Зоря́, або зі́рка (також у художньому мовленні зоряни́ця, зірни́ця; у словнику Грінченка зі́ра) — сфероїдальний астрономічний об'єкт, що складається з плазми та виробляє енергію за допомогою термоядерного синтезу. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами та світністю. Багато інших зірок видно неозброєним оком вночі, але вони розташовані на набагато більшій відстані від Землі. Найхарактерніші зірки формують сузір'я та астеризми, багато з них мають власні назви. Видимий Всесвіт містить приблизно 1022–1024 зір, з яких лише близько 6000 видно неозброєним оком.
Зоря | |
Місце розташування | всесвіт |
---|---|
Рівень вище | чорна діра |
Рівень нижче | планета |
Досліджується в | астрономія |
![]() | |
Модельний елемент | UY Щита, Зоря Пістолет і гігант |
Кількість | невідомо |
|
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODBMelJsTDFCc1pXbGhaR1Z6WDJ4aGNtZGxMbXB3Wnk4eU1qQndlQzFRYkdWcFlXUmxjMTlzWVhKblpTNXFjR2M9LmpwZw==.jpg)
Життя зорі починається з гравітаційного колапсу газової туманності, що складається здебільшого з водню та гелію, та містить невелику кількість важчих елементів. Початкова маса зорі головним чином визначає її еволюцію. Протягом більшості часу свого існування зоря світиться завдяки реакціям термоядерного синтезу, що перетворюють водень на гелій у її ядрі. Наприкінці життя зорі її ядро стає компактним об'єктом: білим карликом, нейтронною зорею або чорною дірою.
Зоряний нуклеосинтез створює майже всі природні хімічні елементи, важчі за літій. Втрата маси через зоряний вітер або вибухи наднових повертають хімічно збагачений матеріал у міжзоряне середовище, де з нього утворюються нові зорі. Астрономи можуть визначати властивості зір, включаючи масу, вік, металічність (хімічний склад), змінність, відстань і рух у просторі, проводячи спостереження їх видимої яскравості, спектру і змін положення на небі з часом.
Зорі можуть утворювати орбітальні системи з іншими астрономічними об'єктами, наприклад, планетні системи та зоряні системи з двома або більше зорями. Компоненти систем можуть взаємодіяти, і це значним чином впливає на їх еволюцію. Також зорі утворюють частину набагато більших гравітаційно пов'язаних структур, таких як зоряні скупчення або галактики. Зорі нарівні з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зорях, входить до кола зацікавлень астрофізики.
Етимологія
У Вікісловнику є сторінка зоря. |
Слово «зоря» походить від праіндоєвропейського кореня «h₂stḗr», що також означає зоря, h₂eh₁s перекладається як «горіти», а tēr (суфікс агентивності). Деякі вчені вважають, що це слово запозичене з аккадського «istar» (Венера), проте дехто сумнівається в цьому припущенні. Слово « зоря» споріднене (має спільний корінь) з такими словами: зірочка, астероїд, астрал, сузір'я, Есфір.
- Походить від прасл. *zorja/*zarja, яке порівнюють з лит. žarijà («жар», «присок») і žarà («зоря», «зоряниця»), дав.-прусск. sari («жар»).
- Діалектне «звізда», яке засвідчене у багатьох слов'янських мовах (пол. gwiazda, чеськ. hvězda, словац. hviezda, хорв. zvijezda, рос. і болг. звезда, словен. zvezda), походить від прасл. *gvězda.
Історія спостережень
Стародавні греки виділяли два основних типи небесних об'єктів: нерухомі зорі та мандрівні зорі (планети). Нерухомі зорі рухаються з однаковою швидкістю та не змінюють положення одна відносно одної. До мандрівних зір належали дев'ять об'єктів, які рухалися по-іншому: Місяць, Сонце і планети Меркурій, Венера, Марс, Сатурн і Юпітер. Астрономи згрупували яскраві зорі в астеризми та сузір'я та використовували їх для відстеження руху планет, Місяця й Сонця. Рух Сонця на фоні зір (і горизонту) використовувався для створення календарів. Григоріанський календар, який зараз використовується майже скрізь у світі, є сонячним календарем.
Найдавніша точно датована зоряна карта з'явилася в давньоєгипетській астрономії в 1534 році до нашої ери. Найдавніші відомі зоряні каталоги були складені давньовавилонськими астрономами Месопотамії наприкінці 2-го тисячоліття до нашої ери, під час каситського періоду (бл. 1531—1155 рр. до н. е.). Найдавніші записи китайської астрономії датуються періодом Чжаньґо (476—221 рр. до н. е.), але найдавніші збережені китайські зоряні каталоги астрономів Ши Шень і були знайдені в Шидзі у 2 столітті до нашої ери істориком епохи правління династії Хань Сіма Цянь. Найстаріше китайське зображення нічного неба знаходиться на лакованій коробці з гробниці володаря Ї Цзена V століття до нашої ери, хоча на ньому показані положення китайських сузір'їв за назвами та немає деяких зір.
Атлант Фарнезе — римська копія 2-го століття нашої ери грецької статуї епохи еллінізму, на якій зображено титана Атланта, що тримає небесну сферу на своєму плечі. Це найдавніше зображення давньогрецьких сузір'їв із системою небесних координат, що збереглося до нашого часу. Через прецесію сузір'я повільно зміщуються відносно сітки координат. Порівнюючи положення 41 сузір'я із сіткою координат, можна точно визначити епоху, коли проводилися первинні спостереження. Ґрунтуючись на цій інформації, сузір'я були каталогізовані в 125 ± 55 BC. Це вказує на те, що при створенні скульптури використовувався зоряний каталог грецького астронома Гіппарха II століття до нашої ери. Прикладом графічного зображення нічного неба часів Римської епохи є єгипетський Дендерський зодіак епохи Птолемеїв, датований 50 роком до нашої ери. Це барельєфна скульптура на стелі храмового комплексу Дендера. Вона являє собою планісферу, що зображує зодіак у графічних зображеннях. Однак деякі зорі не нанесені. Попри позірну незмінність неба, китайські астрономи знали, що на ньому можуть з'являтися нові зорі.
Найдавнішою рукописною зоряною картою, що збереглася, є Дуньхуанська карта зоряного неба, датована династією Тан (618—907) і виявлена в печерах Могао в Дуньхуані у провінції Ганьсу, що розташована уздовж Шовкового шляху. Це сувій довжиною 210 см і завширшки 24,4 см, на якому зображено небо між схиленнями 40° на південь і 40° на північ на дванадцяти панелях. Також на тринадцятій панелі показано навколополярне північне небо. Загалом на карту нанесено 1345 зір, згрупованих у 257 астеризмів. Дата її створення точно невідома, але оцінюється в 705–10 роки нашої ери.
У XI столітті перський учений Аль-Біруні описав галактику Чумацький Шлях як безліч фрагментів, що мають властивості туманних зір, і вказав положення відомих зір під час місячного затемнення в 1019 році. У 1584 році Джордано Бруно припустив, що деякі зорі схожі на Сонце й можуть мати інші планети, можливо, навіть схожі на Землю, які обертаються навколо них. Таку ідею раніше висловлювали давньогрецькі філософи Демокріт і Епікур, а також середньовічні ісламські космологи, зокрема Фахр аль-Дін аль-Разі. Італійський астроном [en] в 1667 році записав спостереження змін яскравості зорі Алголь. Едмонд Галлей опублікував перші вимірювання власного руху пари сусідніх «нерухомих» зір, продемонструвавши, що вони змінили положення з часів давньогрецьких астрономів Птолемея та Гіппарха. У 1690 році посмертно опубліковано атлас зоряного неба Firmamentum Sobiescianum польського астронома Яна Гевелія. Він містив 56 великих двосторінкових зоряних карт і покращив точність визначення положення зір південного неба. Він представив ще 11 сузір'їв, включно із Щитом, Ящіркою та Гончими Псами.
Вільям Гершель був першим астрономом, який спробував визначити розподіл зір на небі. Протягом 1780-х років він встановив серію датчиків у 600 напрямках і підрахував зорі, які спостерігалися вздовж кожної лінії зору. З цього він зробив висновок, що кількість зір неухильно зростає у напрямку до ядра Чумацького Шляху. Його син Джон Гершель повторив це дослідження в південній півкулі і виявив відповідне збільшення в тому ж напрямку.
У 1865 році Анджело Секкі почав класифікувати зорі за спектральними типами. Сучасна схема класифікації зір була розроблена астрономкою Енні Джамп Кеннон на початку 1900-х років. Перше пряме вимірювання відстані до зорі поза нашою сонячною системою (61 Лебедя на відстані 11,4 світлових років, у 680 000 разів далі від Землі, ніж Сонце) було виконано в 1838 році Фрідріхом Бесселем за допомогою техніки паралакса. У двадцятому столітті наукові дослідження зір розвивалися все швидше завдяки використанню фотографії. Також розробка фотоелектронного помножувача дозволила проводити точні вимірювання яскравості на кількох інтервалах довжин хвиль. У 1921 році Альберт А. Майкельсон виконав перші вимірювання діаметра зір за допомогою інтерферометра на телескопі Гукера в обсерваторії Маунт-Вілсон. У 1913 році була розроблена діаграма Герцшпрунга — Рассела, що поклало початок астрофізичним дослідженням зір. Були розроблені успішні моделі внутрішньої структури й еволюції зір. Сесілія Пейн-Гапошкін у своїй кандидатській дисертації 1925 року вперше припустила, що зорі складаються переважно з водню та гелію. Розуміння спектрів зір покращилося завдяки прогресу в квантовій фізиці. Це дозволило визначати хімічний склад зоряних атмосфер.
Зореутворення та еволюція зір
Зорі формуються в областях простору з порівняно більшою щільністю речовини, але ці області менш щільні, ніж у вакуумній камері. Ці області відомі як молекулярні хмари. Одним із прикладів такої області зореутворення є туманність Оріона. Усі зорі проводять більшу частину свого існування як зорі головної послідовності, генеруючи енергію шляхом ядерного синтезу водню в гелій у своїх ядрах. Проте зорі різної маси на різних стадіях свого розвитку мають помітно різні властивості. Кінцева доля масивніших зір відрізняється від долі менш масивних зір, як і їх світність і вплив на навколишнє середовище. Відповідно, астрономи часто групують зорі за їх масою:
- Зорі дуже малої маси — менше ніж 0,4 M☉ — є повністю конвективними та рівномірно розподіляють гелій по всьому об'єму зорі, перебуваючи на головній послідовності. Тому вони ніколи не спалюють гелій в оболонці навколо ядра, і відповідно не стають червоними гігантами. Після вичерпання водню вони стають гелієвими білими карликами та повільно охолоджуються. Оскільки тривалість життя дуже легких зір перевищує вік Всесвіту, жодна така зоря ще не досягла стадії білого карлика.
- Зорі малої маси — від 0,4 M☉ до ~2,25 M☉ (зокрема Сонце) — залежно від свого складу стають червоними гігантами, коли в їхньому ядрі закінчується водень, і вони починають спалювати гелій у ядрі після так званого спалаху гелієвого ядра. Пізніше, на асимптотичній гілці гігантів, у них утворюється вироджене вуглецево-кисневе ядро. На пізніших стадіях такі зорі відкидають зовнішню оболонку та утворюють планетарну туманність, а на місці зорі залишається її ядро у формі білого карлика.
- Зорі середньої маси — від ~2,25 M☉ до ~8 M☉ — проходять етапи еволюції, подібні до зір із малою масою, але після відносно короткого періоду на гілці червоних гігантів вони запалюють гелій без спалаху та проводять тривалий період в області червоного згущення, перш ніж утворити вироджене вуглекисневе ядро.
- Масивні зорі — понад ~8 M☉. Після вичерпання водню в ядрі такі зорі стають надгігантами і починають синтезувати елементи, важчі за гелій. Вони закінчують своє життя, коли їхні ядра руйнуються, і вони вибухають у вигляді наднових.
Протозоря
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODJMell5TDFOMFlYSnphVzUwYUdWemEza3VhbkJuTHpJeU1IQjRMVk4wWVhKemFXNTBhR1Z6YTNrdWFuQm4uanBn.jpg)
Утворення зорі починається з гравітаційної нестабільності в молекулярній хмарі, спричиненої областями більшої густини, часто спричиненої стисненням хмар випромінюванням масивних зір, зіткненням різних молекулярних хмар або зіткненням галактик (як у галактиці зі спалахом зореутворення). Коли область досягає достатньої щільності речовини, щоб задовольнити критерії нестабільності Джинса, вона починає западатися під дією власної сили тяжіння. Коли хмара руйнується, окремі конгломерації щільного пилу та газу утворюють «глобули Бока». Коли глобула руйнується і щільність збільшується, гравітаційна енергія перетворюється на тепло, а температура підвищується. Далі протозоряна хмара досягає стабільного стану гідростатичної рівноваги, та в її центрі утворюється протозоря. Цей об'єкт ще не можна назвати зорею, оскільки температура в його ядрі не достатньо висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Протозорі часто оточені протопланетним диском і нагріваються переважно шляхом гравітаційного стискання.
Головна послідовність
Зорі витрачають близько 90 % свого існування на перетворення водню в гелій у своїх ядрах, такі зорі перебувають на головній послідовності. Оцінюється, що яскравість Сонця зросла приблизно на 40 % після досягнення головної послідовності 4,6 млрд років тому. Кожна зоря має зоряний вітер — потік частинок з верхніх шарів атмосфери. Через це зоря постійно втрачає масу. Сонце втрачає 10−14 M☉ щороку, або приблизно 0,01 % від загальної маси протягом усього існування. Однак дуже масивні зорі можуть втрачати від 10−7 до 10−5 M☉ на рік, і це суттєво впливає на їх еволюцію. Зорі, які на початку існування мають масу понад 50 M☉, можуть втратити більш половини своєї маси за час перебування на головній послідовності.
Еволюція 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 зорі розширюються й сильно охолоджуються — вона перетворюється на червоного гіганта. У деяких випадках вони спалюють важчі елементи в ядрі або в оболонках навколо ядра. Коли зорі розширюються, вони викидають частину своєї маси, збагачену цими важчими елементами, у міжзоряне середовище. Потім з цього матеріалу утворюються нові зорі. 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 у 250 разів перевищує його теперішній розмір, і втратить 30 % своєї поточної маси.
Оскільки оболонка, що спалює водень, виробляє гелій, маса і температура ядра збільшуються. Гелієве ядро червоного гіганта, що утворився із зорі з початковою масою до 2,25 M☉, стає виродженим. Коли температура достатньо підвищується, відбувається спалах гелієвого ядра, тобто вибуховий початок спалювання гелію в ядрі. При цьому зоря швидко зменшується в радіусі, підвищує температуру своєї поверхні та переміщується до горизонтальної гілки діаграми ГР. Для більш масивних зір термоядерний синтез гелієвого ядра починається до того, як ядро вироджується, і зорі проводить деякий час у червоному згущенні, повільно спалюючи гелій, перш ніж зовнішня конвективна оболонка руйнується. Потім зоря переходить до горизонтальної гілки.
Еволюція масивних зір
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOHpMek0zTDBWMmIyeDJaV1JmYzNSaGNsOW1kWE5wYjI1ZmMyaGxiR3h6TG5OMlp5OHlNakJ3ZUMxRmRtOXNkbVZrWDNOMFlYSmZablZ6YVc5dVgzTm9aV3hzY3k1emRtY3VjRzVuLnBuZw==.png)
Під час фази спалювання гелію зоря з масою понад 8 M☉ розширюється, утворюючи спочатку синій, а потім червоний надгігант. Особливо масивні зорі можуть еволюціонувати до зорі Вольфа–Райє, у спектрі якої переважають лінії випромінювання елементів, важчих за водень, які досягли поверхні внаслідок сильної конвекції та інтенсивної втрати маси або внаслідок скидання зовнішніх шарів.
Коли в ядрі масивної зорі закінчується гелій, воно стискається, а його температура й тиск зростають достатньо, щоб спалювати вуглець. Коли вичерпується вуглець, починається спалення неону, спалення кисню і кремнію. Ближче до кінця життя зорі термоядерний синтез продовжується в кількох шарах всередині неї. Останній етап відбувається, коли масивна зорі починає виробляти залізо. Оскільки ядра заліза зв'язані міцніше, ніж будь-які важчі ядра, спалювання будь-яких важчих елементів не призводить до вивільнення енергії.
Фінальні стадії зоряної еволюції
Білі карлики
Білий карлик — гарячий об'єкт із малими розмірами й великою густиною речовини: за маси близько сонячної його радіус у ~100 разів менший. Така велика густина спричинена виродженим станом його речовини. Зорі з масами менш як 8—10 M☉ наприкінці своєї еволюції стають білими карликами. У зорях із масами менше ніж 0,4 M☉ цей процес проходить без скидання оболонки, оскільки вони хімічно однорідні через постійну конвекцію і наприкінці життя стають повністю гелієвими. Зорі більшої маси скидають значну частину маси, утворюючи планетарну туманність. Від самої зорі залишається тільки вироджене ядро, яке і є білим карликом. Від зір із початковою масою менше 0,5 M☉ залишається гелієвий білий карлик, від більш масивних зір до 8 M☉ — вуглецево-кисневий. Якщо від зорі з масою 8-10 M☉ залишається білий карлик, а не нейтронна зоря, то він складається з важчих елементів: кисню, неону, магнію й інших елементів. Маса білого карлика обмежена зверху межею Чандрасекара, що дорівнює приблизно 1,44 M☉.
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOHdMekF3TDBOeVlXSmZUbVZpZFd4aExtcHdaeTh5TWpCd2VDMURjbUZpWDA1bFluVnNZUzVxY0djPS5qcGc=.jpg)
Нейтронні зорі
Для маси більшої за межу Чандрасекара тиск виродженого електронного газу при будь-якому радіусі білого карлика не може компенсувати силу гравітаційного стиснення. У цьому разі відбувається колапс ядра, за якого більша частина його речовини нейтронізується: електрони «вдавлюються» в протони, утворюючи нейтрони й випромінюючи нейтрино. За ядерної щільності речовини бета-розпад нейтронів стає енергетично невигідним і нейтрони стають стабільними частинками. Тоді ядро зорі перетворюється не на білий карлик, а на нейтронну зорю. При цьому виділяється величезна кількість енергії й відбувається вибух наднової. Зорі з початковою масою понад 8—10 M☉ можуть стати як нейтронними зорями, так і чорними дірами.
Чорні діри
Якщо маса ядра перевищуватиме межу Оппенгеймера — Волкова, нейтронна зоря не буде стійкою до гравітаційного стиснення, і колапс продовжиться. Стани речовини, які можуть запобігти гравітаційному стисненню, невідомі, і ядро і далі колапсуватиме. У якийсь момент його радіус 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.
Класифікація зір
Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір
Клас | Температура, K | Справжній колір | Видимий колір | Характерні значення B-V | Основні спектральні ознаки та інші характеристики | Спектральні еталони |
---|---|---|---|---|---|---|
O | 30 000—60 000 | блакитний | блакитний | −0,3m | Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію. Крім того, відмінною рисою їхніх спектрів є лінії поглинання багаторазово іонізованих елементів: наприклад, Si V, C III, N III і O III. До спектрального класу O належать найбільш гарячі зорі, які мають блакитний колір та від'ємний показник кольору B-V. У спектрах зір класу O домінує синє й ультрафіолетове випромінювання. | O7V — S Єдинорога O9V — 10 Ящірки |
B | 10 000—30 000 | біло-блакитний | біло-блакитний та білий | −0,2m | Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії K і Ca II. Зорі спектрального класу B мають нижчі температури, ніж зорі класу O, однак показник кольору все ще є від'ємним. | B0V — Іпсилон Оріона B0Ia — Альнілам B2Ia — Хі2 Оріона B2Ib — 9 Цефея B3V — Алькайд B3V — Ета Візничого B3Ia — Омікрон2 Великого Пса B5Ia — Алудра B8Ia — Рігель |
A | 7500—10 000 | білий | білий | ~0m | Сильна серія Бальмера, лінії K і Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів. У спектрах зір класу A дуже сильні лінії водню, які досягають максимуму інтенсивності в підкласі A2, особливо це стосується серії Бальмера. | A0Van — Фекда A0Va — Вега A0Ib — [en] A0Ia — [en] A1V — Сіріус A A2Ia — Денеб A3Va — Фомальгаут |
F | 6000—7500 | жовто-білий | білий | +0.4m | Сильні лінії H і K, Ca II, лінії інших металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca і Ti. У спектрах цих зір видно лінії іонізованих і нейтральних металів, наприклад, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II. У пізніших підкласів вони проявляються сильніше, а лінії нейтрального водню — слабше. | F0IIIa — Дзета Льва F0Ib — Альфа Зайця F1V — 37 Великої Ведмедиці F2V — 78 Великої Ведмедиці F7V — Йота Риб F9V — Бета Діви F9V — HD 10647 |
G | 5000—6000 | жовтий | жовтий | +0.6m | Інтенсивні лінії H, K і Ca II. Лінії Ca I та численні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH і CN. Найчіткіше в спектрах таких зір видні лінії металів, зокрема, заліза, титану та особливо лінії Ca II, що досягають максимуму інтенсивності в підкласі G0. | G0V — Бета Гончих Псів G0IV — Ета Волопаса G0Ib — Бета Водолія G2V — Сонце G5V — Каппа1 Кита G5IV — М Геркулеса G5Ib — 9 Пегаса G8V — 61 Великої Ведмедиці G8IV — Альшаїн G8IIIa — Каппа Близнят G8IIIab — Віндеміатрикс G8Ib — Епсилон Близнят |
K | 3500—5000 | помаранчевий | жовтувато-помаранчевий | +1.0m | Інтенсивні лінії металів та смуга G. Лінії водню майже непомітні. У спектрах таких зір добре видно лінії металів, зокрема, Ca I, та інших елементів, які видно у зорях класу G. В зорях з такою відносно низькою температурою можуть формуватися молекули. Зокрема, з'являються смуги поглинання монооксиду титану (TiO). | K0V — Сигма Дракона K0III — Поллукс K0III — Епсилон Лебедя K2V — Епсилон Ерідана K2III — Каппа Змієносця K3III — Ро Волопаса K5V — 61 Лебедя K5III — Етамін |
M | 2000—3500 | червоний | помаранчево-червоний | +1.5m | Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Ще помітні лінії металів. Спектри цих зір покриті численними молекулярними смугами поглинання TiO та інших молекулярних сполук. Також спостерігається безліч ліній нейтральних металів, з яких лінія Ca I найсильніша. | M0IIIa — Бета Андромеди M2III — Чи Пегаса M1-M2Ia-Iab — Бетельгейзе M2Ia — М Цефея |
Коричневі карлики
Окрім основних 7 спектральних класів зір, які існували з початку 20 століття, пізніше з'явилися 4 спектральні класи коричневих карликів, що їх відкрито лише в 1995 році. Ці класи позначаються літерами M, L, T, Y (в порядку спадання температури). Ця послідовність сприймається як продовження основних класів після M. Наймасивніші коричневі карлики можуть належати і до класу M, але не вище підкласу M7.
