядерної енергії та врешті-решт перетворюється на білого карлика.
Зорі помірної маси
У зір помірної маси (2–8 M☉) після вичерпання водню в ядрі також розпочинається потрійна гелієва реакція, але, на відміну від зір малої маси, вона перебігає спокійно. Гелій у ядрі перетворюється на вуглець, водночас (завдяки реакціям вуглецево-азотного циклу) утворюється також деяка кількість кисню та азоту. Ці елементи накопичуються у ядрі зорі, яке поступово зростає. Ядерні реакції у центрі припиняються, а густина ядра зростає й електронний газ переходить у вироджений стан. До ядра прилягає шар, у якому відбувається горіння гелію. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела зоря пересувається на Асимптотичне відгалуження гігантів
Врешті-решт температура в такому ядрі досягають величин, коли розпочинаються реакції між ядрами вуглецю. Оскільки реакція розпочинається у виродженому ядрі, початок реакції матиме характер теплового вибуху.
Бурхливий початок реакції призводить до скидання оболонки, яка, крім водню й гелію, містить значну кількість інших елементів (зокрема, вуглецю, азоту та кисню).
Після скидання оболонки зоря залишається без джерел термоядерної енергії й перетворюється на вуглецевого білого карлика.
Масивні зорі
Зорі з масою понад 8 M☉ після спалювання гелію залишаються досить масивними для початку в їх надрах подальших реакцій нуклеосинтезу, спочатку — за участі вуглецю. Якщо зоря дуже масивна, далі можуть відбуватися реакції за участі кремнію, магнію і так далі, до заліза. Кожна нова реакція розпочинається в центрі зорі, а всі попередні продовжуються в зовнішній частині ядра, таким чином структура зорі стає багатошаровою (подібною до цибулини). Основна частина хімічних елементів до заліза, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтезу в надрах таких зір. Залізо не може бути паливом для подальших ядерних реакцій (як синтезу, так і розпаду). Ядро заліза має найбільшу енергію зв'язку на один нуклон і всі ядерні реакції за участі заліза відбуваються з поглинанням енергії. Внаслідок цього масивна зоря накопичує залізне ядро. Щоправда, завдяки s- та p-процесам у невеликій кількості утворюються також ядра хімічних елементів, важчих від заліза.
Температура й тиск усередині ядра зорі продовжують збільшуватися й досягають рівня, коли енергія Фермі виродженого електронного газу сягає різниці мас між нейтроном та протоном з електроном (близько 0,78 МеВ). Тоді розпад нейтрона стає забороненим і він, фактично, перетворюється на стабільну частинку. Вільні високоенергетичні електрони починають взаємодіяти з протонами з утворенням нейтронів (починається нейтронізація речовини в ядрі зорі). Тиск виродженого електронного газу далі вже зростати не може. Це створює умови для гравітаційного колапсу ядра, після чого оболонка зорі просто падає на ядро. Енергія, що вивільняється внаслідок падіння зовнішньої оболонки на нейтронізоване ядро настільки велика, що зоря буквально вибухає. Такі події називають спалахом наднової. Протягом короткого часу спалаху наднова випромінює стільки ж енергії, скільки всі зорі галактики разом узяті. У масивних зорях термоядерний синтез триває, доки залізне ядро не досягне маси приблизно 1,4 M☉. Тоді воно більше не може підтримувати власну масу. Це ядро раптово руйнується — електрони та протони всередині нього зіштовхуються та утворюють нейтрони, нейтрино та гамма-промені. Ударна хвиля, утворена цим раптовим колапсом, змушує решту зорю вибухати надновою. Залежно від маси, після наднової утворюється нейтронна зоря із туманністю або чорна діра.
Фінальні стадії зоряної еволюції
Нейтронні зорі
Нейтронні зорі — ще щільніші об'єкти, ніж білі карлики. Мінімально можлива маса нейтронної зорі становить 0,1 M☉, і в такому разі радіус нейтронної зорі становитиме близько 200 км. Максимальна маса нейтронної зорі, яку також називають межею Оппенгеймера-Волкова, становить 2-2,5 M☉. За такої маси її радіус буде меншим — близько 10 км. Для маси, що перевищує межу Чандрасекара, тиск виродженого електронного газу неспроможний у будь-якому радіусі білого карлика протистояти силі гравітаційного стискання. У цьому випадку ядро зазнає колапсу, під час якого більша частина його матерії перетворюється на нейтрони: електрони «поглиблюються» в протони, утворюючи нейтрони і випромінюючи нейтрино. З приростом ядерної щільності матерії бета-розпад нейтронів стає енергетично невигідним, і нейтрони стають стабільними частинками. Таким чином, ядро зорі не розвивається у білого карлика, але перетворюється на нейтронну зорю. Цей процес супроводжується значною енергетичною вивільненістю і спричиняє вибух наднової. Зорі з початковою масою понад 8–10 M☉ можуть еволюціонувати в нейтронні зорі або чорні діри.