Коричневі карлики класу M мають температуру не більше 2500 К, класу L — 1300—2500 К, класу T — 600—1300 К, класу Y — менше 600 К.
Коричневі карлики не є «звичайними» зорями, хоча в їх надрах можуть відбуваються реакції синтезу, однак вони тривають вкрай недовго через швидке вичерпання запасів «пального», і після цього виділяється переважно гравітаційна енергія за рахунок стискання.
Класи світності
Зорі того самого спектрального класу мають схожі спектри та температури, але можуть різнитися за розмірами, та, як наслідок, за світностями. Тому для повноти класифікації запроваджуються класи світності, кожен із яких займає свою ділянку діаграми Герцшпрунга — Рассела. Класи світності (від яскравіших до тьмяніших):
- I — надгіганти;
- Ia — яскраві надгіганти;
- Iab — надгіганти;
- Ib — надгіганти низької світності;
- II — яскраві гіганти;
- III — гіганти;
- IV — субгіганти;
- V — зорі головної послідовності, іноді «карлики»;
- VI — субкарлики;
- VII — білі карлики.
Абсолютна більшість зір (близько 90 %), належать до головної послідовності. Сонце — жовта зоря головної послідовності (або просто жовтий карлик), відповідно, його спектральний клас — G2V.
Спектри зір одного спектрального класу, але різних класів світності, також різняться. Так, наприклад, у яскравіших зорях спектральних класів B-F лінії водню вужчі та глибші, ніж у зорях меншої світності. Крім того, у зорях-гігантах сильніші лінії іонізованих елементів, а самі ці зорі червоніші, ніж зорі головної послідовності тих самих спектральних класів.
Діаграма Герцшпрунга — Рассела
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOWtMMlJrTDBoU0xXUnBZV2N0Ym04dGRHVjRkQzAwTG5OMlp5OHlNakJ3ZUMxSVVpMWthV0ZuTFc1dkxYUmxlSFF0TkM1emRtY3VjRzVuLnBuZw==.png)
На початку XX століття Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного наклали на діаграму «Спектральний клас — світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга-Рассела», виявилася ключем до розуміння та дослідження процесів, що відбуваються в зорях.
Найчисленніший клас зір становлять зорі головної послідовності, яка перетинає діаграму від правого верхнього до лівого нижнього кута. Саме до таких зір належить і Сонце. У цей період енергія, яку випромінює зоря, виділяється в термоядерних реакціях перетворення гідрогену на гелій. Час перебування на головній послідовності визначається масою та металічністю, тобто часткою елементів важчих за гелій.
Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже минули стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I—IV класів світності. У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони належать до VII класу світності.
Типи зір за кінематикою
Зорі в галактиках можна класифікувати на основі їхньої кінематики. Наприклад, зорі у Чумацькому Шляху можна поділити на дві основні популяції, виходячи з їхньої металічності. Серед найближчих зір виявлено, що зорі населення I з вищою металічністю, як правило, розташовані в зоряному диску, тоді як старіші зорі населення II перебувають на випадкових орбітах із невеликим власним обертанням. Останні мають еліптичні орбіти, які нахилені до площини Чумацького Шляху. Порівняння кінематики найближчих зір також призвело до ідентифікації зоряних асоціацій. Найімовірніше, це групи зір, які мають спільну точку походження в гігантських молекулярних хмарах.
Додаткові позначення
Якщо спектр зорі має якісь особливості, що вирізняють його з-поміж інших спектрів, до спектрального класу додають додаткову літеру. Наприклад, буква e означає, що в спектрі є емісійні лінії; m означає, що в спектрі сильні лінії металів. Букви n і s означають, що лінії поглинання, відповідно, широкі або вузькі. Позначення neb використовується, якщо вид спектра вказує на наявність туманності навколо зорі, p — для пекулярних спектрів.
Сучасна класифікація
У 1930-х роках у Єркській обсерваторії було розроблено Єркську класифікацію (класифікацію Моргана-Кінана, МК-класифікацію — за прізвищами вчених Моргана, Кінана та Келлмана). Вона теж заснована передусім на температурі фотосфери зір, але враховує також їх світність, завдяки чому скажімо, червоні карлики та червоні гіганти належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні.
У каталогах і на письмі клас зір пишеться одним словом, спочатку йде літерне позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначено, пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга — Рассела), а потім — додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.
Характеристики зір
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODJMelpqTDFOdmJHRnlYMlYyYjJ4MWRHbHZibDhsTWpoRmJtZHNhWE5vSlRJNUxuTjJaeTh5TWpCd2VDMVRiMnhoY2w5bGRtOXNkWFJwYjI1ZkpUSTRSVzVuYkdsemFDVXlPUzV6ZG1jdWNHNW4ucG5n.png)
Основні параметри зорі та одиниці вимірювання
Більшість зоряних характеристик здебільшого вимірюється в одиницях SI, але також використовується і система СГС (наприклад, світність вимірюється в ергах на секунду). Маса, світність і радіус зазвичай подаються у співвідношенні з Сонцем:
Сонячна маса: | |
Сонячна світність: | |
Сонячний радіус: |
Трохи більші розміри, як-от радіус гігантських зір або відстані у подвійних системах, часто подають у астрономічних одиницях (а. о. ≈ 150 млн км).
Маса
Однією з наймасивніших відомих зір є Ета Кіля, яка, маючи в 100—150 разів більшу масу, ніж Сонце, матиме тривалість життя лише кілька мільйонів років. Дослідження, проведене на зорях скупчення Арки, показало, що 150 M☉ — приблизна верхня межа маси для зір у поточну еру Всесвіту. Причина цього обмеження поки що невідома; астрономи, однак, вважають, що воно значною мірою пов'язане з металічністю зорі, але головним чином із межею Еддінгтона, яка визначає максимум світлового випромінювання, що може пройти крізь шари зорі, не спричиняючи її викидання. Виміряно, що кілька зір у скупченні R136 у Великій Магеллановій Хмарі мають більші маси, але визначено, що вони могли утворитися внаслідок зіткнення і злиття масивних зір у тісних подвійних системах, оминаючи межу 150 M☉ на масивне зореутворення.
Перші зорі, що утворилися після Великого вибуху, могли бути масивнішими, до 300 M☉, через повну відсутність у їхньому складі елементів, важчих за літій. Це покоління надмасивних зір популяції III, ймовірно, існувало в дуже ранньому Всесвіті (тобто, за спостереженнями, вони мали велике червоне зміщення) і, можливо, почали виробляти хімічні елементи, важчі за водень, необхідні для подальшого формування планет і життя. У червні 2015 року астрономи повідомили про знахідку зір популяції III в галактиці із червоним зміщенням близько 6,60.
Маючи масу, що лише у 75 разів перевищує масу Юпітера (MJ), 2MASS J0523-1403 є найменшою відомою зорею, у ядрі якої відбувається ядерний синтез. Для зір із металічністю, подібною до Сонця, теоретична мінімальна маса, яку може мати зоря і при цьому мати ядро, у якому відбувається термоядерний синтез, оцінюється приблизно в 75 MJ. Коли металічність дуже низька, мінімальний розмір зорі може становити близько 8,3 % маси Сонця, або близько 87 MJ. Менші тіла — є нечітко окреслена сіра зона між коричневими карликами і газовими гігантами.
Розмір
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOHdMekEyTDFkb2FYUmxSSGRoY21ZdVRXRnpjeTFNZFcxcGJtOXphWFI1TGtScFlXZHlZVzB1ZFdFdWNHNW5Mekl5TUhCNExWZG9hWFJsUkhkaGNtWXVUV0Z6Y3kxTWRXMXBibTl6YVhSNUxrUnBZV2R5WVcwdWRXRXVjRzVuLnBuZw==.png)
Через велику відстань від Землі всі зорі, окрім Сонця, для неозброєного ока виглядають як блискучі точки в нічному небі, які мерехтять під дією земної атмосфери. Тільки Сонце знаходиться досить близько до Землі, щоб виглядати як диск. Найбільший кутовий розмір після Сонця має зоря R Золотої Риби, кутовий діаметр якої становить лише 0,057 кутової секунди.
Диски більшості зір мають надто малий кутовий розмір, щоб їх можна було спостерігати за допомогою сучасних наземних оптичних телескопів, тому для отримання зображень цих об'єктів потрібні інтерферометричні телескопи. Інший метод вимірювання кутового розміру зір — спостереження окультацій. Точно вимірюючи падіння яскравості зорі, коли вона закривається Місяцем (або зростання яскравості, коли він знову з'являється), можна обчислити кутовий діаметр зорі.
Фізичні розміри зір варіюються від червоних карликів, радіус яких складає всього кілька відсотків радіуса Сонця (наприклад, для Проксима Центавра він дорівнює всього 15 % від сонячного), до надгігантів, як-от Бетельгейзе в сузір'ї Оріона, діаметр якої приблизно в 1000 разів більший за діаметр Сонця при масі всього в 17 сонячних і, відповідно, набагато меншій густині. Згідно з останніми даними, можуть існувати зорі розміром більше 2000 R☉ (приміром, Stephenson 2-18).
Розміри зоряних залишків (ядер зір, які залишилося після завершення їх життєвого циклу) набагато менші за радіуси зір головної послідовності. Наприклад, радіус білих карликів порівнянний з радіусом Землі, нейтронні зорі ще менші, діаметр коливається від 20 до 40 км, а умовний радіус чорної діри — радіус Шварцшильда, який залежить від маси (оскільки в чорної діри видимої поверхні взагалі немає).
Поверхнева гравітація
Розмір і маса зорі визначають її поверхневу гравітацію. Зорі-гіганти мають набагато меншу поверхневу гравітацію, ніж зорі головної послідовності, тоді як для вироджених, компактних зір, як-от білі карлики, характерна протилежна картина. Поверхнева гравітація може впливати на вигляд спектра зорі, причому вища гравітація спричиняє розширення ліній поглинання.
Температура
Температура поверхні зорі головної послідовності визначається швидкістю виробництва енергії її ядром і радіусом, а також часто оцінюється за показником кольору зорі. Зазвичай температуру подають у вигляді ефективної температури, тобто температури абсолютно чорного тіла, яке випромінює свою енергію з тією ж світністю на одиницю площі поверхні, що й зоря. Ефективна температура є репрезентативною лише для поверхні, оскільки температура зростає в напрямку до ядра, тобто зорі мають градієнт температури. Температура в ядрі зорі становить кілька мільйонів кельвінів.
Температура зорі визначає ступінь іонізації її різних елементів і тому вимірюється за характерними лініями поглинання зоряного спектра. Поверхнева температура і абсолютна зоряна величина використовуються в класифікації зір. Масивні зорі головної послідовності можуть мати температуру поверхні 50 000 К. Менші зорі, як-от Сонце, мають температуру поверхні в кілька тисяч кельвінів. Червоні гіганти мають відносно низьку температуру поверхні — близько 3000-3600 K; але вони мають високу світність завдяки великій площі поверхні.
Хімічний склад
Під час свого формування в сучасній галактиці Чумацький Шлях зорі складаються переважно з водню і гелію, приблизно на 71 % і на 27 % відповідно з невеликим відсотком важчих елементів, які в астрономії називаються металами; серед них, однак, є деякі елементи, як-от кисень і вуглець, які насправді не є металами з хімічної точки зору. Кількість таких елементів у зоряній атмосфері називається металічністю ([M/H] або, частіше, [Fe/H]) і визначається як десятковий логарифм кількості важких елементів (M), особливо заліза (Fe), по відношенню до водню (H), мінус десятковий логарифм металічності Сонця: таким чином, якщо металічність зорі, яку ми розглядаємо, дорівнює сонячній металічності, результат буде нульовим. Наприклад, значення логарифма 0,07 еквівалентне реальному коефіцієнту металічності 1,17, що означає, що зоря на 17 % багатша на метали, ніж наша зоря; однак, похибка вимірювання залишається відносно високою. Частка важких елементів може бути індикатором ймовірності того, що зоря має планетну систему.
Найстаріші зорі (так звана популяція II) складаються з водню (близько 75 %), гелію (близько 25 %) і дуже малої частки (<0,1 %) металів. З іншого боку, у молодших зорях (так звана популяція I) відсоток металів зростає приблизно до 2—3 %, тоді як водень і гелій складають приблизно 70—75 % і 24—27 %, відповідно. Ці відмінності пояснюються тим, що молекулярні хмари, з яких виникають зорі, постійно збагачуються важкими елементами, розсіяними вибухами наднових. Тому визначення хімічного складу зорі може бути використано для визначення її віку.
Частку елементів, важчих за гелій, зазвичай вимірюють за кількістю заліза, що міститься в зоряній атмосфері, оскільки залізо є досить поширеним елементом і його лінії поглинання досить легко ідентифікувати. Кількість важких елементів також вказує на ймовірну наявність планетної системи, що обертається навколо зорі.
Зоря з найнижчим вмістом заліза з усіх, для яких коли-небудь проводилися вимірювання — червоний гігант SMSS J160540.18-144323.1, з вмістом заліза лише 1/1 500 000 від вмісту заліза на Сонці. На противагу цьому, зоря μ Лева надзвичайно багата на метали — її металічність приблизно вдвічі вища, ніж у Сонця, а 14 Геркулеса, навколо якої обертається планета (Хімічно пекулярні зорі також демонструють незвичайну велику кількість металів у своєму спектрі, особливо хрому і лантаноїдів (так званих рідкоземельних елементів).
), має втричі вищу металічність.Вік та тривалість етапів еволюції
Вік більшості зірок становить 1-10 млрд років, хоча деяким з них може бути близько 13,8 млрд років (тобто приблизно стільки, скільки Всесвіту). Вік найстарішої виявленої зірки, HD 140283, названої також зорею Мафусаїла, оцінюється в 14,46 ± 0,8 мільярда років (через похибку вимірювання цей вік зірки не суперечить віку Всесвіту, визначеному космічним телескопом Планк як 13,799 ± 0,021).
Чим масивніші зорі, тим коротший термін їх життя, оскільки вони швидше спалюють водень. Наймасивніші зірки живуть у середньому кілька мільйонів років, тоді як зірки з мінімальною масою (червоні карлики) спалюють свій водень дуже повільно й можуть проіснувати від десятків до сотень мільярдів років.
Початкова маса (M☉) | Головна послідовність | Субгігант | Гілка червоних гігантів | Асимптотична гілка гігантів |
---|---|---|---|---|
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 |
Кінематика
Зоряна кінематика охоплює вимірювання зоряних швидкостей у Чумацькому Шляху та його супутниках, а також внутрішню кінематику більш віддалених галактик. Вимірювання кінематики зір у різних підкомпонентах Чумацького Шляху, включаючи тонкий диск, товстий диск, балдж і зоряне гало, надає важливу інформацію про формування та еволюційну історію нашої Галактики. Кінематичні вимірювання також можуть ідентифікувати екзотичні явища, як-от надшвидкісні зорі, що вилітають із Чумацького Шляху, які інтерпретуються як результат гравітаційних зіткнень подвійних зір із надмасивною чорною дірою в центрі галактики.
Зоряна кінематика пов'язана із зоряною динамікою, яка передбачає теоретичне вивчення або моделювання рухів зір під впливом гравітації, але відрізняється від неї. Зоряно-динамічні моделі таких систем, як галактики або зоряні скупчення, часто порівнюють або перевіряють за допомогою зоряно-кінематичних даних для вивчення їхньої еволюційної історії та розподілу мас, а також для виявлення наявності темної матерії або надмасивних чорних дір через їхній гравітаційний вплив на зоряні орбіти.
Обертання
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOHpMek16TDFaZmMybHVYMmt1ZFdFdWNHNW5Mekl5TUhCNExWWmZjMmx1WDJrdWRXRXVjRzVuLnBuZw==.png)
Обертання зорі — обертальний рух зорі навколо власної осі. Швидкість обертання можна виміряти за зміщенням ліній у її спектрі або за часом руху активних елементів («зоряних плям») на поверхні. Обертання зорі створює екваторіальну випуклість внаслідок відцентрових сил. Оскільки зорі не є твердими тілами, вони також можуть обертатися диференціально; іншими словами, екватор зорі може обертатися з іншою кутовою швидкістю, ніж області у високих широтах. Ці відмінності у швидкості обертання всередині зорі можуть відігравати важливу роль у генеруванні магнітного поля зір.
Якщо зоря спостерігається не з боку її полюса, то деякі ділянки поверхні наближаються до спостерігача, а деякі віддаляються. Компонент руху, що наближається до спостерігача, називається радіальною швидкістю. З ефекту Доплера, ділянки диска зорі, що наближаються до нас, викличуть зміщення ліній у її спектрі до фіолетового краю, а ті, що віддаляються — до червоного. Зрозуміло, що лінії одночасно зміститися у протилежних напрямках не можуть. Насправді частина лінії зміститься до одного кінця спектра, частина до іншого, у результаті чого лінія розшириться. Саме за цим розширенням і можна дізнатися, чи обертаються зорі навколо осей, причому зі зростанням швидкості обертання збільшується і ширина ліній у спектрі зорі.
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOW1MMlpsTDAxaGMzTmZaV3BsWTNRdWNHNW5Mekl5TUhCNExVMWhjM05mWldwbFkzUXVjRzVuLnBuZw==.png)
Магнітне поле
У зір головної послідовності магнітне поле створюється рухом плазми всередині них. Цей рух відбувається внаслідок конвекції, яка є однією з форм перенесення енергії з центру зорі до її поверхні за допомогою фізичного переміщення матеріалу. Локальні магнітні поля впливають на плазму, у результаті чого намагнічені області підіймаються по відношенню до іншої частини поверхні, і можуть досягти навіть фотосфери зорі. Цей процес створює зоряні плями на поверхні зорі (по аналогії з сонячними плямами), і пов'язану з цим появу корональних петель.
Магнітні поля зір, відповідно до теорії сонячного динамо, викликані рухом речовини в конвективній зоні зорі. Ця конвективна циркуляція плазми руйнує початкове магнітне поле зорі, а потім створює дипольні магнітні поля зорі. Оскільки зоря зазнає диференціального обертання для різних широт, то магнітні лінії в формі тора оточують зорю. Магнітні лінії можуть стати місцем високої концентрації енергії, що є причиною активності зорі.
Зоряний нуклеосинтез
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODRMemcxTDBaMWMybHZibDlwYmw5MGFHVmZVM1Z1TG5OMlp5OXNZVzVuZFdzdE1qSXdjSGd0Um5WemFXOXVYMmx1WDNSb1pWOVRkVzR1YzNabkxuQnVadz09LnBuZw==.png)
На різних стадіях еволюції зір у них відбуваються різні термоядерні реакції. Найбільш енергетично ефективні та найтриваліші з них — протон-протонний цикл і вуглецево-азотний цикл, у яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію — відбуваються в ядрах зір головної послідовності. У зорях середньої маси на пізніших етапах еволюції синтезуються вуглець, а в найважчих зорях — і важчі елементи аж до заліза. Нуклеосинтез важчих елементів не відбувається, тому що такі реакції є ендотермічними, а отже енергетично невигідними. Проте елементи, важчі за залізо, можуть утворюватися під час так званого вибухового нуклеосинтезу, який відбувається, коли зоря втрачає гідростатичну рівновагу, наприклад, під час вибухів наднових.
При злитті ядер маса утвореного ядра є меншою за масу вихідних ядер. Ця втрачена маса перетворюється на енергію електромагнітних хвиль відповідно до співвідношення еквівалентності маси та енергії . У ядрах зір відбуваються різноманітні реакції ядерного синтезу, які залежать від їх маси та складу.
Процес синтезу водню сильно залежний від температури, тому навіть невелике підвищення температури призводить до значного збільшення швидкості синтезу. У результаті масивні зорі спалюють водень у ядрі набагато швидше ніж зорі з малою масою. У сонячному ядрі, температура якого сягає 16 млн К, ядра водню утворюють ядро гелію в протон-протонній ланцюговій реакції:
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOHlMekl4TDBOT1QxOURlV05zWlM1emRtY3ZiR0Z1WjNWckxUSXlNSEI0TFVOT1QxOURlV05zWlM1emRtY3VjRzVuLnBuZw==.png)
- 4 1H → 2 2H + 2 e + + 2 ν e (2 × 0,4 МеВ)
- 2 e+ + 2 e− → 2 γ (2 × 1,0 МеВ)
- 2 1H + 2 2H → 2 3He + 2 γ (2 × 5,5 МеВ)
- 2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 МеВ)
Існує кілька інших видів реакцій, у яких 3He і 4He об'єднуються, утворюючи 7Be, який зрештою (з додаванням ще одного протона) утворює два 4He. Усі ці реакції мають такий загальний вигляд:
4 1H → 4He + 2γ + 2νe (26,7 МеВ), де γ — фотон гамма-випромінювання, νe — нейтрино, H і He — ізотопи відповідно водню та гелію. У результаті цієї реакції виділяється енергія порядку мільйонів електронвольт. Кожна окрема реакція виробляє лише невелику кількість енергії, але оскільки величезна кількість цих реакцій відбувається постійно, вони виробляють всю енергію, необхідну для підтримки сталого випромінювання зорі. Для порівняння, спалювання двох молекул водню з однією молекулою газу кисню вивільняє лише 5,7 еВ.
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOHdMekF4TDB0bGNtNW1kWE5wYjI1bGJqQmZaVzR1Y0c1bkx6SXlNSEI0TFV0bGNtNW1kWE5wYjI1bGJqQmZaVzR1Y0c1bi5wbmc=.png)
У масивніших зорях гелій утворюється в циклі реакцій, які каталізуються вуглецем. Він називається вуглецево-азотним циклом.
У зорях на пізніших стадіях еволюції, з температурою ядра 100 млн K і масою від 0,5 до 10 M☉, гелій може бути перетворений на вуглець у потрійній альфа-реакції, у якій бере участь берилій:
Загальний вигляд реакції:
- 3 4He → 12C + γ + 7,2 МеВ
У масивних зорях важчі елементи можуть спалюватися в ядрі, що стискається, за допомогою процесу ядерного горіння неону та кисню. Останньою стадією процесу зоряного нуклеосинтезу є ядерне горіння кремнію, у результаті якого утворюється стабільний ізотоп заліза-56. Будь-який подальший синтез був би ендотермічним процесом, який потребує енергії, тому додаткова енергія може бути отримана лише через гравітаційний колапс.