Чорні діри
У якийсь момент радіус ядра зорі стає рівним радіусу Шварцшильда, за якого друга космічна швидкість дорівнює швидкості світла, і виникає чорна діра зоряної маси.Однак, існує й інший сценарій утворення чорних дір, за якого вибух наднової не відбувається — натомість відбувається колапс зорі та її перетворення на чорну діру, зорю, що колапсує в такий спосіб, називають невдалою надновою. Імовірно, від 10 до 30 % масивних зір закінчують життя саме так, однак, астрономами дотепер було виявлено лише дві такі події.
Класифікації зір почали створюватися відразу після того, як стало можливим вимірювання їхніх спектрів. У першому наближенні спектр зорі можна описати як випромінювання абсолютно чорного тіла з накладеними на нього лініями поглинання або випромінювання. Головний чинник, що впливає на вигляд спектра — це температура, то ж спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.
Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в Гарвардській обсерваторії в 1890–1924 роках під час складання каталогу Генрі Дрейпера (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією).
Зоряні залишки
Гравітаційний колапс зір масою 10-30 сонячних мас зупиняється, коли дається взнаки тиск вироджених нейтронів. Після спалаху наднової й розльоту оболонки від зорі залишається дуже щільний об'єкт розміром близько 15 км у діаметрі, який називають нейтронною зорею. Нейтронна зоря швидко обертається і має потужне магнітне поле, наслідок чого випромінює електромагнітні імпульси з частотою обертання; такі об'єкти спостерігають як пульсари. Якщо ж маса ядра зорі перевищує 30 сонячних мас, тиск вироджених нейтронів не в змозі зупинити гравітаційний колапс, що може призвести до утворення гіпотетичного об'єкта, якому дали назву чорна діра.
Джерела
- Lada, C. J.; Lada, E. A. (2003). Embedded Clusters in Molecular Clouds. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57—115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844.
- Murray, Norman (2011). Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way. The Astrophysical Journal. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ...729..133M. doi:10.1088/0004-637X/729/2/133.
- Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. с. 176. ISBN .
- Megeath, Tom (11 травня 2010). Herschel finds a hole in space. ESA. Процитовано 17 травня 2010.
- (англ.) An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy [Архівовано 11 липня 2012 у Archive.is] David Barrado y Navascues, 2003
- David Darling (2004). The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance. Wiley. с. 229. ISBN .
- Duquennoy, A.; Mayor, M. (1991). Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample. Astronomy & Astrophysics. 248 (2): 485—524. Bibcode:1991A&A...248..485D.
- Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 142—144. — .
-
{{}}
: Порожнє посилання на джерело () - Main Sequence Lifetime. Swinburne University of Technology.
- Pizzolato, N. та ін. (2001). Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests. Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597—607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626.
- . UCL Astrophysics Group. 18 червня 2004. Архів оригіналу за 22 листопада 2004. Процитовано 26 серпня 2006.
- Rutherford Appleton Laboratory. Workshop on Astronomy and Astrophysics (1984). Gas in the Interstellar Medium: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon. Science and Engineering Research Council, Rutherford Appleton Laboratory.
- Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Процитовано 4 серпня 2006.
- . NASA Observatorium. Архів оригіналу за 10 лютого 2008. Процитовано 8 червня 2006.
- Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
- Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). Distant future of the Sun and Earth revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155—163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. See also Palmer, Jason (22 лютого 2008). Hope dims that Earth will survive Sun's death. NewScientist.com news service. Процитовано 24 березня 2008.
- Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (7 September 2017). Chapter 13. An Introduction to Modern Astrophysics (вид. 2nd). Cambridge, United Kingdom. ISBN .
-
{{}}
: Порожнє посилання на джерело () - Спалах гелієвого ядра // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — 548 с. : іл. — .
- James Trefil (2002). [Природа науки. 200 законов мироздания]. elementy.ru. Cassel Reference Ltd. Архів оригіналу за 20 жовтня 2012. Процитовано 20 жовтня 2012.
{{}}
: Проігноровано|chapter=
() - Introduction to Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center. 6 квітня 2006. Процитовано 16 липня 2006.
- Кононович Э. В.; Мороз В. И. (2004). Загальний курс астрономії.
- Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN .
- Утробин В. П. (1986). Физика космоса: Маленькая энциклопедия.
- Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN .
- Кононович Э. В.; Мороз В. И. (2004). Загальний курс астрономії.
- https://www.jpl.nasa.gov. Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 11 листопада 2023.