Елемент | Температура (млн К) | Густина (кг/см3) | Тривалість горіння (роки) |
---|---|---|---|
Н | 37 | 0,0045 | 8,1 млн |
He | 188 | 0,97 | 1,2 млн |
C | 870 | 170 | 976 |
Ne | 1570 | 3100 | 0,6 |
О | 1980 | 5550 | 1,25 |
S/Si | 3340 | 33 400 | 0,0315 |
Структура
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODNMemN4TDFOMFlYSmZkSGx3WlhNdWMzWm5Mekl5TUhCNExWTjBZWEpmZEhsd1pYTXVjM1puTG5CdVp3PT0ucG5n.png)
Внутрішня частина стабільної зорі знаходиться в стані гідростатичної рівноваги. Це означає, що сила гравітації врівноважується силою, яка виникає з градієнта тиску. Градієнт тиску визначається градієнтом температури плазми; зовнішня частина зорі є холоднішою за її ядро. Температура в ядрі зорі головної послідовності або гіганта становить щонайменше 107 К. Температура й тиск у ядрі є достатньо високими, щоб там відбувався ядерний синтез. При цьому виділяється енергія, що запобігає подальшому колапсу зорі.
Коли атомні ядра зливаються в ядрі зорі, вони випромінюють енергію у вигляді гамма-променів. Ці фотони взаємодіють із навколишньою плазмою, збільшуючи теплову енергію в ядрі. Зорі головної послідовності перетворюють водень на гелій, і згодом вміст гелію стає переважаючим. Для зір із початковою масою менш як 0,4 M☉ синтез припиняється. Натомість для зір із більшою масою, синтез відбувається в оболонці навколо гелієвого ядра.
Окрім гідростатичної рівноваги, всередині стабільної зорі підтримується теплова рівновага. Радіальний градієнт температури всередині зорі призводить до потоку енергії назовні. Вихідний потік енергії, що залишає будь-який шар зорі врівноважений вхідним потоком.
Зона променистого переносу — це область зорі, де енергія переноситься випромінюванням. У цій області плазма не збурена, і будь-які рухи речовини згасають. В іншому випадку плазма стає нестабільною, і виникає конвекція, утворюючи таким чином конвективну зону. Так відбувається у регіонах, де виникають дуже високі потоки енергії, наприклад, поблизу ядра або в областях із високою непрозорістю (що робить перенесення енергії випромінюванням неефективним), як у зовнішній оболонці.
Виникнення конвекції у зовнішній оболонці зорі головної послідовності залежить від її маси. У зорях, маси яких у кілька разів перевищують масу Сонця, конвективна зона розташована глибоко всередині, а зона променистого переносу — у зовнішніх шарах. У випадку менших зір, як-от Сонце, у зовнішніх шарах знаходиться конвективна зона. Червоні карлики з масою менше ніж 0,4 M☉ є повністю конвективними, що запобігає утворенню гелієвого ядра. Для більшості зір межі конвективної зони змінюються протягом їх еволюції.
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOWtMMlJoTDFOMWJsOXdZWEowYzE5aWFXY3VhbkJuTHpJeU1IQjRMVk4xYmw5d1lYSjBjMTlpYVdjdWFuQm4uanBn.jpg)
Фотосфера — найнижчий шар атмосфери зорі, що видимий для спостерігача. Це шар, у якому плазма зорі стає прозорою для фотонів світла. Звідси енергія, що генерується в ядрі, вільно поширюється в космос. Саме у фотосфері з'являються сонячні плями — області з температурою нижчою за середню.
У зорях головної послідовності, як-от Сонце, безпосередньо над фотосферою знаходиться хромосфера. Це тонкий шар атмосфери, де з'являються спікули та починаються зоряні спалахи. Над нею знаходиться перехідна область завтовшки приблизно 100 км, у якій швидко зростає температура. Вище знаходиться корона — шар плазми, температура якої сягає мільйонів Кельвінів. Він простягається на кілька мільйонів кілометрів. Згідно з останніми дослідженнями, наявність корони залежить від конвективної зони у зовнішніх шарах зорі. Попри високу температуру, корона випромінює дуже мало світла через низьку щільність газу. Сонячну корону зазвичай видно лише під час сонячного затемнення. З корони поширюється зоряний вітер, тобто високоенергетичні частинки плазми. На певній відстані від зорі він вступає у взаємодію з міжзоряним середовищем. Границя, де сонячний вітер починає взаємодіяти із середовищем, називається геліосферою.
Змінні зорі
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOWxMMlU0TDAxcGNtRmZNVGs1Tnk1cWNHY3ZNakl3Y0hndFRXbHlZVjh4T1RrM0xtcHdadz09LmpwZw==.jpg)
Змінна зоря — зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску. Причин змінності багато і вони можуть бути пов'язані не лише з внутрішніми процесами: якщо зоря подвійна і промінь зору лежить у площині обертання компонентів (або під невеликим кутом до нього), то час від часу одна зоря закриватиме іншу від спостерігача, що спостерігається як зменшення блиску; блиск може змінитися якщо світло від зорі пройде крізь сильне гравітаційне поле. Однак у більшості випадків змінність пов'язана з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії Загального каталогу змінних зір прийнято наступний поділ змінних зір:
- Еруптивні змінні зорі — зорі, що змінюють свій блиск унаслідок бурхливих процесів і спалахів у їхніх хромосферах і коронах. Зміна світності відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси в формі зоряного вітру змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
- Пульсуючі змінні зорі — показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Це найчисленніший тип змінних. Найвідомішими представниками такого класу є цефеїди. Пульсації можуть бути радіальними й нерадіальними. Радіальні пульсації зорі залишають її форму кулястою, у той час як нерадіальні пульсації викликають відхилення форми зорі від кулястої, а сусідні зони зорі можуть бути в протилежних фазах.
- Обертові змінні зорі — зорі, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідний і/або вони мають несферичну форму, внаслідок чого при обертанні зір спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних чи хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, чиї осі не збігаються з віссю обертання зорі.
- Катаклізмічні змінні зорі — причиною змінності цих зір є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові та новоподібні змінні) або в усьому об'ємові зорі (наднові).
- Затемнювані зорі — періодичні зміни блиску спостерігаються внаслідок затемнень однієї зорі іншою.
Наведений перелік класів змінності не є вичерпним: кожен із класів поділено на окремі типи змінних. Загалом відомо понад 120 типів змінних зір, а сумарна чисельність представників всіх цих типів перевищує 58 000. Цей перелік не є сталим, оскільки відкриваються нові типи змінності, зокрема 2006 року були виокремлені в новий тип відкриті кількома роками раніше наднові типу Iax, а в 1989 році були відкриті еруптивні змінні типу FS Великого Пса. Нові змінні зорі вже відомих типів відкриваються щороку в величезних кількостях. Наприклад, лише в одному з десятків досліджень, опублікованих в 2023 році, за допомогою використання даних космічного телескопа Кеплер польському астроному Томашу Новаковскі вдалося відкрити 278 нових змінних зір.
Зоряні системи
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOWpMMk14TDFOcGNtbDFjMTl0YjNabGJXVnVkRjlqWVM1emRtY3ZNakl3Y0hndFUybHlhWFZ6WDIxdmRtVnRaVzUwWDJOaExuTjJaeTV3Ym1jPS5wbmc=.png)
Подвійні, потрійні та кратні зорі
Подвійна зоря — система з двох зір, які обертаються навколо спільного центру мас. У загальому випадку, якщо до гравітаційно зв'язаної системи входить дві або більше зір, то така система називається кратною зорею. Кратні зорі, як правило, мають ієрархічну структуру: приміром, потрійні системи можуть складатися з подвійної зорі та досить віддаленої від неї поодинокої. Системи двох або кількох зір дуже поширені: за деякими оцінками, такими є більше 70 % зір у Галактиці. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір — 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й друга за яскравістю зоря небосхилу (після Сонця) — Сіріус. У радіусі 20 пк від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір — подвійні.
Періоди обертання в кратних системах можуть становити від кількох хвилин до кількох мільйонів років.
Подвійні зорі слугують найнадійнішим джерелом інформації про маси та деякі інші параметри зір. Зазвичай їх класифікують на підставі того, яким методом було виявлено їхню подвійність:
- Візуально-подвійні зорі — пари зір, компоненти яких можна розрізнити безпосередньо під час спостережень.
- Спектрально-подвійні зорі — пари зір, двоїстість яких виявляється під час досліджень спектра: їхній рух орбітою спричиняє ефект Доплера, що змінює положення спектральних ліній обох компонентів.
- Затемнювано-подвійні зорі — пари зір, компоненти яких періодично затьмарюють одна одну частково або повністю, через що змінюється видима зоряна величина і спостерігається змінність. Іноді використовується ширше поняття «фотометричні подвійні», яке також містить у собі випадки, коли покриттів не відбувається, але одна або обидві зорі під дією приливних сил одна одної витягуються та під час обертання повертаються різними боками, унаслідок чого також спостерігається мінливість.
- Астрометричні подвійні зорі — пари зір, у яких спостерігається тільки один, яскравіший об'єкт, при цьому його траєкторія руху не прямолінійна, що вказує на наявність тьмяного масивного супутника, наприклад, білого карлика.
Іноді трапляються пари зір, які близько розташовані в проєкції на небесну сферу, але розташовані одна від одної на великій відстані й не пов'язані гравітацією. Такі пари називаються оптично-подвійними зорями.
Зоряні скупчення
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODVMemt3TDBkc2IySjFiR0Z5WDNOMFlYSmZZMngxYzNSbGNsOU5aWE56YVdWeVh6UXVhbkJuTHpJeU1IQjRMVWRzYjJKMWJHRnlYM04wWVhKZlkyeDFjM1JsY2w5TlpYTnphV1Z5WHpRdWFuQm4uanBn.jpg)
Коли до кратної зоряної системи належить понад десять зір, її називають зоряним скупченням. Скупчення поділяються на кулясті і розсіяні, а також виділяють окремий тип під назвою зоряні асоціації.
- Кулясті скупчення — скупчення зір, що мають форму близьку до сферичної. Їхні діаметри становлять 20-100 пк. Це одні з найстаріших об'єктів у Всесвіті: звичайний вік кулястих скупчень — понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість із яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Наприклад, у кубічному парсеку в центрі такого скупчення буває від декількох сотень до десятків тисяч зір. Для порівняння: в околицях Сонця на кубічний парсек припадає лише одна зоря. У Чумацькому Шляху налічують понад 150 кулястих скупчень.
- Розсіяне скупчення — зоряна система, яка зазвичай складається з декількох сотень або тисяч зір, компоненти якої розташовуються на досить великій відстані один від одного. Цим вона відрізняється від кулястих скупчень, де концентрація зір більша. З цієї причини розсіяні скупчення важче виявляти і вивчати. Якщо зорі, що перебувають на однаковій відстані від спостерігача, рухаються в одному напрямку, є підстави припускати, що вони входять до розсіяного скупчення. Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж кулястих. Деякі з них розташовані неподалік від Сонця — наприклад, до скупчення Гіади близько 40 пк. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі. Розсіяні скупчення мають невелику масу, тому їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної.
- Асоціація зір — розріджене скупчення молодих зір високої світності, що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200—300 св.р.). Асоціації здебільшого пов'язані з хмарами молекулярного газу, що має порівняно низьку температуру. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який із часом розсіюється в міжзоряному середовищі. Асоціації, так само як і розсіяні скупчення, нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.
Галактики
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODNMemN5TDAweE1ESWxNa05mVGtkRFh6VTROalpmSlRJNGJtOWhieTF0TVRBeUpUSTVMbXB3Wnk4eU1qQndlQzFOTVRBeUpUSkRYMDVIUTE4MU9EWTJYeVV5T0c1dllXOHRiVEV3TWlVeU9TNXFjR2M9LmpwZw==.jpg)
Галактики — системи зір і міжзоряної речовини, найбільші з яких можуть містити сотні мільярдів зір і мати радіуси до 30 кпк. Зорі розподілені в галактиках нерівномірно: молоді, багаті на метали зорі населення I утворюють галактичний диск, а старі та бідні на метали зорі населення II утворюють балдж.
Чотири основні типи галактик, виділені ще Едвіном Габблом у 1925 році:
- Еліптичні галактики — галактики без вираженої внутрішньої структури, що мають форму кулі або еліпсоїда. Вони практично не містять газу та пилу і складаються переважно зі старих зір. Плоска складова в них відсутня.
- Лінзоподібні галактики зовні схожі на еліптичні, але, хоча сферична складова в них є основною, вони також мають зоряний диск.
- Спіральні галактики мають як сферичну, так і плоску складові, при цьому остання виражена сильніше, ніж у лінзоподібних, а в дисках спіральних галактик виявляється спіральна структура.
- Неправильні галактики — галактики асиметричної форми, що містять багато газу та пилу. Сферична складова в таких галактиках практично відсутня, більшість зір — молоді й утворюють плоску підсистему.
Кожна галактика містить щонайменше мільярди зір. Наприклад, лише наша Галактика (Чумацький шлях), яка є не далеко не найбільшою у Всесвіті, містить від 200 до 400 мільярдів зір, при цьому її маса становить близько 1 трильйона мас Сонця. А одна з найбільших відомих галактик, яка отримала каталожний номер [en] (або ESO 383-G 076), має масу в 230 трильйонів сонячних.
Екзопланети
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODVMemt5TDB0bGNHeGxjaTB5TWw5a2FXRm5jbUZ0TG1wd1p5OHlNakJ3ZUMxTFpYQnNaWEl0TWpKZlpHbGhaM0poYlM1cWNHYz0uanBn.jpg)
Сонце — не єдина зоря, навколо якої обертаються планети. Станом на листопад 2023 року підтверджено існування 5521 екзопланети в 4070 екзопланетних системах, з яких 885 мають 2 та більше планет. Планети бувають різних типів, а також можуть обертатися на різній відстані від материнської зорі й мати абсолютно різні періоди — від кількох годин до десятків років. За певних умов (зокрема, відстані до зорі, її світності та наявності в планети атмосфери) планета може перебувати в зоні, придатній для життя (англ. habitable zone). Існують системи, які налічують одразу декілька планет у придатній для життя зоні.
Екзопланети є популярними об'єктами в культурі. У базі даних IMDB є декілька десятків фільмів, у яких зображені планети в інших зоряних системах, зокрема вони зображені в фільмі «Інтерстеллар», «Аватар» та «Аватар-2», «Джон Картер: між двох світів», «Прометей», трилогія «Чорна діра», «Хроніки Ріддіка», «Ріддік» та інші. Також екзопланети фігурують у комп'ютерних іграх, зокрема, у глобальній стратегії Stellaris.
Зорі в культурі та мистецтві
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODJMelkyTDFaaGJrZHZaMmd0YzNSaGNuSjVYMjVwWjJoMFgySmhiR3hoYm1ObE1TNXFjR2N2TWpJd2NIZ3RWbUZ1UjI5bmFDMXpkR0Z5Y25sZmJtbG5hSFJmWW1Gc2JHRnVZMlV4TG1wd1p3PT0uanBn.jpg)
Оскільки зорі були відомі людству здавна, вони зустрічаються в культурі та мистецтві різних народів по всьому світу протягом тисячоліть і ця тема тісно пов'язана з історією астрономії. Через це існує величезна кількість прикладів використання зір як об'єктів фольклору, мистецтва, релігії, псевдонауки і навіть науки, тому в цьому розділі наведена лише вкрай стисла інформація про зорі в культурі та мистецтві.
Давньоєвропейська культура використовувала зорі переважно в наукових та філософських творах. Наприклад, саме з древньої Греції походять перші моделі світу (Птолемея, Арістарха, Арістотеля, Гіппаркоса). Інший відомий приклад появи зір в культурі — Стоунгендж, який, згідно однієї з гіпотез, використовувався для відстеження руху Сонця, а також визначення рівнодення та сонцестояння, а також використовувався для різних обрядів. Протягом Середньовіччя в Європі розвиток астномі був сильно сповільнений, зокрема через низку епідемій та вплив церкви, хоч і не зупинився поівністю, однак в культурі цих часів зорі зустрічаються нечасто. В часи Ренесансу та в подальшому тема зір почала різко відновлюватися як в науці, так і культурі, зокрема завдяки тому, що було зроблено ряд революційних на той час відкриттів і написано ряд визначних наукових трактатів (наприклад, «Про обертання небесних сфер» Коперника) та був винайдений телескоп.
Per aspera ad astra — латинський вислів, що в перекладі означає «Крізь терня до зір», або «Тернистим шляхом до зірок». У загальному розумінні цей вислів вказує на те, що успіх чи досягнення в житті вимагає від людини подолання труднощів і часто зустрічається з викликами та перешкодами.
В давньому Китаї та Індії зорі увійшли в культуру переважно через астрологію, тобто намагання знайти взаємозв'язок між подіями на небі та на Землі. Однак, не тільки астрологія, але й зачатки досліджень змінних зір походять зокрема з цього регіону, оскільки саме китайські і індійські астрономи та літописці першими почали задокументовувати появу так званих «гостьових зір», які століттями пізніше були класифіковані, як наднові зорі.
В африканській культурі зорі фігурують в безлічі народних міфів, легенд та прикмет. Наприклад, в культурі південної Африки поява скупчення Плеяд над горизонтом означала початок сезону, коли можна сапати землю та починати вирощувати наступний врожай. В різних південноафкрианських народів існують різні легенди щодо виникнення Чумацького шляху та зір зокрема (вони вважають їх очами мертвих, що дивляться або душами тих, хто не хотів народжуватися). Давні єгиптяни мали свої прикмети, пов'язані з зорями, а також склали один з перших календарів, базуючись на руху Сіріуса по небу.
В Південній та Центральній Америці, зокрема в культурі Мая, зорі були вкорінені переважно в релігійні переконання цих цивілізацій. На території, де вони мешкали, будувалися обсерваторії для відстеження руху зір та відомих на той час планет. Більшість з них була зруйнована іспанськими конкістадорами. Тим не менш, частина інформації про відкриття Мая збереглася, зокрема відомо про існування таблиць з прогнозами моментів сонячних та місячних затемнень.
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpOWxMMlU1TDA1bFluSmhYMlJwYzJOZk1TNXFjR2N2TWpJd2NIZ3RUbVZpY21GZlpHbHpZMTh4TG1wd1p3PT0uanBn.jpg)
Символічні п'ятикутні (рідше — багатокутні) зображення зір зустрічаються в багатьох творах Середньовіччя та античності. Найперші зображення зір відносяться ще до часів бронзової доби (приклад — Небесний диск із Небри). Існує також низка картин відомих художників є ті, які зображують нічне зоряне небо:
- Зоряна ніч (Вінсент ван Гог, 1889)
- Зоряна ніч над Роною (Вінсент ван Гог, 1888)
- Втеча в Єгипет (Адам Ельсгаймер, 1609)
- [d] (Джозеф Райт, 1773—1775)
- Ноктюрн у чорному і золотому (Джеймс Вістлер, друга половина 19 століття)
- ([en], ?)
- (Каміль Піссарро, ?)
![image](https://www.wikidata.uk-ua.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraWRhdGEudWstdWEubmluYS5hei9pbWFnZS9hSFIwY0hNNkx5OTFjR3h2WVdRdWQybHJhVzFsWkdsaExtOXlaeTkzYVd0cGNHVmthV0V2WTI5dGJXOXVjeTkwYUhWdFlpODRMemc0TDBac1lXZGZiMlpmUVhWemRISmhiR2xoWHlVeU9HTnZiblpsY25SbFpDVXlPUzV6ZG1jdk1qSXdjSGd0Um14aFoxOXZabDlCZFhOMGNtRnNhV0ZmSlRJNFkyOXVkbVZ5ZEdWa0pUSTVMbk4yWnk1d2JtYz0ucG5n.png)
П'ятикутні зорі є елементами прапорів десятків країн, наприклад США, В'єтнаму, багатьох мусульманських країн: Туреччини, Алжиру, Сирії та інших. Зорі з іншою кількістю кутів зустрічаються рідше, наприклад на прапорі Ізраїлю є шестикутна зірка Давида, на прапорі Аруби — чотирикутна, а на прапорі Непалу та Маршаллових островів — багатокутні зорі.
В сучасній культурі зорі фігурують в художніх науково-фантастичних фільмах, книгах, відеоіграх (зокрема, навчальних), часто в окремому жанрі творів про міжзоряний політ. Дуже часто самі зорі є другорядними об'єктами в фільмах та відеоіграх, оскільки основний сюжет фокусується на інших астрономічних об'єктах (екзопланетах, космічних кораблях, астероїдах, позаземному житті тощо) або на персонажах. Кількість фільмів, де основним об'єктом сюжету є зоря (здебільшого — Сонце), невелика. Прикладами є фільм Пекло (англ. Sunshine) 2007 року, японський фільм 1990 року з аналогічним сюжетом [en] та [en].
Примітки
- Римська цифра після позначення елемента означає його ступінь іонізації. I — нейтральний атом, II — одноразово іонізований елемент, III — двічі іонізований, і так далі.
Джерела
- ЗОРЯ́ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
- ЗОРЯ́ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
- ЗІ́РКА // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
- ЗІ́РКА // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
- ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
- ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
- ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
- ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
- Зі́ра // Словарь української мови : в 4 т. / за ред. Бориса Грінченка. — К. : Кіевская старина, 1907—1909.
- Зоря // 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. 184—185. — .
- Grego, Peter; Mannion, David (2010). Galileo and 400 Years of Telescopic Astronomy. Springer New York. ISBN .
- *ster- | Etymology of root *ster- by etymonline. www.etymonline.com (англ.). Процитовано 5 грудня 2023.
- Етимологічний словник української мови : в 7 т. / редкол.: О. С. Мельничук (гол. ред.) та ін. — К. : Наукова думка, 1985. — Т. 2 : Д — Копці / Ін-т мовознавства ім. О. О. Потебні АН УРСР ; укл.: Н. С. Родзевич та ін. — 572 с.
- Ancient Greek Astronomy and Cosmology | Modeling the Cosmos | Articles and Essays | Finding Our Place in the Cosmos: From Galileo to Sagan and Beyond | Digital Collections | Library of Congress. Library of Congress, Washington, D.C. 20540 USA. Процитовано 17 листопада 2023.
- Forbes, George (1909). History of Astronomy. London: Watts & Co. ISBN .
- Tøndering, Claus (2008). Other Ancient Calendars. Calendars Through The Ages. Webexhibits. Процитовано 28 лютого 2022.
- Dershowitz, D.; Reingold, E. M. Calendrical Calculations. Cambridge University Press.
- von Spaeth, Ove (2000). Dating the Oldest Egyptian Star Map. Centaurus. 42 (3): 159—179. Bibcode:2000Cent...42..159V. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x. Процитовано 21 жовтня 2007.
- North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. с. 30–31. ISBN .
- Sun, X.; Kistemaker, J. (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. . с. 21—22. ISBN .
- Sun, X.; Kistemaker, J. (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. . с. 18—19. ISBN .