- Billings, Lee. Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births. Scientific American (англ.). Процитовано 11 листопада 2023.
- Гарвардська класифікація // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 100—101. — .
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Evolyu ciya zir zmina fizichnih harakteristik himichnogo skladu ta vnutrishnoyi budovi zori iz chasom Evolyuciya zori klasu G na prikladi Soncya Evolyuciya okremoyi zori v osnovnomu viznachayetsya yiyi masoyu ta deyakoyu miroyu himichnim skladom Dlya naochnogo opisu evolyuciyi zastosovuyut diagramu Gercshprunga Rassela na yakij poznachayut roztashuvannya zori na kozhnomu etapi Utvorenu krivu nazivayut evolyucijnim trekom zori U podvijnih ta kratnih sistemah na evolyuciyu suttyevo vplivaye obmin masoyu mizh komponentami do pochatku obminu masoyu evolyuciya vidbuvayetsya tak samo yak i dlya okremih zir ale koli yakas iz zir sistemi zapovnyuye svoyu porozhninu Rosha zdebilshogo ce vidbuvayetsya na zaklyuchnih stadiyah evolyuciyi pochinayetsya peretikannya rechovini na suputnik sho prizvodit do nezvichajnih yavish yaki v evolyuciyi poodinokih zir ne traplyayutsya Bilshist zir utvoryuyutsya grupami vid desyatkiv do soten tisyach zir Masivni zori v takih grupah mozhut silno osvitlyuvati ci hmari ionizuyuchi voden i stvoryuyuchi zoni H II Taki efekti zvorotnogo zv yazku vid utvorennya zir mozhut zreshtoyu rozirvati hmaru ta zapobigti podalshomu utvorennyu zir ProtozoryaDokladnishe Protozorya Zorya tipu T Tilcya z navkolozoryanim diskom Evolyuciya zori pochinayetsya z gravitacijnogo kolapsu molekulyarnoyi hmari mizhzoryanogo gazu Tipova molekulyarna hmara maye rozmir priblizno 100 svitlovih rokiv U procesi gravitacijnogo kolapsu hmara fragmentuyetsya na menshi chastki kozhna z yakih stiskayetsya vzhe okremo Tomu zori zazvichaj narodzhuyutsya grupami Pid chas kolapsu potencijna energiya gravitacijnoyi vzayemodiyi molekul gazu mizh soboyu peretvoryuyetsya na teplo Gustina j tisk gazu sho kolapsuye najshvidshe zrostayut u centri hmari Utvoryuyetsya yadro yake nazivayut protozoreyu Zori T Telcya vvazhayutsya protozoryami yaki mayut masu menshe 2 M todi yak ti sho vazhat bilshe klasifikuyutsya yak Ae Be zori Gerbiga Ci novoutvoreni zori viprominyuyut strumeni gazu vzdovzh svoyeyi osi obertannya sho mozhe zmenshiti moment impulsu kolapsuyuchoyi zori i spriyati formuvannyu nevelikih tumannostej vidomih yak ob yekti Gerbiga Aro Ci strumeni spilno z viprominyuvannyam vid susidnih masivnih zir mozhut dopomagati vidshtovhuvati navkolishnyu hmaru z yakoyi zorya vinikla Protozori zazvichaj roztashovani poruch z molekulyarnimi hmarami i mozhut buti identifikovani za yih nepostijnoyu zminyuvanistyu v optichnomu diapazoni Temperatura yihnoyi poverhni spivpadaye z temperaturoyu zir golovnoyi poslidovnosti z analogichnoyu masoyu prote yih svitnist troshki visha cherez bilshij radius U spektri zir tipu T Telcya nayavnij litij yakij vidsutnij u spektrah Soncya ta inshih zir golovnoyi poslidovnosti oskilki vin spalyuyetsya u termoyadernih reakciyah za temperaturi vishe 2 500 000 K Na pochatku svogo rozvitku zori tipu T Telcya sliduyut trekom Hayashi na diagrami Gercshrunga Rassela voni stiskayutsya ta zmenshuyut svitnist mayuchi priblizno stalu temperaturu Mensh masivni zori T Telcya jdut cim trekom do golovnoyi poslidovnosti todi yak bilsh masivni zori povertayut do treku Henyi Zi sposterezhen vinikaye sho bilshist zir ye chlenami podvijnih zoryanih sistem Ce mozhna poyasniti tim sho iz gazopilovoyi hmari chasto formuyetsya kilka protozir U miru stiskannya protozori yiyi temperatura zrostaye Yaksho yiyi masa bilsha nizh 0 075 masi Soncya nastane moment koli temperatura i tisk u yadri stanut dostatno visokimi shob mogli vidbuvatisya reakciyi termoyadernogo sintezu Odnak