- Schaefer, Bradley E. (2005). The epoch of the constellations on the Farnese Atlas and their origin in Hipparchus's lost catalogue. Journal for the History of Astronomy. 36/2 (123): 167—196. Bibcode:2005JHA....36..167S. doi:10.1177/002182860503600202.
- Evans, James (1999). The Material Culture of Greek Astronomy. Journal for the History of Astronomy. 30 (3): 237—307, 289—290. Bibcode:1999JHA....30..237E. doi:10.1177/002182869903000305.
- Clark, D. H.; Stephenson, F. R. The Historical Supernovae // Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. — 1981. — С. 355–370. — Bibcode: . (англ.)
- ; Sims-Williams, Ursula (2004). The Silk Road: trade, travel, war and faith. Serindia Publications, Inc. с. 81–86. ISBN .
- Bonnet-Bidaud; Jean-Marc; Praderie, Françoise; Whitfield, Susan (2009). The Dunhuang Chinese sky: A comprehensive study of the oldest known star atlas. Journal of Astronomical History and Heritage. 12 (1): 39—59. arXiv:0906.3034. Bibcode:2009JAHH...12...39B. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2009.01.04.
- Bonnet-Bidaud, Jean-Marc (27 червня 2009). The Oldest Extand Star Chart. Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers. Процитовано 30 вересня 2009.
- Zahoor, A. (1997). . Hasanuddin University. Архів оригіналу за 26 червня 2008. Процитовано 21 жовтня 2007.
- Drake, Stephen A. (17 серпня 2006). A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. Процитовано 24 серпня 2006.
- Greskovic, Peter; Rudy, Peter (24 липня 2006). . ESO. Архів оригіналу за 10.10.2008. Процитовано 15 червня 2012.
- Ahmad, I. A. (1995). The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization. Vistas in Astronomy. 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
- Setia, Adi (2004). (PDF). Islam & Science. 2 (2). Архів оригіналу (PDF) за 9 січня 2020. Процитовано 26.05.2018.
- Drake, Stephen A. (17 серпня 2006). A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. Процитовано 24 серпня 2006.
- Hevelius, Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia | WallHapp Catalogue. www.wallhapp.com. Процитовано 4 грудня 2023.
- Proctor, Richard A. (1870). Are any of the nebulæ star-systems?. Nature. 1 (13): 331—333. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0.
- MacDonnell, Joseph. . . Архів оригіналу за 21 липня 2011. Процитовано 2 жовтня 2006.
- Ivan Hubeny; Dimitri Mihalas (2014). Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis. Princeton University Press. с. 23. ISBN .
- A Brief History of High-Energy Astronomy: 1800–1899. heasarc.gsfc.nasa.gov. Процитовано 17 листопада 2023.
- Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer. Astrophysical Journal. 53 (5): 249—259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603. PMC 1084808. PMID 16586823.
- . University of California. Архів оригіналу за 18 березня 2005. Процитовано 21 лютого 2013.
- Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (вид. 5th). New York: Springer. с. 180—185, 215—216. ISBN .
- Woodward, P. R. (1978). Theoretical models of star formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1): 555—584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
- Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. Т. 33. Cambridge University Press. с. 103—104. ISBN .
-
{{}}
: Порожнє посилання на джерело () - Kolb, Vera M., ред. (2014). Astrobiology, An Evolutionary Approach. Taylor & Francis. с. 21—25. ISBN .
- Bisnovatyi-Kogan, G. S. (2013). Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability. Springer Berlin Heidelberg. с. 108—125. ISBN .
- Ibeling, Duligur; Heger, Alexander (March 2013). The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-collapse Supernovae. The Astrophysical Journal Letters. 765 (2): 4. arXiv:1301.5783. Bibcode:2013ApJ...765L..43I. doi:10.1088/2041-8205/765/2/L43. L43.
- Thielemann, F. -K. та ін. (2011). Diehl, Roland; Hartmann, Dieter H.; Prantzos, Nikos (ред.). Massive Stars and their Supernovae. Lecture Notes in Physics. Т. 812. Springer. с. 153—232. arXiv:1008.2144. Bibcode:2011LNP...812..153T. doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN .
- Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). Sequential formation of subgroups in OB associations. Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725—741. Bibcode:1977ApJ...214..725E. doi:10.1086/155302.
- Getman, K.; V. Feigelson, E. D.; Sicilia-Aguilar, A.; Broos, P. S.; Kuhn, M. A.; Garmire, G. P. (2012). The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917—2943. arXiv:1208.1471. Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x.
- Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. с. 57–68. ISBN .
- Seligman, Courtney. . Self-published. Архів оригіналу за 23 червня 2008. Процитовано 5 вересня 2006.
- Arnold Hanslmeier (2010). Water in the Universe. Springer Science & Business Media. с. 163. ISBN .
- 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.
- Wood, B. E. та ін. (2002). Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity. The Astrophysical Journal. 574 (1): 412—425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797.
- de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind. Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251—259. Bibcode:1977A&A....61..251D.
- . Royal Greenwich Observatory. Архів оригіналу за 18 листопада 2015. Процитовано 17 листопада 2015.
- 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. див. також Palmer, Jason (22 лютого 2008). Hope dims that Earth will survive Sun's death. NewScientist.com news service. Процитовано 24 березня 2008.
- Iben, Icko Jr. (1991). Single and binary star evolution. Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55—114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565.
- P.S. Conti; C. de Loore (2012). Mass Loss and Evolution of O-Type Stars. Springer Science & Business Media. ISBN .
- The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae. Penn Stats College of Science. Процитовано 5 січня 2016.
- Sneden, Christopher (8 лютого 2001). Astronomy: The age of the Universe. Nature. 409 (6821): 673—675. doi:10.1038/35055646. PMID 11217843.
- Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN .
- Миронова И. Схема эволюции одиночной звезды. Астронет. Астронет. оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 11 липня 2020.
- Chandrasekhar limit. oxfordreference.com.
- What is the Chandrasekhar limit?. Quora (англ.). Процитовано 4 грудня 2023.
- Утробин В. П. (1986). Физика космоса: Маленькая энциклопедия.
- 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.
- (англ.) The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
- (англ.). Australia Telescope Outreach and Education. December 21 2004. Архів оригіналу за 22 вересня 2007. Процитовано 26 вересня 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
- Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
- (1994). A Hierarchy of Standards for the MK Process (PDF). У Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. (ред.). The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight. Astronomical Society of the Pacific conference series. Т. 60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 3—14. ISBN . OCLC 680222523.
- Morgan, W. W.; Keenan, P. C. (1973). Spectral Classification. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
- Morgan, W. W.; Abt, Helmut A.; Tapscott, J. W. (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun. Yerkes Observatory, University of Chicago. Bibcode:1978rmsa.book.....M.
- Gray R. O., Corbally C. J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton University Press.
- Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
- Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
- Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
- Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
- Cannon, Annie J.; Pickering, Edward C. (1901). Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial (англійською) . Т. 28. Annals of Harvard College Observatory. с. 129—135.
- Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912). Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra (англійською) . Т. 56 (5). Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. с. 115—164.
- Annie Jump Cannon - (амер.). Процитовано 18 грудня 2023.
- Brown dwarf | Astronomy, Formation & Characteristics | Britannica. www.britannica.com (англ.). 14 грудня 2023. Процитовано 18 грудня 2023.
- Rebolo, R.; Osorio, M. R. Zapatero; Martín, E. L. (1995-09). Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster. Nature (англ.). Т. 377, № 6545. с. 129—131. doi:10.1038/377129a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 18 грудня 2023.
- Fundamental astronomy (вид. 5th ed). Berlin: Springer. 2007. ISBN .
- Darling, David. brown dwarf. www.daviddarling.info. Процитовано 18 грудня 2023.
- Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton series in astrophysics. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN .
- Stellar classification | Types, Spectral Classes & Luminosity | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 18 грудня 2023.
- Allard, France; Homeier, Derek (2007). Brown dwarfs. Scholarpedia (англ.). Т. 2, № 12. с. 4475. doi:10.4249/scholarpedia.4475. ISSN 1941-6016. Процитовано 18 грудня 2023.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - Caballero, José (28 вересня 2018). A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What?. Geosciences (англ.). Т. 8, № 10. с. 362. doi:10.3390/geosciences8100362. ISSN 2076-3263. Процитовано 18 грудня 2023.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - Basri, G. (1 січня 1998). The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review). Т. 134. с. 394. Процитовано 18 грудня 2023.
- Коричневі карлики // 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. 229. — .
- Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020.
- Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN .
- David Darling. Main sequence. Encyclopedia of Science. оригіналу за 29 жовтня 2020. Процитовано 22 жовтня 2020.
- Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. (2007). Fundamental Astronomy. ISBN .
{{}}
: Перевірте значення|isbn=
: недійсний символ () - Über die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury (англ.). doi:10.1002/asna.19081792402. Процитовано 11 листопада 2023.
- Herrmann, Dieter B. (2014). Hockey, Thomas; Trimble, Virginia; Williams, Thomas R.; Bracher, Katherine; Jarrell, Richard A.; Marché, Jordan D.; Palmeri, JoAnn; Green, Daniel W. E. (ред.). Hertzsprung, Ejnar. Biographical Encyclopedia of Astronomers (англ.). New York, NY: Springer. с. 956—958. doi:10.1007/978-1-4419-9917-7_614. ISBN .
- Nuclear fusion - Stars, Reactions, Energy | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 4 грудня 2023.
- Biggs, Ben; updated, Nola Taylor Tillman last (26 січня 2022). Main sequence stars: definition & life cycle. Space.com (англ.). Процитовано 4 грудня 2023.
- Johnson, Hugh M. (1957). The Kinematics and Evolution of Population I Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.
- Elmegreen, B.; Nikolaevich Efremov, Y. (1998). . American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. S2CID 262334560. Архів оригіналу за 1 липня 2016. Процитовано 23 серпня 2006.
- Spectral Classification. www.cfa.harvard.edu. оригіналу за 14 листопада 2020. Процитовано 29 жовтня 2020.
- Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (29 березня 2009). Stellar Spectral Classification (англ.). Princeton University Press. ISBN .
- Darling, David. spectral type. www.daviddarling.info. Процитовано 11 листопада 2023.
- Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN .
- Ribas, Ignasi (2009-08). The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.). Т. 5, № S264. с. 3—18. doi:10.1017/S1743921309992298. ISSN 1743-9213. Процитовано 22 листопада 2023.
- (PDF). web.archive.org. Архів оригіналу (PDF) за 10 листопада 2013. Процитовано 22 листопада 2023.
- XXIX General Assembly of the International Astronomical Union (2015). Resolution B3 on recommended nominal conversion constants for selected solar and planetary properties (PDF) (англійською) . International Astronomical Union.
- Haberreiter, M.; Schmutz, W.; Kosovichev, A. G. (1 березня 2008). Solving the Discrepancy between the Seismic and Photospheric Solar Radius. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 675, № 1. с. L53—L56. doi:10.1086/529492. ISSN 0004-637X. Процитовано 22 листопада 2023.
- How wide is the Sun in astronomical units?. Quora (англ.). Процитовано 4 грудня 2023.
- Smith, Nathan (1998). . Mercury Magazine. 27 (4): 20. Bibcode:1998Mercu..27d..20S. Архів оригіналу за 27 вересня 2006. Процитовано 13 серпня 2006.
- NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy.
- Weidner, C.; Kroupa, P. (11 лютого 2004). Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (1): 187—191. arXiv:astro-ph/0310860. Bibcode:2004MNRAS.348..187W. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x.
- NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy.
- Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud. Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.
- Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (2012). The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (2): 1416—1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x.
- Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 вересня 2005. Процитовано 5 вересня 2006.
- Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 червня 2015). Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation. The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
- Overbye, Dennis (17 червня 2015). Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos. The New York Times. Процитовано 17 червня 2015.
- Brown dwarfs: At last filling the gap between stars and planets.
- 2MASS J05233822-1403022. SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Процитовано 14 грудня 2013.
- Shiga, David (17 серпня 2006). . New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.
- Boss, Alan (3 квітня 2001). . Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006.
- Shiga, David (17 серпня 2006). . New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.
- Leadbeater, Elli (18 серпня 2006). Hubble glimpses faintest stars. BBC. Процитовано 22 серпня 2006.
- Boss, Alan (3 квітня 2001). . Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006.
- Shiga, David (17 серпня 2006). . New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.
- The Biggest Star in the Sky. ESO. 11 березня 1997. Процитовано 10 липня 2006.
- Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared. Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R.
- Ségransan, D.; Kervella, P.; Forveille, T.; Queloz, D. (2003-01). First radius measurements of very low mass stars with the VLTI. Astronomy & Astrophysics. Т. 397, № 3. с. L5—L8. doi:10.1051/0004-6361:20021714. ISSN 0004-6361. Процитовано 22 листопада 2023.
- Dolan, Michelle M.; Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P. (2017). Evolutionary Tracks for Betelgeuse. The Astrophysical Journal. 819 (1): 7. arXiv:1406.3143. Bibcode:2016ApJ...819....7D. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7.
- Graham M. Harper та ін. (2008). A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications. The Astronomical Journal. 135 (4): 1430—1440. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430.
- Davis, Kate (1 грудня 2000). . AAVSO. Архів оригіналу за 12 липня 2006. Процитовано 13 серпня 2006.
- Shipman, H. L. (1979-02). Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 228. с. 240. doi:10.1086/156841. ISSN 0004-637X. Процитовано 22 листопада 2023.
- Seeds, Michael; Backman, Dana (5 січня 2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (англ.). Cengage Learning. ISBN .
- Kutner, Marc Leslie (2003). Astronomy: a physical perspective. New York: Cambridge University Press. ISBN .
- Guidry, Mike (2019). Modern general relativity: black holes, gravitational waves, and cosmology. Cambridge New York: Cambridge university press. ISBN .
- Canada, University of British Columbia (1 січня 2016). Measuring gravity's pull at the surface of distant stars | Astronomy.com. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 22 листопада 2023.
- Spitzer, Lyman, Jr. (1939-11). Spectra of M Supergiant Stars. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 90. с. 494. doi:10.1086/144121. ISSN 0004-637X. Процитовано 22 листопада 2023.
- Pannekoek, A. (1937). Bulletin of the astronomical institutes of the Netherlands (англійською) . Нідерланди. с. 1—4.
- Star - Spectra, Classification, Evolution | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes, Primis/McGraw-Hill Inc. 2 agosto 2007.
- Strobel, Nick (20 серпня 2007). . Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Архів оригіналу за 26 червня 2007. Процитовано 9 жовтня 2007.
- Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Процитовано 5 липня 2007.
- Review of Heat Flow Inside Stars.
- Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 febbraio 2005.
- Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (вид. 5th). New York: Springer. с. 180—185, 215—216. ISBN .
- Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (вид. 4th). Saunders College Publishing. с. 321. ISBN .
- Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Publishing. 1998. с. 321. ISBN .
- Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. с. 78. Bibcode:2007adc..book.....I. ISBN .
- D. Wonnacott; B. J. Kellett; B. Smalley (1994). Pulsational Activity on Ik-Pegasi. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 267 (4): 1045—1052. Процитовано 14 aprile 2007.
- Fischer, D.A.; Valenti, J. (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102—1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383.
- . ESO. 12 settembre 2006. Архів оригіналу за 10 жовтня 2006. Процитовано 10 листопада 2023.
- D. A. Fischer; J. Valenti (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102—1117.
- Zepeda, Joseph; Beers, Timothy C.; Placco, Vinicius M.; Shank, Derek; Gudin, Dmitrii; Hirai, Yutaka; Mardini, Mohammad; Pifer, Colin; Catapano, Thomas (1 квітня 2023). Chemodynamically Tagged Groups of CEMP Stars in the Halo of the Milky Way. I. Untangling the Origins of CEMP-s and CEMP-no Stars. The Astrophysical Journal. Т. 947, № 1. с. 23. doi:10.3847/1538-4357/acbbcc. ISSN 0004-637X. Процитовано 22 листопада 2023.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - McWilliam, Andrew; Rich, R. Michael (1994-04). The first detailed abundance analysis of Galactic bulge K giants in Baade's window. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). Т. 91. с. 749. doi:10.1086/191954. ISSN 0067-0049. Процитовано 22 листопада 2023.
- Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Faherty, Jacqueline K.; Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Williams, Lauryn; Brandt, G. Mirek; Gelino, Christopher R. (1 грудня 2021). 14 Her: A Likely Case of Planet–Planet Scattering. The Astrophysical Journal Letters. Т. 922, № 2. с. L43. doi:10.3847/2041-8213/ac382c. ISSN 2041-8205. Процитовано 22 листопада 2023.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - Netopil, M.; Paunzen, E.; Maitzen, H. M.; North, P.; Hubrig, S. (2008-11). Chemically peculiar stars and their temperature calibration. Astronomy & Astrophysics. Т. 491, № 2. с. 545—554. doi:10.1051/0004-6361:200810325. ISSN 0004-6361. Процитовано 22 листопада 2023.
- LeBlanc, Francis (24 серпня 2011). An Introduction to Stellar Astrophysics (англ.). John Wiley & Sons. ISBN .
- Preston, George W. (1974-09). The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). Т. 12, № 1. с. 257—277. doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353. ISSN 0066-4146. Процитовано 22 листопада 2023.
- Planck Collaboration (2016). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd). Astronomy & Astrophysics. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830.
- Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (13 липня 2006). How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Scientific American. Процитовано 11 травня 2007.
- Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F.C. (1997). The End of the Main Sequence. The Astrophysical Journal. 482 (1): 420—432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
- Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
- Stellar Kinematics. Academic Accelerator. Encyclopedia, Science News & Research Reviews.
- About: Зоряна кінематика. dbpedia.org. Процитовано 11 листопада 2023.
- Donati, Jean-François (5 листопада 2003). Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Архів оригіналу за 1 травня 2012.(англ.)
- Shajn, G.; Struve, O. On the rotation of the stars : [ 24 вересня 2019] : ( )[англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1929. — Vol. 89. — С. 222—239.(англ.)
- Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas [ 25 лютого 2006 у Wayback Machine.].
- Piddington, J. H. (1983).
- Взрывной нуклеосинтез. Энциклопедия физики и техники. оригіналу за 18 липня 2020. Процитовано 18 липня 2020.
- Bahcall, John N. (29 червня 2000). How the Sun Shines. Nobel Foundation. Процитовано 30 серпня 2006.
- Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 лютого 2005. Процитовано 10 жовтня 2006.
- Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006.
{{}}
:|hdl-access=
вимагає|hdl=
() - Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006.
- Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006.
- Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006.
{{}}
:|hdl-access=
вимагає|hdl=
() - Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015—1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. с. 32–33. ISBN .
- Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN .
- Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Процитовано 11 липня 2006.
- R. Q. Huang; K. N. Yu (1998). Stellar Astrophysics. Springer. с. 70. ISBN .
- Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN .
- What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006.
- Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Процитовано 4 серпня 2006.
- Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN .
- Simon Newcomb; Edward Singleton Holden (1887). Astronomy for High Schools and Colleges. H. Holt. с. 278.
- The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT. ESO. 2001. (англ.)
- What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006.
- Burlaga, L. F. та ін. (2005). Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields. Science. 309 (5743): 2027—2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.
- Variable star | Pulsating, Light Curve, Magnitude | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- GCVS Introduction. www.sai.msu.su. Процитовано 22 листопада 2023.
- Li, Weidong; Filippenko, Alexei V.; Chornock, Ryan; Berger, Edo; Berlind, Perry; Calkins, Michael L.; Challis, Peter; Fassnacht, Chris; Jha, Saurabh (2003-04). SN 2002cx: The Most Peculiar Known Type Ia Supernova. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 115, № 806. с. 453—473. doi:10.1086/374200. ISSN 0004-6280. Процитовано 22 листопада 2023.
- Halbedel, Elaine M. (1989-11). Recent photometric behavior of the unusual Be star HD 45677 = FS Canis Majoris. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 101. с. 999. doi:10.1086/132566. ISSN 0004-6280. Процитовано 22 листопада 2023.
- Nowakowski, Tomasz; Phys.org. Nearly 300 variable stars detected with Kepler spacecraft. phys.org (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- (рос.) Астронет > Двойные звёзды (физические двойные) [ 6 березня 2012 у Wayback Machine.]
- (рос.) Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии [ 14 листопада 2011 у Wayback Machine.]
- Star catalog (англ.). Encyclopedia Britannica.
- David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020.
- David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020.
- Dinwiddie, Robert, ред. (2012). Stars and planets. DK Smithsonian nature guide (вид. 1. American ed). New York: DK. ISBN .
- EarthSky | Open star clusters are loose groups of stars. earthsky.org (амер.). 1 листопада 2022. Процитовано 4 грудня 2023.
- Brent A. Archinal; Steven J. Hynes (2003). Star Clusters. Willmann-Bell. ISBN .
- Sandage, Allan (1958). Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790. The Astrophysical Journal. 128: 150. Bibcode:1958ApJ...128..150S. doi:10.1086/146532.
- Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). Anchors for the cosmic distance scale: The Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae. Astronomy & Astrophysics. 560: A22. arXiv:1311.0865. Bibcode:2013A&A...560A..22M. doi:10.1051/0004-6361/201322670. S2CID 55934597.
- stellar association. britannica.com.
- Stellar Associations - an overview | ScienceDirect Topics. www.sciencedirect.com. Процитовано 4 грудня 2023.
- Kalloghlian, A. T. (1 квітня 2009). Stellar associations. Astrophysics (англ.). Т. 52, № 2. с. 157—167. doi:10.1007/s10511-009-9066-4. ISSN 1573-8191. Процитовано 4 грудня 2023.
- Galaxies - NASA Science. science.nasa.gov (англ.). Процитовано 4 грудня 2023.
- Galaxies. American Scientist (англ.). 6 лютого 2017. Процитовано 4 грудня 2023.
- Берёзкин, Юрий Евгеньевич (2017). Народження зоряного неба: уявлення про нічні світила в історичній динаміці.
- . web.archive.org. 12 травня 2007. Архів оригіналу за 12 травня 2007. Процитовано 22 листопада 2023.
- What is the biggest known Galaxy in our universe? How big are we talking about here? Where can it be seen from Earth (if at all)?. Quora (англ.). Процитовано 4 грудня 2023.
- By Theblendrman (25 серпня 2023). Exploring ESO 383-76: A Glimpse into a Luminous Supergiant Elliptical Galaxy. Info blendr.
- Martin, Pierre-Yves (1995). Catalogue of Exoplanets. exoplanet.eu (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- Program, By Pat Brennan, NASA's Exoplanet Exploration. Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets. Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- NASA's Kepler Telescope Discovers First Earth-Size Planet in 'Habitable Zone' - NASA (амер.). Процитовано 22 листопада 2023.
- . web.archive.org. 25 січня 2012. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 22 листопада 2023.