yaksho masa protozori mensha vona peretvoritsya na korichnevogo karlika Ce promizhnij klas ob yektiv mizh zoryami ta planetami U nih mozhut vidbuvatisya deyaki termoyaderni reakciyi za uchastyu dejteriyu ta litiyu ale voni ne kompensuyut vitrat energiyi na viprominyuvannya i taki nebesni tila povilno oholodzhuyutsya Korichnevi karliki ta subzoryani ob yekti Dokladnishe Korichnevij karlik Yaksho protozorya maye masu menshu nizh 0 08 M to temperatura v yiyi nadrah nikoli ne dosyagne rivnya dostatnogo dlya pochatku termoyadernoyi reakciyi peretvorennya vodnyu na gelij ale mozhut vidbuvatisya termoyaderni reakciyi za uchasti litiyu ta dejteriyu Takij ob yekt nazivayut korichnevim karlikom Voni mayut masu ne menshe 0 0125 M abo 13 mas Yupitera U mensh masivnih ob yektah umovi dlya pochatku termoyadernih reakcij ne vinikayut Dlya protozir iz masoyu ponad 0 08 M temperatura v yadri vreshti resht dosyagne 3 106 K neobhidnih dlya pochatku reakcij proton protonnogo ciklu Stiskannya zori mozhe trivati she deyakij chas i pripinyayetsya koli vidilennya energiyi vnaslidok termoyadernih reakcij povnistyu vrivnovazhuye yiyi vitrati na viprominyuvannya Protozorya staye povnocinnoyu zoreyu j opinyayetsya na golovnij poslidovnosti Golovna poslidovnistDokladnishe Golovna poslidovnist Energiya sho vidilyayetsya v termoyadernih reakciyah pidtrimuye viprominyuvannya zori ta visokij tisk u yiyi nadrah yakij vrivnovazhuye tyazhinnya U zir iz masoyu do 1 2 M peretvorennya gidrogenu na gelij vidbuvayetsya perevazhno shlyahom proton protonnogo ciklu u masivnishih zir shlyahom vuglecevo azotnogo ciklu Svitnist ta efektivna temperatura zori na golovnij poslidovnosti zminyuyetsya duzhe malo Ce najtrivalisha stadiya evolyuciyi trivalist usih podalshih stadij stanovit lishe 10 vid chasu perebuvannya na golovnij poslidovnosti Chas perebuvannya zori na golovnij poslidovnosti viznachayetsya yiyi masoyu j mozhe buti nablizheno podanij formuloyu lg TGp 9 9 3 8lg MM lg2 MM displaystyle lg T Gp 9 9 3 8 lg frac M M odot lg 2 frac M M odot Evolyucijni treki zir riznoyi masi na stadiyah pislya stadiyi golovnoyi poslidovnosti Perebuvannya zori na golovnij poslidovnosti zakinchuyetsya utvorennyam u yiyi nadrah geliyevogo yadra Podalsha dolya zori zalezhit vid yiyi masi Z poglyadu evolyuciyi zori podilyayut na taki grupi zori maloyi masi 0 08 MM 2 2 3 displaystyle 0 08 leqslant frac M M bigodot leqslant 2 div 2 3 zori pomirnoyi masi 2 2 3 MM 8 10 displaystyle 2 div 2 3 leqslant frac M M odot leqslant 8 div 10 masivni zori MM 8 10 displaystyle frac M M odot geqslant 8 div 10 Mezha mizh zoryami maloyi masi ta zoryami pomirnoyi masi viznachayetsya umovami v yakih rozpochinayutsya termoyaderni reakciyi za uchasti geliyu u zoryah pomirnoyi masi potrijna geliyeva reakciya rozvivayetsya v nevirodzhenomu yadri j vidbuvayetsya spokijno u zoryah maloyi masi cya reakciya rozpochinayetsya u virodzhenomu yadri j maye harakter teplovogo vibuhu Mezha mizh zoryami pomirnoyi masi ta masivnimi zoryami viznachayetsya analogichno za umovami pochatku reakcij u vuglecevomu yadri Chas yakij zorya perebuvaye na golovnij poslidovnosti zalezhit nasampered vid kilkosti termoyadernogo paliva yake vona maye i shvidkosti z yakoyu vona jogo vitrachaye Ochikuyetsya dlya Soncya cej chas stanovitime 10 milyardiv rokiv Masivni zori duzhe shvidko vitrachayut svoye palivo tomu voni mozhut perebuvati na golovnij poslidovnosti navit menshe miljona rokiv V zoryah z maloyu masoyu reakciyi vidbuvayutsya duzhe povilno Zori masoyu mensh 0 25 M yaki nazivayutsya chervonimi karlikami mozhut isnuvati priblizno triljon rokiv a najmenshi zori masoyu 0 08 M navit 12 triljoniv rokiv Chervoni karliki stayut garyachishimi ta yaskravishimi koli nakopichuyut gelij Koli vreshti resht u nih zakinchuyetsya voden voni stiskayutsya