- published, Charles Q. Choi (15 лютого 2010). Out There: A Strange Zoo of Other Worlds. Space.com (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- Guinness World Records. Shortest orbital period for a planet. guinnessworldrecords.com (англійською) .
- Staff, News (14 травня 2014). GU Psc b: Newly Discovered Exoplanet Takes 80,000 Years to Orbit its Star | Astronomy | Sci-News.com. Sci.News: Breaking Science News (амер.). Процитовано 22 листопада 2023.
- Kopparapu, Ravi Kumar (25 березня 2013). A REVISED ESTIMATE OF THE OCCURRENCE RATE OF TERRESTRIAL PLANETS IN THE HABITABLE ZONES AROUND KEPLER M-DWARFS. The Astrophysical Journal. Т. 767, № 1. с. L8. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L8. ISSN 2041-8205. Процитовано 22 листопада 2023.
- Cruz, Maria; Coontz, Robert (3 травня 2013). Alien Worlds Galore. Science (англ.). Т. 340, № 6132. с. 565—565. doi:10.1126/science.340.6132.565. ISSN 0036-8075. Процитовано 22 листопада 2023.
- https://www.jpl.nasa.gov. NASA's Kepler Marks 1,000th Exoplanet Discovery, Uncovers More Small Worlds in Habitable Zones. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 22 листопада 2023.
- Space and ExoPlanets. IMDb. Процитовано 22 листопада 2023.
- . Games Ring. Архів оригіналу за 3 травня 2016. Процитовано 16 травня 2016.
- Stellaris: Console Edition launches February 26. Gematsu (амер.). 22 січня 2019. Процитовано 13 липня 2022.
- Stellaris - Paradox Interactive. paradoxinteractive.com (англ.). Процитовано 7 грудня 2023.
- Springer. The incredible impact of stars on culture. phys.org (англ.). Процитовано 19 грудня 2023.
- Jones, Jonathan (24 грудня 2014). Starry, starry night: a history of astronomy in art. The Guardian (брит.). ISSN 0261-3077. Процитовано 19 грудня 2023.
- News, Mirage. Astronomy in Ancient Cultures: Early Star Interpretations. Mirage News (en-AU) . Процитовано 19 грудня 2023.
- Stonehenge - Location, Definition & Age. HISTORY (англ.). 5 червня 2023. Процитовано 19 грудня 2023.
- McCluskey, Stephen C. (2000). Astronomies and cultures in early medieval Europe (вид. Reprinted). Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN .
- Williams, Henry Smith (1930). The Great Astronomers (англійською) . Нью-Йорк: New York: Simon and Schuster. с. 99-102.
- King, Henry C. (2003). The history of the telescope. Mineola, NY: Dover Publications. ISBN .
- What does per aspera ad astra mean?. www.definitions.net. Процитовано 5 грудня 2023.
- South African star myths | Royal Museums Greenwich. www.rmg.co.uk (англ.). Процитовано 19 грудня 2023.
- Coffee, Kiera (14 червня 2022). A Brief History of Stars in Art, Imagery, and History. The Shutterstock Blog (амер.). Процитовано 19 грудня 2023.
- Fewster, Helen; Christian, David, ред. (2016). Big history: [examines our past, explains our present, imagines our future (вид. First American Edition). New York: DK Publishing. ISBN .
- Eiland, Murray L. Pre-heraldry on the Sangerhausen Disc, The Armiger's News 25: 2, 1. 9, 2003.
- Vorgeschichte, Landesmuseum für. Nebra Sky Disc. Landesmuseum für Vorgeschichte [dev] (англ.). Процитовано 19 грудня 2023.
- 8 Most Famous Night Sky Paintings by Famous Artists. ATX Fine Arts (англ.). Процитовано 19 грудня 2023.
- artst (30 травня 2021). 10 Most Famous Night Sky Paintings. Artst (амер.). Процитовано 19 грудня 2023.
- Country Flags With Stars. WorldAtlas (амер.). 10 грудня 2019. Процитовано 19 грудня 2023.
- Clute, John; Nicholls, Peter, ред. (1995). The Encyclopedia of science fiction. New York: St. Martin's Griffin. ISBN .
- published, Fran Ruiz (9 листопада 2021). Best space exploration games. Space.com (англ.). Процитовано 19 грудня 2023.
- Wald, Samuel HortiContributions from Heather; West, Josh; updated, Joe Donnelly last (24 червня 2022). Best space games which will let you explore the unknown. gamesradar (англ.). Процитовано 19 грудня 2023.
- Games | NASA Space Place — NASA Science for Kids. spaceplace.nasa.gov. Процитовано 19 грудня 2023.
- Boyle, Danny; Byrne, Rose; Evans, Chris (27 липня 2007), Sunshine, Searchlight Pictures, DNA Films, UK Film Council, процитовано 19 грудня 2023
- Sarafian, Richard C.; Marks, Arthur; Boyle, Peter (14 липня 1990), Solar Crisis, Asahi Breweries, Gakken Co. Ltd., Japan America Picture Company, процитовано 19 грудня 2023
- Parrish, Robert; Hendry, Ian; Wymark, Patrick (28 серпня 1969), Doppelgänger, Century 21 Television, процитовано 19 грудня 2023
Література
Вікіцитати містять висловлювання на тему: Зоря |
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Зоря |
- Star, World Book @ NASA [ 8 травня 2005 у Wayback Machine.]
- . University of Illinois
- І. А. Климишин, В. В. Тельнюк-Адамчук. Шкільний астрономічний довідник. — К, 1990.
- І. А. Климишин, І. М. Дубицький. Основи космології. — Івано-Франківськ, 1999.
Ця стаття належить до української Вікіпедії. |
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
U Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Zorya znachennya Zapit Zirka perenapravlyaye syudi div takozh Zirka znachennya Pro ziru div Zira znachennya Zorya abo zi rka takozh u hudozhnomu movlenni zoryani cya zirni cya u slovniku Grinchenka zi ra sferoyidalnij astronomichnij ob yekt sho skladayetsya z plazmi ta viroblyaye energiyu za dopomogoyu termoyadernogo sintezu Sonce odna iz zir serednya za svoyimi rozmirami ta svitnistyu Bagato inshih zirok vidno neozbroyenim okom vnochi ale voni roztashovani na nabagato bilshij vidstani vid Zemli Najharakternishi zirki formuyut suzir ya ta asterizmi bagato z nih mayut vlasni nazvi Vidimij Vsesvit mistit priblizno 1022 1024 zir z yakih lishe blizko 6000 vidno neozbroyenim okom ZoryaMisce roztashuvannyavsesvitRiven vishechorna diraRiven nizhcheplanetaDoslidzhuyetsya vastronomiyaModelnij elementUY Shita Zorya Pistolet i gigantKilkistnevidomo Zorya u VikishovishiStozhari rozsiyane skupchennya zir u suzir yi Telcya Zhittya zori pochinayetsya z gravitacijnogo kolapsu gazovoyi tumannosti sho skladayetsya zdebilshogo z vodnyu ta geliyu ta mistit neveliku kilkist vazhchih elementiv Pochatkova masa zori golovnim chinom viznachaye yiyi evolyuciyu Protyagom bilshosti chasu svogo isnuvannya zorya svititsya zavdyaki reakciyam termoyadernogo sintezu sho peretvoryuyut voden na gelij u yiyi yadri Naprikinci zhittya zori yiyi yadro staye kompaktnim ob yektom bilim karlikom nejtronnoyu zoreyu abo chornoyu diroyu Zoryanij nukleosintez stvoryuye majzhe vsi prirodni himichni elementi vazhchi za litij Vtrata masi cherez zoryanij viter abo vibuhi nadnovih povertayut himichno zbagachenij material u mizhzoryane seredovishe de z nogo utvoryuyutsya novi zori Astronomi mozhut viznachati vlastivosti zir vklyuchayuchi masu vik metalichnist himichnij sklad zminnist vidstan i ruh u prostori provodyachi sposterezhennya yih vidimoyi yaskravosti spektru i zmin polozhennya na nebi z chasom Zori mozhut utvoryuvati orbitalni sistemi z inshimi astronomichnimi ob yektami napriklad planetni sistemi ta zoryani sistemi z dvoma abo bilshe zoryami Komponenti sistem mozhut vzayemodiyati i ce znachnim chinom vplivaye na yih evolyuciyu Takozh zori utvoryuyut chastinu nabagato bilshih gravitacijno pov yazanih struktur takih yak zoryani skupchennya abo galaktiki Zori narivni z inshimi nebesnimi tilami vivchaye nauka astronomiya Modelyuvannya fizichnih procesiv sho vidbuvayutsya v zoryah vhodit do kola zacikavlen astrofiziki EtimologiyaU Vikislovniku ye storinka zorya Slovo zorya pohodit vid praindoyevropejskogo korenya h stḗr sho takozh oznachaye zorya h eh s perekladayetsya yak goriti a ter sufiks agentivnosti Deyaki vcheni vvazhayut sho ce slovo zapozichene z akkadskogo istar Venera prote dehto sumnivayetsya v comu pripushenni Slovo zorya sporidnene maye spilnij korin z takimi slovami zirochka asteroyid astral suzir ya Esfir Pohodit vid prasl zorja zarja yake porivnyuyut z lit zarija zhar prisok i zara zorya zoryanicya dav prussk sari zhar Dialektne zvizda yake zasvidchene u bagatoh slov yanskih movah pol gwiazda chesk hvezda slovac hviezda horv zvijezda ros i bolg zvezda sloven zvezda pohodit vid prasl gvezda Istoriya sposterezhenStarodavni greki vidilyali dva osnovnih tipi nebesnih ob yektiv neruhomi zori ta mandrivni zori planeti Neruhomi zori ruhayutsya z odnakovoyu shvidkistyu ta ne zminyuyut polozhennya odna vidnosno odnoyi Do mandrivnih zir nalezhali dev yat ob yektiv yaki ruhalisya po inshomu Misyac Sonce i planeti Merkurij Venera Mars Saturn i Yupiter Astronomi zgrupuvali yaskravi zori v asterizmi ta suzir ya ta vikoristovuvali yih dlya vidstezhennya ruhu planet Misyacya j Soncya Ruh Soncya na foni zir i gorizontu vikoristovuvavsya dlya stvorennya kalendariv Grigorianskij kalendar yakij zaraz vikoristovuyetsya majzhe skriz u sviti ye sonyachnim kalendarem Najdavnisha tochno datovana zoryana karta z yavilasya v davnoyegipetskij astronomiyi v 1534 roci do nashoyi eri Najdavnishi vidomi zoryani katalogi buli skladeni davnovavilonskimi astronomami Mesopotamiyi naprikinci 2 go tisyacholittya do nashoyi eri pid chas kasitskogo periodu bl 1531 1155 rr do n e Najdavnishi zapisi kitajskoyi astronomiyi datuyutsya periodom Chzhango 476 221 rr do n e ale najdavnishi zberezheni kitajski zoryani katalogi astronomiv Shi Shen i buli znajdeni v Shidzi u 2 stolitti do nashoyi eri istorikom epohi pravlinnya dinastiyi Han Sima Cyan Najstarishe kitajske zobrazhennya nichnogo neba znahoditsya na lakovanij korobci z grobnici volodarya Yi Czena V stolittya do nashoyi eri hocha na nomu pokazani polozhennya kitajskih suzir yiv za nazvami ta nemaye deyakih zir Atlant Farneze rimska kopiya 2 go stolittya nashoyi eri greckoyi statuyi epohi ellinizmu na yakij zobrazheno titana Atlanta sho trimaye nebesnu sferu na svoyemu plechi Ce najdavnishe zobrazhennya davnogreckih suzir yiv iz sistemoyu nebesnih koordinat sho zbereglosya do nashogo chasu Cherez precesiyu suzir ya povilno zmishuyutsya vidnosno sitki koordinat Porivnyuyuchi polozhennya 41 suzir ya iz sitkoyu koordinat mozhna tochno viznachiti epohu koli provodilisya pervinni sposterezhennya Gruntuyuchis na cij informaciyi suzir ya buli katalogizovani v 125 55 BC Ce vkazuye na te sho pri stvorenni skulpturi vikoristovuvavsya zoryanij katalog greckogo astronoma Gipparha II stolittya do nashoyi eri Prikladom grafichnogo zobrazhennya nichnogo neba chasiv Rimskoyi epohi ye yegipetskij Denderskij zodiak epohi Ptolemeyiv datovanij 50 rokom do nashoyi eri Ce barelyefna skulptura na steli hramovogo kompleksu Dendera Vona yavlyaye soboyu planisferu sho zobrazhuye zodiak u grafichnih zobrazhennyah Odnak deyaki zori ne naneseni Popri pozirnu nezminnist neba kitajski astronomi znali sho na nomu mozhut z yavlyatisya novi zori Najdavnishoyu rukopisnoyu zoryanoyu kartoyu sho zbereglasya ye Dunhuanska karta zoryanogo neba datovana dinastiyeyu Tan 618 907 i viyavlena v pecherah Mogao v Dunhuani u provinciyi Gansu sho roztashovana uzdovzh Shovkovogo shlyahu Ce suvij dovzhinoyu 210 sm i zavshirshki 24 4 sm na yakomu zobrazheno nebo mizh shilennyami 40 na pivden i 40 na pivnich na dvanadcyati panelyah Takozh na trinadcyatij paneli pokazano navkolopolyarne pivnichne nebo Zagalom na kartu naneseno 1345 zir zgrupovanih u 257 asterizmiv Data yiyi stvorennya tochno nevidoma ale ocinyuyetsya v 705 10 roki nashoyi eri U XI stolitti perskij uchenij Al Biruni opisav galaktiku Chumackij Shlyah yak bezlich fragmentiv sho mayut vlastivosti tumannih zir i vkazav polozhennya vidomih zir pid chas misyachnogo zatemnennya v 1019 roci U 1584 roci Dzhordano Bruno pripustiv sho deyaki zori shozhi na Sonce j mozhut mati inshi planeti mozhlivo navit shozhi na Zemlyu yaki obertayutsya navkolo nih Taku ideyu ranishe vislovlyuvali davnogrecki filosofi Demokrit i Epikur a takozh serednovichni islamski kosmologi zokrema Fahr al Din al Razi Italijskij astronom en v 1667 roci zapisav sposterezhennya zmin yaskravosti zori Algol Edmond Gallej opublikuvav pershi vimiryuvannya vlasnogo ruhu pari susidnih neruhomih zir prodemonstruvavshi sho voni zminili polozhennya z chasiv davnogreckih astronomiv Ptolemeya ta Gipparha U 1690 roci posmertno opublikovano atlas zoryanogo neba Firmamentum Sobiescianum polskogo astronoma Yana Geveliya Vin mistiv 56 velikih dvostorinkovih zoryanih kart i pokrashiv tochnist viznachennya polozhennya zir pivdennogo neba Vin predstaviv she 11 suzir yiv vklyuchno iz Shitom Yashirkoyu ta Gonchimi Psami Vilyam Gershel buv pershim astronomom yakij sprobuvav viznachiti rozpodil zir na nebi Protyagom 1780 h rokiv vin vstanoviv seriyu datchikiv u 600 napryamkah i pidrahuvav zori yaki sposterigalisya vzdovzh kozhnoyi liniyi zoru Z cogo vin zrobiv visnovok sho kilkist zir neuhilno zrostaye u napryamku do yadra Chumackogo Shlyahu Jogo sin Dzhon Gershel povtoriv ce doslidzhennya v pivdennij pivkuli i viyaviv vidpovidne zbilshennya v tomu zh napryamku U 1865 roci Andzhelo Sekki pochav klasifikuvati zori za spektralnimi tipami Suchasna shema klasifikaciyi zir bula rozroblena astronomkoyu Enni Dzhamp Kennon na pochatku 1900 h rokiv Pershe pryame vimiryuvannya vidstani do zori poza nashoyu sonyachnoyu sistemoyu 61 Lebedya na vidstani 11 4 svitlovih rokiv u 680 000 raziv dali vid Zemli nizh Sonce bulo vikonano v 1838 roci Fridrihom Besselem za dopomogoyu tehniki paralaksa U dvadcyatomu stolitti naukovi doslidzhennya zir rozvivalisya vse shvidshe zavdyaki vikoristannyu fotografiyi Takozh rozrobka fotoelektronnogo pomnozhuvacha dozvolila provoditi tochni vimiryuvannya yaskravosti na kilkoh intervalah dovzhin hvil U 1921 roci Albert A Majkelson vikonav pershi vimiryuvannya diametra zir za dopomogoyu interferometra na teleskopi Gukera v observatoriyi Maunt Vilson U 1913 roci bula rozroblena diagrama Gercshprunga Rassela sho poklalo pochatok astrofizichnim doslidzhennyam zir Buli rozrobleni uspishni modeli vnutrishnoyi strukturi j evolyuciyi zir Sesiliya Pejn Gaposhkin u svoyij kandidatskij disertaciyi 1925 roku vpershe pripustila sho zori skladayutsya perevazhno z vodnyu ta geliyu Rozuminnya spektriv zir pokrashilosya zavdyaki progresu v kvantovij fizici Ce dozvolilo viznachati himichnij sklad zoryanih atmosfer Zoreutvorennya ta evolyuciya zirDokladnishe Evolyuciya zir Zori formuyutsya v oblastyah prostoru z porivnyano bilshoyu shilnistyu rechovini ale ci oblasti mensh shilni nizh u vakuumnij kameri Ci oblasti vidomi yak molekulyarni hmari Odnim iz prikladiv takoyi oblasti zoreutvorennya ye tumannist Oriona Usi zori provodyat bilshu chastinu svogo isnuvannya yak zori golovnoyi poslidovnosti generuyuchi energiyu shlyahom yadernogo sintezu vodnyu v gelij u svoyih yadrah Prote zori riznoyi masi na riznih stadiyah svogo rozvitku mayut pomitno rizni vlastivosti Kinceva dolya masivnishih zir vidriznyayetsya vid doli mensh masivnih zir yak i yih svitnist i vpliv na navkolishnye seredovishe Vidpovidno astronomi chasto grupuyut zori za yih masoyu Zori duzhe maloyi masi menshe nizh 0 4 M ye povnistyu konvektivnimi ta rivnomirno rozpodilyayut gelij po vsomu ob yemu zori perebuvayuchi na golovnij poslidovnosti Tomu voni nikoli ne spalyuyut gelij v obolonci navkolo yadra i vidpovidno ne stayut chervonimi gigantami Pislya vicherpannya vodnyu voni stayut geliyevimi bilimi karlikami ta povilno oholodzhuyutsya Oskilki trivalist zhittya duzhe legkih zir perevishuye vik Vsesvitu zhodna taka zorya she ne dosyagla stadiyi bilogo karlika Zori maloyi masi vid 0 4 M do 2 25 M zokrema Sonce zalezhno vid svogo skladu stayut chervonimi gigantami koli v yihnomu yadri zakinchuyetsya voden i voni pochinayut spalyuvati gelij u yadri pislya tak zvanogo spalahu geliyevogo yadra Piznishe na asimptotichnij gilci gigantiv u nih utvoryuyetsya virodzhene vuglecevo kisneve yadro Na piznishih stadiyah taki zori vidkidayut zovnishnyu obolonku ta utvoryuyut planetarnu tumannist a na misci zori zalishayetsya yiyi yadro u formi bilogo karlika Zori serednoyi masi vid 2 25 M do 8 M prohodyat etapi evolyuciyi podibni do zir iz maloyu masoyu ale pislya vidnosno korotkogo periodu na gilci chervonih gigantiv voni zapalyuyut gelij bez spalahu ta provodyat trivalij period v oblasti chervonogo zgushennya persh nizh utvoriti virodzhene vuglekisneve yadro Masivni zori ponad 8 M Pislya vicherpannya vodnyu v yadri taki zori stayut nadgigantami i pochinayut sintezuvati elementi vazhchi za gelij Voni zakinchuyut svoye zhittya koli yihni yadra rujnuyutsya i voni vibuhayut u viglyadi nadnovih Protozorya Dokladnishe ProtozoryaOblast zoreutvorennya u Velikij Magellanovij Hmari NASA ESA image Utvorennya zori pochinayetsya z gravitacijnoyi nestabilnosti v molekulyarnij hmari sprichinenoyi oblastyami bilshoyi gustini chasto sprichinenoyi stisnennyam hmar viprominyuvannyam masivnih zir zitknennyam riznih molekulyarnih hmar abo zitknennyam galaktik yak u galaktici zi spalahom zoreutvorennya Koli oblast dosyagaye dostatnoyi shilnosti rechovini shob zadovolniti kriteriyi nestabilnosti Dzhinsa vona pochinaye zapadatisya pid diyeyu vlasnoyi sili tyazhinnya Koli hmara rujnuyetsya okremi konglomeraciyi shilnogo pilu ta gazu utvoryuyut globuli Boka Koli globula rujnuyetsya i shilnist zbilshuyetsya gravitacijna energiya peretvoryuyetsya na teplo a temperatura pidvishuyetsya Dali protozoryana hmara dosyagaye stabilnogo stanu gidrostatichnoyi rivnovagi ta v yiyi centri utvoryuyetsya protozorya Cej ob yekt she ne mozhna nazvati zoreyu oskilki temperatura v jogo yadri ne dostatno visoka shob rozpochalisya termoyaderni reakciyi Protozori chasto otocheni protoplanetnim diskom i nagrivayutsya perevazhno shlyahom gravitacijnogo stiskannya Golovna poslidovnist Dokladnishe Golovna poslidovnist Zori vitrachayut blizko 90 svogo isnuvannya na peretvorennya vodnyu v gelij u svoyih yadrah taki zori perebuvayut na golovnij poslidovnosti Ocinyuyetsya sho yaskravist Soncya zrosla priblizno na 40 pislya dosyagnennya golovnoyi poslidovnosti 4 6 mlrd rokiv tomu Kozhna zorya maye zoryanij viter potik chastinok z verhnih shariv atmosferi Cherez ce zorya postijno vtrachaye masu Sonce vtrachaye 10 14 M shoroku abo priblizno 0 01 vid zagalnoyi masi protyagom usogo isnuvannya Odnak duzhe masivni zori mozhut vtrachati vid 10 7 do 10 5 M na rik i ce suttyevo vplivaye na yih evolyuciyu Zori yaki na pochatku isnuvannya mayut masu ponad 50 M mozhut vtratiti bilsh polovini svoyeyi masi za chas perebuvannya na golovnij poslidovnosti Evolyuciya pislya golovnoyi poslidovnosti Dokladnishe Chervoni giganti Koli zori masoyu bilshe 0 4 M vicherpuyut zapasi vodnyu u svoyemu yadri voni pochinayut spalyuvati voden v obolonci sho otochuye geliyeve yadro Zovnishni shari zori rozshiryuyutsya j silno oholodzhuyutsya vona peretvoryuyetsya na chervonogo giganta U deyakih vipadkah voni spalyuyut vazhchi elementi v yadri abo v obolonkah navkolo yadra Koli zori rozshiryuyutsya voni vikidayut chastinu svoyeyi masi zbagachenu cimi vazhchimi elementami u mizhzoryane seredovishe Potim z cogo materialu utvoryuyutsya novi zori 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 u 250 raziv perevishuye jogo teperishnij rozmir i vtratit 30 svoyeyi potochnoyi masi Oskilki obolonka sho spalyuye voden viroblyaye gelij masa i temperatura yadra zbilshuyutsya Geliyeve yadro chervonogo giganta sho utvorivsya iz zori z pochatkovoyu masoyu do 2 25 M staye virodzhenim Koli temperatura dostatno pidvishuyetsya vidbuvayetsya spalah geliyevogo yadra tobto vibuhovij pochatok spalyuvannya geliyu v yadri Pri comu zorya shvidko zmenshuyetsya v radiusi pidvishuye temperaturu svoyeyi poverhni ta peremishuyetsya do gorizontalnoyi gilki diagrami GR Dlya bilsh masivnih zir termoyadernij sintez geliyevogo yadra pochinayetsya do togo yak yadro virodzhuyetsya i zori provodit deyakij chas u chervonomu zgushenni povilno spalyuyuchi gelij persh nizh zovnishnya konvektivna obolonka rujnuyetsya Potim zorya perehodit do gorizontalnoyi gilki Evolyuciya masivnih zir Vnutrishnya struktura masivnoyi zori pered kolapsom Pid chas fazi spalyuvannya geliyu zorya z masoyu ponad 8 M rozshiryuyetsya utvoryuyuchi spochatku sinij a potim chervonij nadgigant Osoblivo masivni zori mozhut evolyucionuvati do zori Volfa Rajye u spektri yakoyi perevazhayut liniyi viprominyuvannya elementiv vazhchih za voden yaki dosyagli poverhni vnaslidok silnoyi konvekciyi ta intensivnoyi vtrati masi abo vnaslidok skidannya zovnishnih shariv Koli v yadri masivnoyi zori zakinchuyetsya gelij vono stiskayetsya a jogo temperatura j tisk zrostayut dostatno shob spalyuvati vuglec Koli vicherpuyetsya vuglec pochinayetsya spalennya neonu spalennya kisnyu i kremniyu Blizhche do kincya zhittya zori termoyadernij sintez prodovzhuyetsya v kilkoh sharah vseredini neyi Ostannij etap vidbuvayetsya koli masivna zori pochinaye viroblyati zalizo Oskilki yadra zaliza zv yazani micnishe nizh bud yaki vazhchi yadra spalyuvannya bud yakih vazhchih elementiv ne prizvodit do vivilnennya energiyi Finalni stadiyi zoryanoyi evolyuciyi Bili karliki Dokladnishe Bilij karlik Bilij karlik garyachij ob yekt iz malimi rozmirami j velikoyu gustinoyu rechovini za masi blizko sonyachnoyi jogo radius u 100 raziv menshij Taka velika gustina sprichinena virodzhenim stanom jogo rechovini Zori z masami mensh yak 8 10 M naprikinci svoyeyi evolyuciyi stayut bilimi karlikami U zoryah iz masami menshe nizh 0 4 M cej proces prohodit bez skidannya obolonki oskilki voni himichno odnoridni cherez postijnu konvekciyu i naprikinci zhittya stayut povnistyu geliyevimi Zori bilshoyi masi skidayut znachnu chastinu masi utvoryuyuchi planetarnu tumannist Vid samoyi zori zalishayetsya tilki virodzhene yadro yake i ye bilim karlikom Vid zir iz pochatkovoyu masoyu menshe 0 5 M zalishayetsya geliyevij bilij karlik vid bilsh masivnih zir do 8 M vuglecevo kisnevij Yaksho vid zori z masoyu 8 10 M zalishayetsya bilij karlik a ne nejtronna zorya to vin skladayetsya z vazhchih elementiv kisnyu neonu magniyu j inshih elementiv Masa bilogo karlika obmezhena zverhu mezheyu Chandrasekara sho dorivnyuye priblizno 1 44 M Krabopodibna tumannist zalishok vid vibuhu nadnovoyi sho sposterigalasya majzhe 1000 rokiv tomu U centri tumannosti znahoditsya nejtronna zorya pulsar Nejtronni zori Dokladnishe Nejtronna zorya Dlya masi bilshoyi za mezhu Chandrasekara tisk virodzhenogo elektronnogo gazu pri bud yakomu radiusi bilogo karlika ne mozhe kompensuvati silu gravitacijnogo stisnennya U comu razi vidbuvayetsya kolaps yadra za yakogo bilsha chastina jogo rechovini nejtronizuyetsya elektroni vdavlyuyutsya v protoni utvoryuyuchi nejtroni j viprominyuyuchi nejtrino Za yadernoyi shilnosti rechovini beta rozpad nejtroniv staye energetichno nevigidnim i nejtroni stayut stabilnimi chastinkami Todi yadro zori peretvoryuyetsya ne na bilij karlik a na nejtronnu zoryu Pri comu vidilyayetsya velichezna kilkist energiyi j vidbuvayetsya vibuh nadnovoyi Zori z pochatkovoyu masoyu ponad 8 10 M mozhut stati yak nejtronnimi zoryami tak i chornimi dirami Chorni diri Dokladnishe Chorna dira Yaksho masa yadra perevishuvatime mezhu Oppengejmera Volkova nejtronna zorya ne bude stijkoyu do gravitacijnogo stisnennya i kolaps prodovzhitsya Stani rechovini yaki mozhut zapobigti gravitacijnomu stisnennyu nevidomi i yadro i dali kolapsuvatime U yakijs moment jogo radius 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 Klasifikaciya zirOsnovna garvardska spektralna klasifikaciya zir Klas Temperatura K Spravzhnij kolir Vidimij kolir Harakterni znachennya B V Osnovni spektralni oznaki ta inshi harakteristiki Spektralni etaloniO 30 000 60 000 blakitnij blakitnij 0 3m Slabki liniyi nejtralnogo vodnyu geliyu ionizovanogo geliyu Krim togo vidminnoyu risoyu yihnih spektriv ye liniyi poglinannya bagatorazovo ionizovanih elementiv napriklad Si V C III N III i O III Do spektralnogo klasu O nalezhat najbilsh garyachi zori yaki mayut blakitnij kolir ta vid yemnij pokaznik koloru B V U spektrah zir klasu O dominuye sinye j ultrafioletove viprominyuvannya O7V S Yedinoroga O9V 10 YashirkiB 10 000 30 000 bilo blakitnij bilo blakitnij ta bilij 0 2m Liniyi poglinannya geliyu ta vodnyu Slabki liniyi K i Ca II Zori spektralnogo klasu B mayut nizhchi temperaturi nizh zori klasu O odnak pokaznik koloru vse she ye vid yemnim B0V Ipsilon Oriona B0Ia Alnilam B2Ia Hi2 Oriona B2Ib 9 Cefeya B3V Alkajd B3V Eta Viznichogo B3Ia Omikron2 Velikogo Psa B5Ia Aludra B8Ia RigelA 7500 10 000 bilij bilij 0m Silna seriya Balmera liniyi K i Ca II posilyuyutsya do klasu F Takozh blizhche do klasu F pochinayut z yavlyatisya liniyi metaliv U spektrah zir klasu A duzhe silni liniyi vodnyu yaki dosyagayut maksimumu intensivnosti v pidklasi A2 osoblivo ce stosuyetsya seriyi Balmera A0Van Fekda A0Va Vega A0Ib en A0Ia en A1V Sirius A A2Ia Deneb A3Va FomalgautF 6000 7500 zhovto bilij bilij 0 4m Silni liniyi H i K Ca II liniyi inshih metaliv Liniyi vodnyu pochinayut slabnuti Z yavlyayetsya liniya Ca I Z yavlyayetsya ta posilyuyetsya smuga G utvorena liniyami Fe Ca i Ti U spektrah cih zir vidno liniyi ionizovanih i nejtralnih metaliv napriklad Fe I Fe II Cr II Ti II U piznishih pidklasiv voni proyavlyayutsya silnishe a liniyi nejtralnogo vodnyu slabshe F0IIIa Dzeta Lva F0Ib Alfa Zajcya F1V 37 Velikoyi Vedmedici F2V 78 Velikoyi Vedmedici F7V Jota Rib F9V Beta Divi F9V HD 10647G 5000 6000 zhovtij zhovtij 0 6m Intensivni liniyi H K i Ca II Liniyi Ca I ta chislenni liniyi metaliv Liniyi vodnyu prodovzhuyut slabnuti Z yavlyayutsya smugi molekul CH i CN Najchitkishe v spektrah takih zir vidni liniyi metaliv zokrema zaliza titanu ta osoblivo liniyi Ca II sho dosyagayut maksimumu intensivnosti v pidklasi G0 G0V Beta Gonchih Psiv G0IV Eta Volopasa G0Ib Beta Vodoliya G2V Sonce G5V Kappa1 Kita G5IV M Gerkulesa G5Ib 9 Pegasa G8V 61 Velikoyi Vedmedici G8IV Alshayin G8IIIa Kappa Bliznyat G8IIIab Vindemiatriks G8Ib Epsilon BliznyatK 3500 5000 pomaranchevij zhovtuvato pomaranchevij 1 0m Intensivni liniyi metaliv ta smuga G Liniyi vodnyu majzhe nepomitni U spektrah takih zir dobre vidno liniyi metaliv zokrema Ca I ta inshih elementiv yaki vidno u zoryah klasu G V zoryah z takoyu vidnosno nizkoyu temperaturoyu mozhut formuvatisya molekuli Zokrema z yavlyayutsya smugi poglinannya monooksidu titanu TiO K0V Sigma Drakona K0III Polluks K0III Epsilon Lebedya K2V Epsilon Eridana K2III Kappa Zmiyenoscya K3III Ro Volopasa K5V 61 Lebedya K5III EtaminM 2000 3500 chervonij pomaranchevo chervonij 1 5m Intensivni smugi TiO ta inshih molekul Smuga G slabne She pomitni liniyi metaliv Spektri cih zir pokriti chislennimi molekulyarnimi smugami poglinannya TiO ta inshih molekulyarnih spoluk Takozh sposterigayetsya bezlich linij nejtralnih metaliv z yakih liniya Ca I najsilnisha M0IIIa Beta Andromedi M2III Chi Pegasa M1 M2Ia Iab Betelgejze M2Ia M CefeyaKorichnevi karliki Okrim osnovnih 7 spektralnih klasiv zir yaki isnuvali z pochatku 20 stolittya piznishe z yavilisya 4 spektralni klasi korichnevih karlikiv sho yih vidkrito lishe v 1995 roci Ci klasi poznachayutsya literami M L T Y v poryadku spadannya temperaturi Cya poslidovnist sprijmayetsya yak prodovzhennya osnovnih klasiv pislya M Najmasivnishi korichnevi karliki mozhut nalezhati i do klasu M ale ne vishe pidklasu M7 Korichnevi karliki klasu M mayut temperaturu ne bilshe 2500 K klasu L 1300 2500 K klasu T 600 1300 K klasu Y menshe 600 K Korichnevi karliki ne ye zvichajnimi zoryami hocha v yih nadrah mozhut vidbuvayutsya reakciyi sintezu odnak voni trivayut vkraj nedovgo cherez shvidke vicherpannya zapasiv palnogo i pislya cogo vidilyayetsya perevazhno gravitacijna energiya za rahunok stiskannya Klasi svitnosti Zori togo samogo spektralnogo klasu mayut shozhi spektri ta temperaturi ale mozhut riznitisya za rozmirami ta yak naslidok za svitnostyami Tomu dlya povnoti klasifikaciyi zaprovadzhuyutsya klasi svitnosti kozhen iz yakih zajmaye svoyu dilyanku diagrami Gercshprunga Rassela Klasi svitnosti vid yaskravishih do tmyanishih I nadgiganti Ia yaskravi nadgiganti Iab nadgiganti Ib nadgiganti nizkoyi svitnosti II yaskravi giganti III giganti IV subgiganti V zori golovnoyi poslidovnosti inodi karliki VI subkarliki VII bili karliki Absolyutna bilshist zir blizko 90 nalezhat do golovnoyi poslidovnosti Sonce zhovta zorya golovnoyi poslidovnosti abo prosto zhovtij karlik vidpovidno jogo spektralnij klas G2V Spektri zir odnogo spektralnogo klasu ale riznih klasiv svitnosti takozh riznyatsya Tak napriklad u yaskravishih zoryah spektralnih klasiv B F liniyi vodnyu vuzhchi ta glibshi nizh u zoryah menshoyi svitnosti Krim togo u zoryah gigantah silnishi liniyi ionizovanih elementiv a sami ci zori chervonishi nizh zori golovnoyi poslidovnosti tih samih spektralnih klasiv Diagrama Gercshprunga Rassela Dokladnishe Diagrama Gercshprunga Rassela Diagrama Gercshprunga Rassela Na pochatku XX stolittya Ejnar Gercshprung i Genri Rassel nezalezhno odin vid odnogo naklali na diagramu Spektralnij klas svitnist vidomi na toj chas zori Piznishe cya diagrama yaku nini nazivayut diagramoyu Gercshprunga Rassela viyavilasya klyuchem do rozuminnya ta doslidzhennya procesiv sho vidbuvayutsya v zoryah Najchislennishij klas zir stanovlyat zori golovnoyi poslidovnosti yaka peretinaye diagramu vid pravogo verhnogo do livogo nizhnogo kuta Same do takih zir nalezhit i Sonce U cej period energiya yaku viprominyuye zorya vidilyayetsya v termoyadernih reakciyah peretvorennya gidrogenu na gelij Chas perebuvannya na golovnij poslidovnosti viznachayetsya masoyu ta metalichnistyu tobto chastkoyu elementiv vazhchih za gelij Chitko vidilyayutsya kilka gilok zir sho vzhe minuli stadiyu golovnoyi poslidovnosti giganti nadgiganti U nih vidbuvayetsya gorinnya geliyu ta vazhchih elementiv Voni roztashovani vishe golovnoyi poslidovnosti ci zori nalezhat do I IV klasiv svitnosti U nizhnij chastini diagrami roztashovano bili karliki sho proevolyucionuvali majzhe povnistyu Voni nalezhat do VII klasu svitnosti Tipi zir za kinematikoyu Zori v galaktikah mozhna klasifikuvati na osnovi yihnoyi kinematiki Napriklad zori u Chumackomu Shlyahu mozhna podiliti na dvi osnovni populyaciyi vihodyachi z yihnoyi metalichnosti Sered najblizhchih zir viyavleno sho zori naselennya I z vishoyu metalichnistyu yak pravilo roztashovani v zoryanomu disku todi yak starishi zori naselennya II perebuvayut na vipadkovih orbitah iz nevelikim vlasnim obertannyam Ostanni mayut eliptichni orbiti yaki nahileni do ploshini Chumackogo Shlyahu Porivnyannya kinematiki najblizhchih zir takozh prizvelo do identifikaciyi zoryanih asociacij Najimovirnishe ce grupi zir yaki mayut spilnu tochku pohodzhennya v gigantskih molekulyarnih hmarah Dodatkovi poznachennya Yaksho spektr zori maye yakis osoblivosti sho viriznyayut jogo z pomizh inshih spektriv do spektralnogo klasu dodayut dodatkovu literu Napriklad bukva e oznachaye sho v spektri ye emisijni liniyi m oznachaye sho v spektri silni liniyi metaliv Bukvi n i s oznachayut sho liniyi poglinannya vidpovidno shiroki abo vuzki Poznachennya neb vikoristovuyetsya yaksho vid spektra vkazuye na nayavnist tumannosti navkolo zori p dlya pekulyarnih spektriv Suchasna klasifikaciya U 1930 h rokah u Yerkskij observatoriyi bulo rozrobleno Yerksku klasifikaciyu klasifikaciyu Morgana Kinana MK klasifikaciyu za prizvishami vchenih Morgana Kinana ta Kellmana Vona tezh zasnovana peredusim na temperaturi fotosferi zir ale vrahovuye takozh yih svitnist zavdyaki chomu skazhimo chervoni karliki ta chervoni giganti nalezhat do okremih klasiv popri te sho mayut odnakovu temperaturu poverhni U katalogah i na pismi klas zir pishetsya odnim slovom spochatku jde literne poznachennya osnovnogo spektralnogo klasu yaksho klas tochno ne viznacheno pishetsya liternij diapazon napriklad OB dali arabskimi ciframi utochnyuyetsya spektralnij pidklas potim rimskimi ciframi jde klas svitnosti nomer oblasti na diagrami Gercshprunga Rassela a potim dodatkova informaciya Napriklad Sonce maye klas G2V Harakteristiki zirZmini radiusa temperaturi ta svitnosti zori sonyachnoyi masi v procesi evolyuciyiOsnovni parametri zori ta odinici vimiryuvannya Bilshist zoryanih harakteristik zdebilshogo vimiryuyetsya v odinicyah SI ale takozh vikoristovuyetsya i sistema SGS napriklad svitnist vimiryuyetsya v ergah na sekundu Masa svitnist i radius zazvichaj podayutsya u spivvidnoshenni z Soncem Sonyachna masa M 1 9891 1030 displaystyle M bigodot 1 9891 times 10 30 kgSonyachna svitnist L 3 827 1026 displaystyle L bigodot 3 827 times 10 26 VtSonyachnij radius R 6 960 108 displaystyle R bigodot 6 960 times 10 8 m Trohi bilshi rozmiri yak ot radius gigantskih zir abo vidstani u podvijnih sistemah chasto podayut u astronomichnih odinicyah a o 150 mln km Masa Dokladnishe Zoryana masa Odniyeyu z najmasivnishih vidomih zir ye Eta Kilya yaka mayuchi v 100 150 raziv bilshu masu nizh Sonce matime trivalist zhittya lishe kilka miljoniv rokiv Doslidzhennya provedene na zoryah skupchennya Arki pokazalo sho 150 M priblizna verhnya mezha masi dlya zir u potochnu eru Vsesvitu Prichina cogo obmezhennya poki sho nevidoma astronomi odnak vvazhayut sho vono znachnoyu miroyu pov yazane z metalichnistyu zori ale golovnim chinom iz mezheyu Eddingtona yaka viznachaye maksimum svitlovogo viprominyuvannya sho mozhe projti kriz shari zori ne sprichinyayuchi yiyi vikidannya Vimiryano sho kilka zir u skupchenni R136 u Velikij Magellanovij Hmari mayut bilshi masi ale viznacheno sho voni mogli utvoritisya vnaslidok zitknennya i zlittya masivnih zir u tisnih podvijnih sistemah ominayuchi mezhu 150 M na masivne zoreutvorennya Pershi zori sho utvorilisya pislya Velikogo vibuhu mogli buti masivnishimi do 300 M cherez povnu vidsutnist u yihnomu skladi elementiv vazhchih za litij Ce pokolinnya nadmasivnih zir populyaciyi III jmovirno isnuvalo v duzhe rannomu Vsesviti tobto za sposterezhennyami voni mali velike chervone zmishennya i mozhlivo pochali viroblyati himichni elementi vazhchi za voden neobhidni dlya podalshogo formuvannya planet i zhittya U chervni 2015 roku astronomi povidomili pro znahidku zir populyaciyi III v galaktici iz chervonim zmishennyam blizko 6 60 Mayuchi masu sho lishe u 75 raziv perevishuye masu Yupitera MJ 2MASS J0523 1403 ye najmenshoyu vidomoyu zoreyu u yadri yakoyi vidbuvayetsya yadernij sintez Dlya zir iz metalichnistyu podibnoyu do Soncya teoretichna minimalna masa yaku mozhe mati zorya i pri comu mati yadro u yakomu vidbuvayetsya termoyadernij sintez ocinyuyetsya priblizno v 75 MJ Koli metalichnist duzhe nizka minimalnij rozmir zori mozhe stanoviti blizko 8 3 masi Soncya abo blizko 87 MJ Menshi tila ye nechitko okreslena sira zona mizh korichnevimi karlikami i gazovimi gigantami Rozmir Zalezhnist masa radius dlya bilih karlikiv Vertikalna asimptota vidpovidaye mezhi Chandrasekara Cherez veliku vidstan vid Zemli vsi zori okrim Soncya dlya neozbroyenogo oka viglyadayut yak bliskuchi tochki v nichnomu nebi yaki merehtyat pid diyeyu zemnoyi atmosferi Tilki Sonce znahoditsya dosit blizko do Zemli shob viglyadati yak disk Najbilshij kutovij rozmir pislya Soncya maye zorya R Zolotoyi Ribi kutovij diametr yakoyi stanovit lishe 0 057 kutovoyi sekundi Diski bilshosti zir mayut nadto malij kutovij rozmir shob yih mozhna bulo sposterigati za dopomogoyu suchasnih nazemnih optichnih teleskopiv tomu dlya otrimannya zobrazhen cih ob yektiv potribni interferometrichni teleskopi Inshij metod vimiryuvannya kutovogo rozmiru zir sposterezhennya okultacij Tochno vimiryuyuchi padinnya yaskravosti zori koli vona zakrivayetsya Misyacem abo zrostannya yaskravosti koli vin znovu z yavlyayetsya mozhna obchisliti kutovij diametr zori Fizichni rozmiri zir variyuyutsya vid chervonih karlikiv radius yakih skladaye vsogo kilka vidsotkiv radiusa Soncya napriklad dlya Proksima Centavra vin dorivnyuye vsogo 15 vid sonyachnogo do nadgigantiv yak ot Betelgejze v suzir yi Oriona diametr yakoyi priblizno v 1000 raziv bilshij za diametr Soncya pri masi vsogo v 17 sonyachnih i vidpovidno nabagato menshij gustini Zgidno z ostannimi danimi mozhut isnuvati zori rozmirom bilshe 2000 R primirom Stephenson 2 18 Rozmiri zoryanih zalishkiv yader zir yaki zalishilosya pislya zavershennya yih zhittyevogo ciklu nabagato menshi za radiusi zir golovnoyi poslidovnosti Napriklad radius bilih karlikiv porivnyannij z radiusom Zemli nejtronni zori she menshi diametr kolivayetsya vid 20 do 40 km a umovnij radius chornoyi diri radius Shvarcshilda yakij zalezhit vid masi oskilki v chornoyi diri vidimoyi poverhni vzagali nemaye Poverhneva gravitaciya Dokladnishe Poverhneva gravitaciya Rozmir i masa zori viznachayut yiyi poverhnevu gravitaciyu Zori giganti mayut nabagato menshu poverhnevu gravitaciyu nizh zori golovnoyi poslidovnosti todi yak dlya virodzhenih kompaktnih zir yak ot bili karliki harakterna protilezhna kartina Poverhneva gravitaciya mozhe vplivati na viglyad