v bilogo karlika yakij povilno oholodzhuyetsya Oskilki trivalist zhittya takih zir perevishuye potochnij vik Vsesvitu 13 8 milyardiv rokiv she ne isnuye zir iz masoyu menshe priblizno 0 85 M u yakih zavershivsya etap golovnoyi poslidovnosti Metalichnist zori mozhe vplivati na chas potribnij yij dlya zgoryannya paliva i kontrolyuye formuvannya yiyi magnitnih poliv sho vplivaye na potuzhnist yiyi zoryanogo vitru Stari zori naselennya II mayut znachno menshu metalichnist nizh molodshi zori naselennya I cherez sklad molekulyarnih hmar z yakih voni utvorilisya Z chasom taki hmari dedali bilshe zbagachuyutsya vazhchimi elementami oskilki zori bilshogo viku vmirayut i vtrachayut chastinu svoyeyi atmosferi Evolyuciya zir pislya golovnoyi poslidovnostiKoli zori masoyu bilshe 0 4 M vicherpuyut zapasi vodnyu u svoyemu yadri voni pochinayut spalyuvati voden v obolonci sho otochuye geliyeve yadro Zovnishni shari zirki rozshiryuyutsya j silno oholodzhuyutsya vona peretvoryuyetsya na chervonogo giganta U deyakih vipadkah voni spalyuyut vazhchi elementi v yadri abo v obolonkah navkolo yadra Koli zirki rozshiryuyutsya voni vikidayut chastinu svoyeyi masi zbagachenu cimi vazhchimi elementami u mizhzoryane seredovishe Potim z cogo materialu utvoryuyutsya novi zirki Priblizno cherez 5 milyardiv rokiv koli Sonce uvijde u fazu gorinnya geliyu vono rozshiritsya do maksimalnogo radiusa priblizno 1 a o 150 mln km sho v 250 raziv perevishuye jogo teperishnij rozmir i vtratit 30 svoyeyi potochnoyi masi Pislya togo yak zirka spalila gelij u yadri vona pochinaye spalyuvati gelij v obolonci sho otochuye garyache vugleceve yadro Potim zirka jde evolyucijnim shlyahom sho nazivayetsya asimptotichnoyu gilkoyu gigantiv asymptotic giant branch AGB yaka ye paralelnoyu gilci chervonih gigantiv red giant branch RGB ale maye bilshu svitnist Pid chas fazi AGB zirki zaznayut teplovih impulsiv cherez nestabilnist u yadri Pri comu rechovina vikidayetsya z atmosferi zirki zreshtoyu utvoryuyuchi planetarnu tumannist U comu procesi vtrati masi mozhe buti vikinuto vid 50 do 70 masi zirki Oskilki transportuvannya energiyi v zirci AGB vidbuvayetsya perevazhno shlyahom konvekciyi cej vikinutij material zbagachuyetsya produktami termoyadernogo sintezu zacherpnutimi z yadra Tomu planetarni tumannosti zbagacheni takimi elementami yak vuglec i kisen Zreshtoyu planetarna tumannist rozsiyuyetsya u mizhzoryane seredovishe Zori maloyi masi Tumannist Kotyache Oko planetarna tumannist yaka sformuvalas pislya zagibeli zirki yaka za masoyu bula blizkoyu do Soncya Koli majzhe ves voden v yadri peretvoryuyetsya na gelij termoyaderni reakciyi spovilnyuyutsya zmenshuyetsya temperatura ta vidpovidno tisk u yadri Gidrostatichna rivnovaga porushuyetsya j pid diyeyu sil tyazhinnya vidbuvayetsya stiskannya yadra Ce prizvodit do zrostannya jogo gustini ta temperaturi Termoyaderne gorinnya vodnyu prodovzhuyetsya v shari na periferiyi yadra a masa geliyevogo yadra postupovo zrostaye U cej period struktura zori zminyuyetsya Zovnishni shari rozshiryuyutsya a temperatura poverhni zmenshuyetsya svitnist zori zrostaye vona peretvoryuyetsya na chervonogo giganta U zoryah iz masoyu menshoyu nizh 0 5 M umovi dlya inshih termoyadernih reakcij nikoli ne vinikayut Pislya pripinennya termoyadernih reakcij proton protonnogo ciklu taki zori postupovo ostigatimut hocha trivalij chas ishe budut slabko viprominyuvati v infrachervonomu j mikrohvilovomu diapazoni U zoryah iz masoyu vid 0 5 do 2 25 M koli masa geliyevogo yadra syagaye 0 4 0 5 M a temperatura v nomu stanovit priblizno 100 miljoniv K pochinayetsya potrijna alfa reakciya v yakij gelij peretvoryuyetsya na vuglec Oskilki reakciya vidbuvayetsya u virodzhenomu yadri vona nabuvaye vibuhovogo harakteru Dokladnishe Spalah geliyevogo yadra Vnaslidok spalahu