spektra zori prichomu visha gravitaciya sprichinyaye rozshirennya linij poglinannya Temperatura Temperatura poverhni zori golovnoyi poslidovnosti viznachayetsya shvidkistyu virobnictva energiyi yiyi yadrom i radiusom a takozh chasto ocinyuyetsya za pokaznikom koloru zori Zazvichaj temperaturu podayut u viglyadi efektivnoyi temperaturi tobto temperaturi absolyutno chornogo tila yake viprominyuye svoyu energiyu z tiyeyu zh svitnistyu na odinicyu ploshi poverhni sho j zorya Efektivna temperatura ye reprezentativnoyu lishe dlya poverhni oskilki temperatura zrostaye v napryamku do yadra tobto zori mayut gradiyent temperaturi Temperatura v yadri zori stanovit kilka miljoniv kelviniv Temperatura zori viznachaye stupin ionizaciyi yiyi riznih elementiv i tomu vimiryuyetsya za harakternimi liniyami poglinannya zoryanogo spektra Poverhneva temperatura i absolyutna zoryana velichina vikoristovuyutsya v klasifikaciyi zir Masivni zori golovnoyi poslidovnosti mozhut mati temperaturu poverhni 50 000 K Menshi zori yak ot Sonce mayut temperaturu poverhni v kilka tisyach kelviniv Chervoni giganti mayut vidnosno nizku temperaturu poverhni blizko 3000 3600 K ale voni mayut visoku svitnist zavdyaki velikij ploshi poverhni Himichnij sklad Pid chas svogo formuvannya v suchasnij galaktici Chumackij Shlyah zori skladayutsya perevazhno z vodnyu i geliyu priblizno na 71 i na 27 vidpovidno z nevelikim vidsotkom vazhchih elementiv yaki v astronomiyi nazivayutsya metalami sered nih odnak ye deyaki elementi yak ot kisen i vuglec yaki naspravdi ne ye metalami z himichnoyi tochki zoru Kilkist takih elementiv u zoryanij atmosferi nazivayetsya metalichnistyu M H abo chastishe Fe H i viznachayetsya yak desyatkovij logarifm kilkosti vazhkih elementiv M osoblivo zaliza Fe po vidnoshennyu do vodnyu H minus desyatkovij logarifm metalichnosti Soncya takim chinom yaksho metalichnist zori yaku mi rozglyadayemo dorivnyuye sonyachnij metalichnosti rezultat bude nulovim Napriklad znachennya logarifma 0 07 ekvivalentne realnomu koeficiyentu metalichnosti 1 17 sho oznachaye sho zorya na 17 bagatsha na metali nizh nasha zorya odnak pohibka vimiryuvannya zalishayetsya vidnosno visokoyu Chastka vazhkih elementiv mozhe buti indikatorom jmovirnosti togo sho zorya maye planetnu sistemu Najstarishi zori tak zvana populyaciya II skladayutsya z vodnyu blizko 75 geliyu blizko 25 i duzhe maloyi chastki lt 0 1 metaliv Z inshogo boku u molodshih zoryah tak zvana populyaciya I vidsotok metaliv zrostaye priblizno do 2 3 todi yak voden i gelij skladayut priblizno 70 75 i 24 27 vidpovidno Ci vidminnosti poyasnyuyutsya tim sho molekulyarni hmari z yakih vinikayut zori postijno zbagachuyutsya vazhkimi elementami rozsiyanimi vibuhami nadnovih Tomu viznachennya himichnogo skladu zori mozhe buti vikoristano dlya viznachennya yiyi viku Chastku elementiv vazhchih za gelij zazvichaj vimiryuyut za kilkistyu zaliza sho mistitsya v zoryanij atmosferi oskilki zalizo ye dosit poshirenim elementom i jogo liniyi poglinannya dosit legko identifikuvati Kilkist vazhkih elementiv takozh vkazuye na jmovirnu nayavnist planetnoyi sistemi sho obertayetsya navkolo zori Zorya z najnizhchim vmistom zaliza z usih dlya yakih koli nebud provodilisya vimiryuvannya chervonij gigant SMSS J160540 18 144323 1 z vmistom zaliza lishe 1 1 500 000 vid vmistu zaliza na Sonci Na protivagu comu zorya m Leva nadzvichajno bagata na metali yiyi metalichnist priblizno vdvichi visha nizh u Soncya a 14 Gerkulesa navkolo yakoyi obertayetsya planeta inshi movi maye vtrichi vishu metalichnist Himichno pekulyarni zori takozh demonstruyut nezvichajnu veliku kilkist metaliv u svoyemu spektri osoblivo hromu i lantanoyidiv tak zvanih ridkozemelnih elementiv Vik ta trivalist etapiv evolyuciyi Vik bilshosti zirok stanovit 1 10 mlrd rokiv hocha deyakim z nih mozhe buti blizko 13 8 mlrd rokiv tobto priblizno stilki skilki Vsesvitu Vik najstarishoyi viyavlenoyi zirki HD 140283 nazvanoyi takozh zoreyu Mafusayila ocinyuyetsya v 14 46 0 8 milyarda rokiv cherez pohibku vimiryuvannya cej vik zirki ne superechit viku Vsesvitu viznachenomu kosmichnim teleskopom Plank yak 13 799 0 021 Chim masivnishi zori tim korotshij termin yih zhittya oskilki voni shvidshe spalyuyut voden Najmasivnishi zirki zhivut u serednomu kilka miljoniv rokiv todi yak zirki z minimalnoyu masoyu chervoni karliki spalyuyut svij voden duzhe povilno j mozhut proisnuvati vid desyatkiv do soten milyardiv rokiv Trivalist riznih etapiv evolyuciyi zirok u milyardah rokiv Pochatkova masa M Golovna poslidovnist Subgigant Gilka chervonih gigantiv Asimptotichna gilka gigantiv1 0 9 33 2 57 0 76 0 131 6 2 28 0 03 0 12 0 132 0 1 20 0 01 0 02 0 285 0 0 10 0 0004 0 0003 0 02Kinematika Dokladnishe Zoryana kinematika Zoryana kinematika ohoplyuye vimiryuvannya zoryanih shvidkostej u Chumackomu Shlyahu ta jogo suputnikah a takozh vnutrishnyu kinematiku bilsh viddalenih galaktik Vimiryuvannya kinematiki zir u riznih pidkomponentah Chumackogo Shlyahu vklyuchayuchi tonkij disk tovstij disk baldzh i zoryane galo nadaye vazhlivu informaciyu pro formuvannya ta evolyucijnu istoriyu nashoyi Galaktiki Kinematichni vimiryuvannya takozh mozhut identifikuvati ekzotichni yavisha yak ot nadshvidkisni zori sho vilitayut iz Chumackogo Shlyahu yaki interpretuyutsya yak rezultat gravitacijnih zitknen podvijnih zir iz nadmasivnoyu chornoyu diroyu v centri galaktiki Zoryana kinematika pov yazana iz zoryanoyu dinamikoyu yaka peredbachaye teoretichne vivchennya abo modelyuvannya ruhiv zir pid vplivom gravitaciyi ale vidriznyayetsya vid neyi Zoryano dinamichni modeli takih sistem yak galaktiki abo zoryani skupchennya chasto porivnyuyut abo pereviryayut za dopomogoyu zoryano kinematichnih danih dlya vivchennya yihnoyi evolyucijnoyi istoriyi ta rozpodilu mas a takozh dlya viyavlennya nayavnosti temnoyi materiyi abo nadmasivnih chornih dir cherez yihnij gravitacijnij vpliv na zoryani orbiti Obertannya Dokladnishe Obertannya zori Zorya na malyunku maye nahil i do promenya zoru sposterigacha na Zemli i shvidkosti obertannya ve na ekvatori Obertannya zori obertalnij ruh zori navkolo vlasnoyi osi Shvidkist obertannya mozhna vimiryati za zmishennyam linij u yiyi spektri abo za chasom ruhu aktivnih elementiv zoryanih plyam na poverhni Obertannya zori stvoryuye ekvatorialnu vipuklist vnaslidok vidcentrovih sil Oskilki zori ne ye tverdimi tilami voni takozh mozhut obertatisya diferencialno inshimi slovami ekvator zori mozhe obertatisya z inshoyu kutovoyu shvidkistyu nizh oblasti u visokih shirotah Ci vidminnosti u shvidkosti obertannya vseredini zori mozhut vidigravati vazhlivu rol u generuvanni magnitnogo polya zir Yaksho zorya sposterigayetsya ne z boku yiyi polyusa to deyaki dilyanki poverhni nablizhayutsya do sposterigacha a deyaki viddalyayutsya Komponent ruhu sho nablizhayetsya do sposterigacha nazivayetsya radialnoyu shvidkistyu Z efektu Doplera dilyanki diska zori sho nablizhayutsya do nas viklichut zmishennya linij u yiyi spektri do fioletovogo krayu a ti sho viddalyayutsya do chervonogo Zrozumilo sho liniyi odnochasno zmistitisya u protilezhnih napryamkah ne mozhut Naspravdi chastina liniyi zmistitsya do odnogo kincya spektra chastina do inshogo u rezultati chogo liniya rozshiritsya Same za cim rozshirennyam i mozhna diznatisya chi obertayutsya zori navkolo osej prichomu zi zrostannyam shvidkosti obertannya zbilshuyetsya i shirina linij u spektri zori Magnitne pole Soncya viroblyaye koronalni vikidi masi foto NOAAMagnitne pole Dokladnishe Zoryane magnitne pole U zir golovnoyi poslidovnosti magnitne pole stvoryuyetsya ruhom plazmi vseredini nih Cej ruh vidbuvayetsya vnaslidok konvekciyi yaka ye odniyeyu z form perenesennya energiyi z centru zori do yiyi poverhni za dopomogoyu fizichnogo peremishennya materialu Lokalni magnitni polya vplivayut na plazmu u rezultati chogo namagnicheni oblasti pidijmayutsya po vidnoshennyu do inshoyi chastini poverhni i mozhut dosyagti navit fotosferi zori Cej proces stvoryuye zoryani plyami na poverhni zori po analogiyi z sonyachnimi plyamami i pov yazanu z cim poyavu koronalnih petel Magnitni polya zir vidpovidno do teoriyi sonyachnogo dinamo viklikani ruhom rechovini v konvektivnij zoni zori Cya konvektivna cirkulyaciya plazmi rujnuye pochatkove magnitne pole zori a potim stvoryuye dipolni magnitni polya zori Oskilki zorya zaznaye diferencialnogo obertannya dlya riznih shirot to magnitni liniyi v formi tora otochuyut zoryu Magnitni liniyi mozhut stati miscem visokoyi koncentraciyi energiyi sho ye prichinoyu aktivnosti zori Zoryanij nukleosintezProton protonnij ciklDokladnishe Zoryanij nukleosintez Na riznih stadiyah evolyuciyi zir u nih vidbuvayutsya rizni termoyaderni reakciyi Najbilsh energetichno efektivni ta najtrivalishi z nih proton protonnij cikl i vuglecevo azotnij cikl u yakih iz chotiroh protoniv utvoryuyetsya yadro geliyu vidbuvayutsya v yadrah zir golovnoyi poslidovnosti U zoryah serednoyi masi na piznishih etapah evolyuciyi sintezuyutsya vuglec a v najvazhchih zoryah i vazhchi elementi azh do zaliza Nukleosintez vazhchih elementiv ne vidbuvayetsya tomu sho taki reakciyi ye endotermichnimi a otzhe energetichno nevigidnimi Prote elementi vazhchi za zalizo mozhut utvoryuvatisya pid chas tak zvanogo vibuhovogo nukleosintezu yakij vidbuvayetsya koli zorya vtrachaye gidrostatichnu rivnovagu napriklad pid chas vibuhiv nadnovih Pri zlitti yader masa utvorenogo yadra ye menshoyu za masu vihidnih yader Cya vtrachena masa peretvoryuyetsya na energiyu elektromagnitnih hvil vidpovidno do spivvidnoshennya ekvivalentnosti masi ta energiyi E mc2 displaystyle E mc 2 U yadrah zir vidbuvayutsya riznomanitni reakciyi yadernogo sintezu yaki zalezhat vid yih masi ta skladu Proces sintezu vodnyu silno zalezhnij vid temperaturi tomu navit nevelike pidvishennya temperaturi prizvodit do znachnogo zbilshennya shvidkosti sintezu U rezultati masivni zori spalyuyut voden u yadri nabagato shvidshe nizh zori z maloyu masoyu U sonyachnomu yadri temperatura yakogo syagaye 16 mln K yadra vodnyu utvoryuyut yadro geliyu v proton protonnij lancyugovij reakciyi Vuglecevo azotnij CNO cikl4 1H 2 2H 2 e 2 n e 2 0 4 MeV 2 e 2 e 2 g 2 1 0 MeV 2 1H 2 2H 2 3He 2 g 2 5 5 MeV 2 3 He 4 He 2 1 H 12 9 MeV Isnuye kilka inshih vidiv reakcij u yakih 3He i 4He ob yednuyutsya utvoryuyuchi 7Be yakij zreshtoyu z dodavannyam she odnogo protona utvoryuye dva 4He Usi ci reakciyi mayut takij zagalnij viglyad 4 1H 4He 2g 2ne 26 7 MeV de g foton gamma viprominyuvannya ne nejtrino H i He izotopi vidpovidno vodnyu ta geliyu U rezultati ciyeyi reakciyi vidilyayetsya energiya poryadku miljoniv elektronvolt Kozhna okrema reakciya viroblyaye lishe neveliku kilkist energiyi ale oskilki velichezna kilkist cih reakcij vidbuvayetsya postijno voni viroblyayut vsyu energiyu neobhidnu dlya pidtrimki stalogo viprominyuvannya zori Dlya porivnyannya spalyuvannya dvoh molekul vodnyu z odniyeyu molekuloyu gazu kisnyu vivilnyaye lishe 5 7 eV Procesi sintezu v masivnih zoryah U masivnishih zoryah gelij utvoryuyetsya v cikli reakcij yaki katalizuyutsya vuglecem Vin nazivayetsya vuglecevo azotnim ciklom U zoryah na piznishih stadiyah evolyuciyi z temperaturoyu yadra 100 mln K i masoyu vid 0 5 do 10 M gelij mozhe buti peretvorenij na vuglec u potrijnij alfa reakciyi u yakij bere uchast berilij 4He 4He 92 keB 8 Be 4He 8 Be 67 keB 12 C 12 C 12C g 7 4 MeV Zagalnij viglyad reakciyi 3 4He 12C g 7 2 MeV U masivnih zoryah vazhchi elementi mozhut spalyuvatisya v yadri sho stiskayetsya za dopomogoyu procesu yadernogo gorinnya neonu ta kisnyu Ostannoyu stadiyeyu procesu zoryanogo nukleosintezu ye yaderne gorinnya kremniyu u rezultati yakogo utvoryuyetsya stabilnij izotop zaliza 56 Bud yakij podalshij sintez buv bi endotermichnim procesom yakij potrebuye energiyi tomu dodatkova energiya mozhe buti otrimana lishe cherez gravitacijnij kolaps Trivalist osnovnih faz sintezu dlya zori masoyu 20 M Element Temperatura mln K Gustina kg sm3 Trivalist gorinnya roki N 37 0 0045 8 1 mlnHe 188 0 97 1 2 mlnC 870 170 976Ne 1570 3100 0 6O 1980 5550 1 25S Si 3340 33 400 0 0315StrukturaVnutrishnya struktura zir golovnoyi poslidovnosti z masami vkazanimi v masah Soncya Konvektivni zoni poznacheno zamknutimi chornimi strilkami a zoni promenistogo perenosu lamanimi chervonimi strilkami Zliva napravo chervonij karlik zhovtij karlik i sino bila zorya golovnoyi poslidovnosti Vnutrishnya chastina stabilnoyi zori znahoditsya v stani gidrostatichnoyi rivnovagi Ce oznachaye sho sila gravitaciyi vrivnovazhuyetsya siloyu yaka vinikaye z gradiyenta tisku Gradiyent tisku viznachayetsya gradiyentom temperaturi plazmi zovnishnya chastina zori ye holodnishoyu za yiyi yadro Temperatura v yadri zori golovnoyi poslidovnosti abo giganta stanovit shonajmenshe 107 K Temperatura j tisk u yadri ye dostatno visokimi shob tam vidbuvavsya yadernij sintez Pri comu vidilyayetsya energiya sho zapobigaye podalshomu kolapsu zori Koli atomni yadra zlivayutsya v yadri zori voni viprominyuyut energiyu u viglyadi gamma promeniv Ci fotoni vzayemodiyut iz navkolishnoyu plazmoyu zbilshuyuchi teplovu energiyu v yadri Zori golovnoyi poslidovnosti peretvoryuyut voden na gelij i zgodom vmist geliyu staye perevazhayuchim Dlya zir iz pochatkovoyu masoyu mensh yak 0 4 M sintez pripinyayetsya Natomist dlya zir iz bilshoyu masoyu sintez vidbuvayetsya v obolonci navkolo geliyevogo yadra Okrim gidrostatichnoyi rivnovagi vseredini stabilnoyi zori pidtrimuyetsya teplova rivnovaga Radialnij gradiyent temperaturi vseredini zori prizvodit do potoku energiyi nazovni Vihidnij potik energiyi sho zalishaye bud yakij shar zori vrivnovazhenij vhidnim potokom Zona promenistogo perenosu ce oblast zori de energiya perenositsya viprominyuvannyam U cij oblasti plazma ne zburena i bud yaki ruhi rechovini zgasayut V inshomu vipadku plazma staye nestabilnoyu i vinikaye konvekciya utvoryuyuchi takim chinom konvektivnu zonu Tak vidbuvayetsya u regionah de vinikayut duzhe visoki potoki energiyi napriklad poblizu yadra abo v oblastyah iz visokoyu neprozoristyu sho robit perenesennya energiyi viprominyuvannyam neefektivnim yak u zovnishnij obolonci Viniknennya konvekciyi u zovnishnij obolonci zori golovnoyi poslidovnosti zalezhit vid yiyi masi U zoryah masi yakih u kilka raziv perevishuyut masu Soncya konvektivna zona roztashovana gliboko vseredini a zona promenistogo perenosu u zovnishnih sharah U vipadku menshih zir yak ot Sonce u zovnishnih sharah znahoditsya konvektivna zona Chervoni karliki z masoyu menshe nizh 0 4 M ye povnistyu konvektivnimi sho zapobigaye utvorennyu geliyevogo yadra Dlya bilshosti zir mezhi konvektivnoyi zoni zminyuyutsya protyagom yih evolyuciyi Sonce u rozrizi Fotosfera najnizhchij shar atmosferi zori sho vidimij dlya sposterigacha Ce shar u yakomu plazma zori staye prozoroyu dlya fotoniv svitla Zvidsi energiya sho generuyetsya v yadri vilno poshiryuyetsya v kosmos Same u fotosferi z yavlyayutsya sonyachni plyami oblasti z temperaturoyu nizhchoyu za serednyu U zoryah golovnoyi poslidovnosti yak ot Sonce bezposeredno nad fotosferoyu znahoditsya hromosfera Ce tonkij shar atmosferi de z yavlyayutsya spikuli ta pochinayutsya zoryani spalahi Nad neyu znahoditsya perehidna oblast zavtovshki priblizno 100 km u yakij shvidko zrostaye temperatura Vishe znahoditsya korona shar plazmi temperatura yakoyi syagaye miljoniv Kelviniv Vin prostyagayetsya na kilka miljoniv kilometriv Zgidno z ostannimi doslidzhennyami nayavnist koroni zalezhit vid konvektivnoyi zoni u zovnishnih sharah zori Popri visoku temperaturu korona viprominyuye duzhe malo svitla cherez nizku shilnist gazu Sonyachnu koronu zazvichaj vidno lishe pid chas sonyachnogo zatemnennya Z koroni poshiryuyetsya zoryanij viter tobto visokoenergetichni chastinki plazmi Na pevnij vidstani vid zori vin vstupaye u vzayemodiyu z mizhzoryanim seredovishem Granicya de sonyachnij viter pochinaye vzayemodiyati iz seredovishem nazivayetsya geliosferoyu Zminni zoriDokladnishe Zminni zori Mira omikron Kita persha vidkrita zminna zorya Zminna zorya zorya za vsyu istoriyu sposterezhennya yakoyi hoch odin raz zafiksovano zminu yiyi blisku Prichin zminnosti bagato i voni mozhut buti pov yazani ne lishe z vnutrishnimi procesami yaksho zorya podvijna i promin zoru lezhit u ploshini obertannya komponentiv abo pid nevelikim kutom do nogo to chas vid chasu odna zorya zakrivatime inshu vid sposterigacha sho sposterigayetsya yak zmenshennya blisku blisk mozhe zminitisya yaksho svitlo vid zori projde kriz silne gravitacijne pole Odnak u bilshosti vipadkiv zminnist pov yazana z nestabilnimi vnutrishnimi procesami V ostannij versiyi Zagalnogo katalogu zminnih zir prijnyato nastupnij podil zminnih zir Eruptivni zminni zori zori sho zminyuyut svij blisk unaslidok burhlivih procesiv i spalahiv u yihnih hromosferah i koronah Zmina svitnosti vidbuvayetsya zazvichaj vnaslidok zmin v obolonci abo vtrati masi v formi zoryanogo vitru zminnoyi intensivnosti ta abo vzayemodiyi z mizhzoryanim seredovishem Pulsuyuchi zminni zori pokazuyut periodichni rozshirennya i stisnennya svoyih poverhnevih shariv Ce najchislennishij tip zminnih Najvidomishimi predstavnikami takogo klasu ye cefeyidi Pulsaciyi mozhut buti radialnimi j neradialnimi Radialni pulsaciyi zori zalishayut yiyi formu kulyastoyu u toj chas yak neradialni pulsaciyi viklikayut vidhilennya formi zori vid kulyastoyi a susidni zoni zori mozhut buti v protilezhnih fazah Obertovi zminni zori zori u yakih rozpodil yaskravosti po poverhni neodnoridnij i abo voni mayut nesferichnu formu vnaslidok chogo pri obertanni zir sposterigach fiksuye yih zminnist Neodnoridnist yaskravosti poverhni mozhe buti viklikana nayavnistyu plyam abo temperaturnih chi himichnih neodnoridnostej viklikanih magnitnimi polyami chiyi osi ne zbigayutsya z vissyu obertannya zori Kataklizmichni zminni zori prichinoyu zminnosti cih zir ye vibuhovi procesi v yih poverhnevih sharah novi ta novopodibni zminni abo v usomu ob yemovi zori nadnovi Zatemnyuvani zori periodichni zmini blisku sposterigayutsya vnaslidok zatemnen odniyeyi zori inshoyu Navedenij perelik klasiv zminnosti ne ye vicherpnim kozhen iz klasiv podileno na okremi tipi zminnih Zagalom vidomo ponad 120 tipiv zminnih zir a sumarna chiselnist predstavnikiv vsih cih tipiv perevishuye 58 000 Cej perelik ne ye stalim oskilki vidkrivayutsya novi tipi zminnosti zokrema 