zorya vtrachaye obolonku sho skladayetsya perevazhno z vodnyu i takim chinom pozbuvayetsya mozhlivih dzherel termoyadernoyi energiyi ta vreshti resht peretvoryuyetsya na bilogo karlika Zori pomirnoyi masi U zir pomirnoyi masi 2 8 M pislya vicherpannya vodnyu v yadri takozh rozpochinayetsya potrijna geliyeva reakciya ale na vidminu vid zir maloyi masi vona perebigaye spokijno Gelij u yadri peretvoryuyetsya na vuglec vodnochas zavdyaki reakciyam vuglecevo azotnogo ciklu utvoryuyetsya takozh deyaka kilkist kisnyu ta azotu Ci elementi nakopichuyutsya u yadri zori yake postupovo zrostaye Yaderni reakciyi u centri pripinyayutsya a gustina yadra zrostaye j elektronnij gaz perehodit u virodzhenij stan Do yadra prilyagaye shar u yakomu vidbuvayetsya gorinnya geliyu Na diagrami Gercshprunga Rassela zorya peresuvayetsya na Asimptotichne vidgaluzhennya gigantiv Vreshti resht temperatura v takomu yadri dosyagayut velichin koli rozpochinayutsya reakciyi mizh yadrami vuglecyu Oskilki reakciya rozpochinayetsya u virodzhenomu yadri pochatok reakciyi matime harakter teplovogo vibuhu Burhlivij pochatok reakciyi prizvodit do skidannya obolonki yaka krim vodnyu j geliyu mistit znachnu kilkist inshih elementiv zokrema vuglecyu azotu ta kisnyu Pislya skidannya obolonki zorya zalishayetsya bez dzherel termoyadernoyi energiyi j peretvoryuyetsya na vuglecevogo bilogo karlika Masivni zori Obolonkova struktura masivnoyi zori na piznih stadiyah evolyuciyi zobrazhennya ne v masshtabi Zori z masoyu ponad 8 M pislya spalyuvannya geliyu zalishayutsya dosit masivnimi dlya pochatku v yih nadrah podalshih reakcij nukleosintezu spochatku za uchasti vuglecyu Yaksho zorya duzhe masivna dali mozhut vidbuvatisya reakciyi za uchasti kremniyu magniyu i tak dali do zaliza Kozhna nova reakciya rozpochinayetsya v centri zori a vsi poperedni prodovzhuyutsya v zovnishnij chastini yadra takim chinom struktura zori staye bagatosharovoyu podibnoyu do cibulini Osnovna chastina himichnih elementiv do zaliza z yakih skladayetsya Vsesvit utvorilisya same v rezultati nukleosintezu v nadrah takih zir Zalizo ne mozhe buti palivom dlya podalshih yadernih reakcij yak sintezu tak i rozpadu Yadro zaliza maye najbilshu energiyu zv yazku na odin nuklon i vsi yaderni reakciyi za uchasti zaliza vidbuvayutsya z poglinannyam energiyi Vnaslidok cogo masivna zorya nakopichuye zalizne yadro Shopravda zavdyaki s ta p procesam u nevelikij kilkosti utvoryuyutsya takozh yadra himichnih elementiv vazhchih vid zaliza Temperatura j tisk useredini yadra zori prodovzhuyut zbilshuvatisya j dosyagayut rivnya koli energiya Fermi virodzhenogo elektronnogo gazu syagaye riznici mas mizh nejtronom ta protonom z elektronom blizko 0 78 MeV Todi rozpad nejtrona staye zaboronenim i vin faktichno peretvoryuyetsya na stabilnu chastinku Vilni visokoenergetichni elektroni pochinayut vzayemodiyati z protonami z utvorennyam nejtroniv pochinayetsya nejtronizaciya rechovini v yadri zori Tisk virodzhenogo elektronnogo gazu dali vzhe zrostati ne mozhe Ce stvoryuye umovi dlya gravitacijnogo kolapsu yadra pislya chogo obolonka zori prosto padaye na yadro Energiya sho vivilnyayetsya vnaslidok padinnya zovnishnoyi obolonki na nejtronizovane yadro nastilki velika sho zorya bukvalno vibuhaye Taki podiyi nazivayut spalahom nadnovoyi Protyagom korotkogo chasu spalahu nadnova viprominyuye stilki zh energiyi skilki vsi zori galaktiki razom uzyati U masivnih zoryah termoyadernij sintez trivaye doki zalizne yadro ne dosyagne masi priblizno 1 4 M Todi vono bilshe ne mozhe pidtrimuvati vlasnu masu Ce yadro raptovo rujnuyetsya elektroni ta protoni vseredini nogo zishtovhuyutsya ta utvoryuyut nejtroni nejtrino ta gamma promeni Udarna hvilya utvorena cim raptovim kolapsom zmushuye reshtu zoryu vibuhati nadnovoyu Zalezhno vid masi pislya nadnovoyi utvoryuyetsya nejtronna zorya iz tumannistyu abo chorna dira Finalni stadiyi zoryanoyi evolyuciyiNejtronni zori Dokladnishe Nejtronna zorya Nejtronni zori she shilnishi ob yekti nizh bili karliki Minimalno mozhliva masa nejtronnoyi zori stanovit 0 1 M i v takomu razi radius nejtronnoyi zori stanovitime blizko 200 km Maksimalna masa nejtronnoyi zori yaku takozh nazivayut mezheyu Oppengejmera Volkova stanovit 2 2 5 M Za takoyi masi yiyi radius bude menshim blizko 10 km Dlya masi sho perevishuye mezhu Chandrasekara tisk virodzhenogo elektronnogo gazu nespromozhnij u bud yakomu radiusi bilogo karlika protistoyati sili gravitacijnogo stiskannya U comu vipadku yadro zaznaye kolapsu pid chas yakogo bilsha chastina jogo materiyi peretvoryuyetsya na nejtroni elektroni pogliblyuyutsya v protoni utvoryuyuchi nejtroni i viprominyuyuchi nejtrino Z prirostom yadernoyi shilnosti materiyi beta rozpad nejtroniv staye energetichno nevigidnim i nejtroni stayut stabilnimi chastinkami Takim chinom yadro zori ne rozvivayetsya u bilogo karlika ale peretvoryuyetsya na nejtronnu zoryu Cej proces suprovodzhuyetsya znachnoyu energetichnoyu vivilnenistyu i sprichinyaye vibuh nadnovoyi Zori z pochatkovoyu masoyu ponad 8 10 M mozhut evolyucionuvati v nejtronni zori abo chorni diri Chorni diri Dokladnishe Chorna dira U yakijs moment radius yadra zori staye rivnim radiusu Shvarcshilda za yakogo druga kosmichna shvidkist dorivnyuye shvidkosti svitla i vinikaye chorna dira zoryanoyi masi Odnak isnuye j inshij scenarij utvorennya chornih dir za yakogo vibuh nadnovoyi ne vidbuvayetsya natomist vidbuvayetsya kolaps zori ta yiyi peretvorennya na chornu diru zoryu sho kolapsuye v takij sposib nazivayut nevdaloyu nadnovoyu Imovirno vid 10 do 30 masivnih zir zakinchuyut zhittya same tak odnak astronomami doteper bulo viyavleno lishe dvi taki podiyi Dokladnishe Spektralna klasifikaciya zir Klasifikaciyi zir pochali stvoryuvatisya vidrazu pislya togo yak stalo mozhlivim vimiryuvannya yihnih spektriv U pershomu nablizhenni spektr zori mozhna opisati yak viprominyuvannya absolyutno chornogo tila z nakladenimi na nogo liniyami poglinannya abo viprominyuvannya Golovnij chinnik sho vplivaye na viglyad spektra ce temperatura to zh spektralna klasifikaciya za svoyeyu sutnistyu ye temperaturnoyu Odnu z najvidomishih spektralnih klasifikacij rozrobleno v Garvardskij observatoriyi v 1890 1924 rokah pid chas skladannya katalogu Genri Drejpera tomu inodi yiyi nazivayut Dreperivskoyu klasifikaciyeyu Zoryani zalishkiDokladnishe Kompaktna zorya Gravitacijnij kolaps zir masoyu 10 30 sonyachnih mas zupinyayetsya koli dayetsya vznaki tisk virodzhenih nejtroniv Pislya spalahu nadnovoyi j rozlotu obolonki vid zori zalishayetsya duzhe shilnij ob yekt rozmirom blizko 15 km u diametri yakij nazivayut nejtronnoyu zoreyu Nejtronna zorya shvidko obertayetsya i maye potuzhne magnitne pole naslidok chogo viprominyuye elektromagnitni impulsi z chastotoyu obertannya taki ob yekti sposterigayut yak pulsari Yaksho zh masa yadra zori perevishuye 30 sonyachnih mas tisk virodzhenih nejtroniv ne v zmozi zupiniti gravitacijnij kolaps sho mozhe prizvesti do utvorennya gipotetichnogo ob yekta yakomu dali nazvu chorna dira DzherelaLada C J Lada E A 2003 Embedded Clusters in Molecular Clouds Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41 1 57 115 arXiv astro ph 0301540 Bibcode 2003ARA amp A 41 57L doi 10 1146 annurev astro 41 011802 094844 Murray Norman 2011 Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way The Astrophysical Journal 729 2 133 arXiv 1007 3270 Bibcode 2011ApJ 729 133M doi 10 1088 0004 637X 729 2 133 Smith Michael David 2004 The origin of stars Imperial College Press s 176 ISBN 978 1 86094 501 4 Megeath Tom 11 travnya 2010 Herschel finds a hole in space ESA Procitovano 17 travnya 2010 angl An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low resolution optical spectroscopy Arhivovano 11 lipnya 2012 u Archive is David Barrado y Navascues 2003 David Darling 2004 The Universal Book of Astronomy From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance Wiley s 229 ISBN 978 0 471 26569 6 Duquennoy A Mayor M 1991 Multiplicity among solar type stars in the solar neighbourhood II Distribution of the orbital elements in an unbiased sample Astronomy amp Astrophysics 248 2 485 524 Bibcode 1991A amp A 248 485D Evolyuciya zir Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 142 144 ISBN 966 613 263 X a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite conference title Shablon Cite conference cite conference a Porozhnye posilannya na dzherelo dovidka Main Sequence Lifetime Swinburne University of Technology Pizzolato N ta in 2001 Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age Models and tests Astronomy amp Astrophysics 373 2 597 607 Bibcode 2001A amp A 373 597P doi 10 1051 0004 6361 20010626 UCL Astrophysics Group 18 chervnya 2004 Arhiv originalu za 22 listopada 2004 Procitovano 26 serpnya 2006 Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics 1984 Gas in the Interstellar Medium Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics 21 23 May 1983 The Cosener s House Abingdon Science and Engineering Research Council Rutherford Appleton Laboratory Richmond Michael Late stages of evolution for low mass stars Rochester Institute of Technology Procitovano 4 serpnya 2006 NASA Observatorium Arhiv originalu za 10 lyutogo 2008 Procitovano 8 chervnya 2006 Sackmann I J Boothroyd A I Kraemer K E 1993 Our Sun III Present and Future Astrophysical Journal 418 457 Bibcode 1993ApJ 418 457S doi 10 1086 173407 Schroder K P Smith Robert Connon 2008 Distant future of the Sun and Earth revisited Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 1 155 163 arXiv 0801 4031 Bibcode 2008MNRAS 386 155S doi 10 1111 j 1365 2966 2008 13022 x See also Palmer Jason 22 lyutogo 2008 Hope dims that Earth will survive Sun s death NewScientist com news service Procitovano 24 bereznya 2008 Carroll Bradley W Ostlie Dale A 7 September 2017 Chapter 13 An Introduction to Modern Astrophysics vid 2nd Cambridge United Kingdom ISBN 978 1108422161 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite episode title Shablon Cite episode cite episode a Porozhnye posilannya na dzherelo dovidka Spalah geliyevogo yadra Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 548 s il ISBN 966 613 263 X James Trefil 2002 Priroda nauki 200 zakonov mirozdaniya elementy ru Cassel Reference Ltd Arhiv originalu za 20 zhovtnya 2012 Procitovano 20 zhovtnya 2012 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Proignorovano chapter dovidka Introduction to Supernova Remnants Goddard Space Flight Center 6 kvitnya 2006 Procitovano 16 lipnya 2006 Kononovich E V Moroz V I 2004 Zagalnij kurs astronomiyi Karttunen Hannu Kroger Pekka Oja Heikki Poutanen Markku Donner Karl Johan 9 serpnya 2007 Fundamental Astronomy angl Springer Science amp Business Media ISBN 978 3 540 34144 4 Utrobin V P 1986 Fizika kosmosa Malenkaya enciklopediya Karttunen Hannu Kroger Pekka Oja Heikki Poutanen Markku Donner Karl Johan 9 serpnya 2007 Fundamental Astronomy angl Springer Science amp Business Media ISBN 978 3 540 34144 4 Kononovich E V Moroz V I 2004 Zagalnij kurs astronomiyi https www jpl nasa gov Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole NASA Jet Propulsion Laboratory JPL amer Procitovano 11 listopada 2023 Billings Lee Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births Scientific American angl Procitovano 11 listopada 2023 Garvardska klasifikaciya Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 100 101 ISBN 966 613 263 X