2006 roku buli viokremleni v novij tip vidkriti kilkoma rokami ranishe nadnovi tipu Iax a v 1989 roci buli vidkriti eruptivni zminni tipu FS Velikogo Psa Novi zminni zori vzhe vidomih tipiv vidkrivayutsya shoroku v velicheznih kilkostyah Napriklad lishe v odnomu z desyatkiv doslidzhen opublikovanih v 2023 roci za dopomogoyu vikoristannya danih kosmichnogo teleskopa Kepler polskomu astronomu Tomashu Novakovski vdalosya vidkriti 278 novih zminnih zir Zoryani sistemiTrayektoriya Siriusa A vidimogo komponenta astrometrichnoyi podvijnoyi zori na nebesnij sferiPodvijni potrijni ta kratni zori Dokladnishe Podvijni zori ta Kratna zorya Podvijna zorya sistema z dvoh zir yaki obertayutsya navkolo spilnogo centru mas U zagalomu vipadku yaksho do gravitacijno zv yazanoyi sistemi vhodit dvi abo bilshe zir to taka sistema nazivayetsya kratnoyu zoreyu Kratni zori yak pravilo mayut iyerarhichnu strukturu primirom potrijni sistemi mozhut skladatisya z podvijnoyi zori ta dosit viddalenoyi vid neyi poodinokoyi Sistemi dvoh abo kilkoh zir duzhe poshireni za deyakimi ocinkami takimi ye bilshe 70 zir u Galaktici Tak sered 32 najblizhchih do Soncya zir 12 kratnih z yakih 10 podvijnih zokrema j druga za yaskravistyu zorya neboshilu pislya Soncya Sirius U radiusi 20 pk vid Sonyachnoyi sistemi blizko polovini iz bilsh nizh 3000 zir podvijni Periodi obertannya v kratnih sistemah mozhut stanoviti vid kilkoh hvilin do kilkoh miljoniv rokiv Podvijni zori sluguyut najnadijnishim dzherelom informaciyi pro masi ta deyaki inshi parametri zir Zazvichaj yih klasifikuyut na pidstavi togo yakim metodom bulo viyavleno yihnyu podvijnist Vizualno podvijni zori pari zir komponenti yakih mozhna rozrizniti bezposeredno pid chas sposterezhen Spektralno podvijni zori pari zir dvoyistist yakih viyavlyayetsya pid chas doslidzhen spektra yihnij ruh orbitoyu sprichinyaye efekt Doplera sho zminyuye polozhennya spektralnih linij oboh komponentiv Zatemnyuvano podvijni zori pari zir komponenti yakih periodichno zatmaryuyut odna odnu chastkovo abo povnistyu cherez sho zminyuyetsya vidima zoryana velichina i sposterigayetsya zminnist Inodi vikoristovuyetsya shirshe ponyattya fotometrichni podvijni yake takozh mistit u sobi vipadki koli pokrittiv ne vidbuvayetsya ale odna abo obidvi zori pid diyeyu prilivnih sil odna odnoyi vityaguyutsya ta pid chas obertannya povertayutsya riznimi bokami unaslidok chogo takozh sposterigayetsya minlivist Astrometrichni podvijni zori pari zir u yakih sposterigayetsya tilki odin yaskravishij ob yekt pri comu jogo trayektoriya ruhu ne pryamolinijna sho vkazuye na nayavnist tmyanogo masivnogo suputnika napriklad bilogo karlika Inodi traplyayutsya pari zir yaki blizko roztashovani v proyekciyi na nebesnu sferu ale roztashovani odna vid odnoyi na velikij vidstani j ne pov yazani gravitaciyeyu Taki pari nazivayutsya optichno podvijnimi zoryami Zoryani skupchennya Dokladnishe Zoryane skupchennya Kulyaste skupchennya Rozsiyane skupchennya ta Zoryana asociaciya Kulyaste zoryane skupchennya Messye 4 Koli do kratnoyi zoryanoyi sistemi nalezhit ponad desyat zir yiyi nazivayut zoryanim skupchennyam Skupchennya podilyayutsya na kulyasti i rozsiyani a takozh vidilyayut okremij tip pid nazvoyu zoryani asociaciyi Kulyasti skupchennya skupchennya zir sho mayut formu blizku do sferichnoyi Yihni diametri stanovlyat 20 100 pk Ce odni z najstarishih ob yektiv u Vsesviti zvichajnij vik kulyastih skupchen ponad 10 mlrd rokiv Tomu do yihnogo skladu vhodyat malomasivni stari zori bilshist iz yakih perebuvaye na zavershalnih stadiyah svoyeyi evolyuciyi Kulyasti skupchennya vidriznyayutsya visokoyu koncentraciyeyu zir Napriklad u kubichnomu parseku v centri takogo skupchennya buvaye vid dekilkoh soten do desyatkiv tisyach zir Dlya porivnyannya v okolicyah Soncya na kubichnij parsek pripadaye lishe odna zorya U Chumackomu Shlyahu nalichuyut ponad 150 kulyastih skupchen Rozsiyane skupchennya zoryana sistema yaka zazvichaj skladayetsya z dekilkoh soten abo tisyach zir komponenti yakoyi roztashovuyutsya na dosit velikij vidstani odin vid odnogo Cim vona vidriznyayetsya vid kulyastih skupchen de koncentraciya zir bilsha Z ciyeyi prichini rozsiyani skupchennya vazhche viyavlyati i vivchati Yaksho zori sho perebuvayut na odnakovij vidstani vid sposterigacha ruhayutsya v odnomu napryamku ye pidstavi pripuskati sho voni vhodyat do rozsiyanogo skupchennya Rozsiyani skupchennya dosit chislenni Yih vidomo bilshe nizh kulyastih Deyaki z nih roztashovani nepodalik vid Soncya napriklad do skupchennya Giadi blizko 40 pk Zdebilshogo do nih vhodyat masivni ta yaskravi zori Rozsiyani skupchennya mayut neveliku masu tomu yih gravitacijne pole ne zdatne utrimuvati komponenti razom trivalij chas i voni postupovo viddalyayutsya odna vid odnoyi Asociaciya zir rozridzhene skupchennya molodih zir visokoyi svitnosti sho vidriznyayetsya vid inshih tipiv skupchen svoyim rozmirom blizko 200 300 sv r Asociaciyi zdebilshogo pov yazani z hmarami molekulyarnogo gazu sho maye porivnyano nizku temperaturu Utvoreni masivni zori nagrivayut navkolishnij molekulyarnij gaz yakij iz chasom rozsiyuyetsya v mizhzoryanomu seredovishi Asociaciyi tak samo yak i rozsiyani skupchennya nestijki Voni povilno rozshiryuyutsya i yihni komponenti viddalyayutsya odin vid odnogo Galaktiki Dokladnishe Galaktika Linzopodibra galaktika NGC 5866 M102 Galaktiki sistemi zir i mizhzoryanoyi rechovini najbilshi z yakih mozhut mistiti sotni milyardiv zir i mati radiusi do 30 kpk Zori rozpodileni v galaktikah nerivnomirno molodi bagati na metali zori naselennya I utvoryuyut galaktichnij disk a stari ta bidni na metali zori naselennya II utvoryuyut baldzh Chotiri osnovni tipi galaktik vidileni she Edvinom Gabblom u 1925 roci Eliptichni galaktiki galaktiki bez virazhenoyi vnutrishnoyi strukturi sho mayut formu kuli abo elipsoyida Voni praktichno ne mistyat gazu ta pilu i skladayutsya perevazhno zi starih zir Ploska skladova v nih vidsutnya Linzopodibni galaktiki zovni shozhi na eliptichni ale hocha sferichna skladova v nih ye osnovnoyu voni takozh mayut zoryanij disk Spiralni galaktiki mayut yak sferichnu tak i plosku skladovi pri comu ostannya virazhena silnishe nizh u linzopodibnih a v diskah spiralnih galaktik viyavlyayetsya spiralna struktura Nepravilni galaktiki galaktiki asimetrichnoyi formi sho mistyat bagato gazu ta pilu Sferichna skladova v takih galaktikah praktichno vidsutnya bilshist zir molodi j utvoryuyut plosku pidsistemu Kozhna galaktika mistit shonajmenshe milyardi zir Napriklad lishe nasha Galaktika Chumackij shlyah yaka ye ne daleko ne najbilshoyu u Vsesviti mistit vid 200 do 400 milyardiv zir pri comu yiyi masa stanovit blizko 1 triljona mas Soncya A odna z najbilshih vidomih galaktik yaka otrimala katalozhnij nomer en abo ESO 383 G 076 maye masu v 230 triljoniv sonyachnih EkzoplanetiDokladnishe Ekzoplaneta Planetna sistema Kerler 22 de planeta perebuvaye v zhittyepridatnij zoni Dlya porivnyannya v masshtabi pokazana vnutrishnya chastina Sonyachnoyi sistemi Sonce ne yedina zorya navkolo yakoyi obertayutsya planeti Stanom na listopad 2023 roku pidtverdzheno isnuvannya 5521 ekzoplaneti v 4070 ekzoplanetnih sistemah z yakih 885 mayut 2 ta bilshe planet Planeti buvayut riznih tipiv a takozh mozhut obertatisya na riznij vidstani vid materinskoyi zori j mati absolyutno rizni periodi vid kilkoh godin do desyatkiv rokiv Za pevnih umov zokrema vidstani do zori yiyi svitnosti ta nayavnosti v planeti atmosferi planeta mozhe perebuvati v zoni pridatnij dlya zhittya angl habitable zone Isnuyut sistemi yaki nalichuyut odrazu dekilka planet u pridatnij dlya zhittya zoni Ekzoplaneti ye populyarnimi ob yektami v kulturi U bazi danih IMDB ye dekilka desyatkiv filmiv u yakih zobrazheni planeti v inshih zoryanih sistemah zokrema voni zobrazheni v filmi Interstellar Avatar ta Avatar 2 Dzhon Karter mizh dvoh svitiv Prometej trilogiya Chorna dira Hroniki Riddika Riddik ta inshi Takozh ekzoplaneti figuruyut u komp yuternih igrah zokrema u globalnij strategiyi Stellaris Zori v kulturi ta mistectviDokladnishe ta Istoriya astronomiyi Zoryana nich van Goga Oskilki zori buli vidomi lyudstvu zdavna voni zustrichayutsya v kulturi ta mistectvi riznih narodiv po vsomu svitu protyagom tisyacholit i cya tema tisno pov yazana z istoriyeyu astronomiyi Cherez ce isnuye velichezna kilkist prikladiv vikoristannya zir yak ob yektiv folkloru mistectva religiyi psevdonauki i navit nauki tomu v comu rozdili navedena lishe vkraj stisla informaciya pro zori v kulturi ta mistectvi Davnoyevropejska kultura vikoristovuvala zori perevazhno v naukovih ta filosofskih tvorah Napriklad same z drevnoyi Greciyi pohodyat pershi modeli svitu Ptolemeya Aristarha Aristotelya Gipparkosa Inshij vidomij priklad poyavi zir v kulturi Stoungendzh yakij zgidno odniyeyi z gipotez vikoristovuvavsya dlya vidstezhennya ruhu Soncya a takozh viznachennya rivnodennya ta soncestoyannya a takozh vikoristovuvavsya dlya riznih obryadiv Protyagom Serednovichchya v Yevropi rozvitok astnomi buv silno spovilnenij zokrema cherez nizku epidemij ta vpliv cerkvi hoch i ne zupinivsya poivnistyu odnak v kulturi cih chasiv zori zustrichayutsya nechasto V chasi Renesansu ta v podalshomu tema zir pochala rizko vidnovlyuvatisya yak v nauci tak i kulturi zokrema zavdyaki tomu sho bulo zrobleno ryad revolyucijnih na toj chas vidkrittiv i napisano ryad viznachnih naukovih traktativ napriklad Pro obertannya nebesnih sfer Kopernika ta buv vinajdenij teleskop Per aspera ad astra latinskij visliv sho v perekladi oznachaye Kriz ternya do zir abo Ternistim shlyahom do zirok U zagalnomu rozuminni cej visliv vkazuye na te sho uspih chi dosyagnennya v zhitti vimagaye vid lyudini podolannya trudnoshiv i chasto zustrichayetsya z viklikami ta pereshkodami V davnomu Kitayi ta Indiyi zori uvijshli v kulturu perevazhno cherez astrologiyu tobto namagannya znajti vzayemozv yazok mizh podiyami na nebi ta na Zemli Odnak ne tilki astrologiya ale j zachatki doslidzhen zminnih zir pohodyat zokrema z cogo regionu oskilki same kitajski i indijski astronomi ta litopisci pershimi pochali zadokumentovuvati poyavu tak zvanih gostovih zir yaki stolittyami piznishe buli klasifikovani yak nadnovi zori V afrikanskij kulturi zori figuruyut v bezlichi narodnih mifiv legend ta prikmet Napriklad v kulturi pivdennoyi Afriki poyava skupchennya Pleyad nad gorizontom oznachala pochatok sezonu koli mozhna sapati zemlyu ta pochinati viroshuvati nastupnij vrozhaj V riznih pivdennoafkrianskih narodiv isnuyut rizni legendi shodo viniknennya Chumackogo shlyahu ta zir zokrema voni vvazhayut yih ochami mertvih sho divlyatsya abo dushami tih hto ne hotiv narodzhuvatisya Davni yegiptyani mali svoyi prikmeti pov yazani z zoryami a takozh sklali odin z pershih kalendariv bazuyuchis na ruhu Siriusa po nebu V Pivdennij ta Centralnij Americi zokrema v kulturi Maya zori buli vkorineni perevazhno v religijni perekonannya cih civilizacij Na teritoriyi de voni meshkali buduvalisya observatoriyi dlya vidstezhennya ruhu zir ta vidomih na toj chas planet Bilshist z nih bula zrujnovana ispanskimi konkistadorami Tim ne mensh chastina informaciyi pro vidkrittya Maya zbereglasya zokrema vidomo pro isnuvannya tablic z prognozami momentiv sonyachnih ta misyachnih zatemnen Nebesnij disk iz Nebri Simvolichni p yatikutni ridshe bagatokutni zobrazhennya zir zustrichayutsya v bagatoh tvorah Serednovichchya ta antichnosti Najpershi zobrazhennya zir vidnosyatsya she do chasiv bronzovoyi dobi priklad Nebesnij disk iz Nebri Isnuye takozh nizka kartin vidomih hudozhnikiv ye ti yaki zobrazhuyut nichne zoryane nebo Zoryana nich Vinsent van Gog 1889 Zoryana nich nad Ronoyu Vinsent van Gog 1888 Vtecha v Yegipet Adam Elsgajmer 1609 d Dzhozef Rajt 1773 1775 Noktyurn u chornomu i zolotomu Dzhejms Vistler druga polovina 19 stolittya en Kamil Pissarro Prapor Avstraliyi na yakomu prisutni zori odrazu z kilkoma riznimi kilkostyami promeniv P yatikutni zori ye elementami praporiv desyatkiv krayin napriklad SShA V yetnamu bagatoh musulmanskih krayin Turechchini Alzhiru Siriyi ta inshih Zori z inshoyu kilkistyu kutiv zustrichayutsya ridshe napriklad na prapori Izrayilyu ye shestikutna zirka Davida na prapori Arubi chotirikutna a na prapori Nepalu ta Marshallovih ostroviv bagatokutni zori V suchasnij kulturi zori figuruyut v hudozhnih naukovo fantastichnih filmah knigah videoigrah zokrema navchalnih chasto v okremomu zhanri tvoriv pro mizhzoryanij polit Duzhe chasto sami zori ye drugoryadnimi ob yektami v filmah ta videoigrah oskilki osnovnij syuzhet fokusuyetsya na inshih astronomichnih ob yektah ekzoplanetah kosmichnih korablyah asteroyidah pozazemnomu zhitti tosho abo na personazhah Kilkist filmiv de osnovnim ob yektom syuzhetu ye zorya zdebilshogo Sonce nevelika Prikladami ye film Peklo angl Sunshine 2007 roku yaponskij film 1990 roku z analogichnim syuzhetom en ta en PrimitkiRimska cifra pislya poznachennya elementa oznachaye jogo stupin ionizaciyi I nejtralnij atom II odnorazovo ionizovanij element III dvichi ionizovanij i tak dali DzherelaZORYa Slovnik ukrayinskoyi movi u 20 t K Naukova dumka 2010 2022 ZORYa Slovnik ukrayinskoyi movi v 11 t Kiyiv Naukova dumka 1970 1980 ZI RKA Slovnik ukrayinskoyi movi u 20 t K Naukova dumka 2010 2022 ZI RKA Slovnik ukrayinskoyi movi v 11 t Kiyiv Naukova dumka 1970 1980 ZORYaNI CYa Slovnik ukrayinskoyi movi u 20 t K Naukova dumka 2010 2022 ZORYaNI CYa Slovnik ukrayinskoyi movi v 11 t Kiyiv Naukova dumka 1970 1980 ZIRNI CYa Slovnik ukrayinskoyi movi u 20 t K Naukova dumka 2010 2022 ZIRNI CYa Slovnik ukrayinskoyi movi v 11 t Kiyiv Naukova dumka 1970 1980 Zi ra Slovar ukrayinskoyi movi v 4 t za red Borisa Grinchenka K Kievskaya starina 1907 1909 Zorya 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 184 185 ISBN 966 613 263 X Grego Peter Mannion David 2010 Galileo and 400 Years of Telescopic Astronomy Springer New York ISBN 978 1441955920 ster Etymology of root ster by etymonline www etymonline com angl Procitovano 5 grudnya 2023 Etimologichnij slovnik ukrayinskoyi movi v 7 t redkol O S Melnichuk gol red ta in K Naukova dumka 1985 T 2 D Kopci In t movoznavstva im O O Potebni AN URSR ukl N S Rodzevich ta in 572 s Ancient Greek Astronomy and Cosmology Modeling the Cosmos Articles and Essays Finding Our Place in the Cosmos From Galileo to Sagan and Beyond Digital Collections Library of Congress Library of Congress Washington D C 20540 USA Procitovano 17 listopada 2023 Forbes George 1909 History of Astronomy London Watts amp Co ISBN 978 1 153 62774 0 Tondering Claus 2008 Other Ancient Calendars Calendars Through The Ages Webexhibits Procitovano 28 lyutogo 2022 Dershowitz D Reingold E M Calendrical Calculations Cambridge University Press von Spaeth Ove 2000 Dating the Oldest Egyptian Star Map Centaurus 42 3 159 179 Bibcode 2000Cent 42 159V doi 10 1034 j 1600 0498 2000 420301 x Procitovano 21 zhovtnya 2007 North John 1995 The Norton History of Astronomy and Cosmology New York and London W W Norton amp Company s 30 31 ISBN 0 393 03656 1 Sun X Kistemaker J 1997 The Chinese Sky During the Han Constellating Stars and Society s 21 22 ISBN 90 04 10737 1 Sun X Kistemaker J 1997 The Chinese Sky During the Han Constellating Stars and Society s 18 19 ISBN 90 04 10737 1 Schaefer Bradley E 2005 The epoch of the constellations on the Farnese Atlas and their origin in Hipparchus s lost catalogue Journal for the History of Astronomy 36 2 123 167 196 Bibcode 2005JHA 36 167S doi 10 1177 002182860503600202 Evans James 1999 The Material Culture of Greek Astronomy Journal for the History of Astronomy 30 3 237 307 289 290 Bibcode 1999JHA 30 237E doi 10 1177 002182869903000305 Clark D H Stephenson F R The Historical Supernovae Supernovae A survey of current research Proceedings of the Advanced Study Institute 1981 S 355 370 Bibcode 1982ASIC 90 355C angl Sims Williams Ursula 2004 The Silk Road trade travel war and faith Serindia Publications Inc s 81 86 ISBN 1 932476 13 X Bonnet Bidaud Jean Marc Praderie Francoise Whitfield Susan 2009 The Dunhuang Chinese sky A comprehensive study of the oldest known star atlas Journal of Astronomical History and Heritage 12 1 39 59 arXiv 0906 3034 Bibcode 2009JAHH 12 39B doi 10 3724 SP J 1440 2807 2009 01 04 Bonnet Bidaud Jean Marc 27 chervnya 2009 The Oldest Extand Star Chart Institut de recherche sur les lois fondamentales de l Univers Procitovano 30 veresnya 2009 Zahoor A 1997 Hasanuddin University Arhiv originalu za 26 chervnya 2008 Procitovano 21 zhovtnya 2007 Drake Stephen A 17 serpnya 2006 A Brief History of High Energy X ray amp Gamma Ray Astronomy NASA HEASARC Procitovano 24 serpnya 2006 Greskovic Peter Rudy Peter 24 lipnya 2006 ESO Arhiv originalu za 10 10 2008 Procitovano 15 chervnya 2012 Ahmad I A 1995 The impact of the Qur anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization Vistas in Astronomy 39 4 395 403 402 Bibcode 1995VA 39 395A doi 10 1016 0083 6656 95 00033 X Setia Adi 2004 PDF Islam amp Science 2 2 Arhiv originalu PDF za 9 sichnya 2020 Procitovano 26 05 2018 Drake Stephen A 17 serpnya 2006 A Brief History of High Energy X ray amp Gamma Ray Astronomy NASA HEASARC Procitovano 24 serpnya 2006 Hevelius Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia WallHapp Catalogue www wallhapp com Procitovano 4 grudnya 2023 Proctor Richard A 1870 Are any of the nebulae star systems Nature 1 13 331 333 Bibcode 1870Natur 1 331P doi 10 1038 001331a0 MacDonnell Joseph Arhiv originalu za 21 lipnya 2011 Procitovano 2 zhovtnya 2006 Ivan Hubeny Dimitri Mihalas 2014 Theory of Stellar Atmospheres An Introduction to Astrophysical Non equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis Princeton University Press s 23 ISBN 978 0 691 16329 1 A Brief History of High Energy Astronomy 1800 1899 heasarc gsfc nasa gov Procitovano 17 listopada 2023 Michelson A A Pease F G 1921 Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer Astrophysical Journal 53 5 249 259 Bibcode 1921ApJ 53 249M doi 10 1086 142603 PMC 1084808 PMID 16586823 University of California Arhiv originalu za 18 bereznya 2005 Procitovano 21 lyutogo 2013 Unsold Albrecht 2001 The New Cosmos vid 5th New York Springer s 180 185 215 216 ISBN 978 3 540 67877 9 Woodward P R 1978 Theoretical models of star formation Annual Review of Astronomy and Astrophysics 16 1 555 584 Bibcode 1978ARA amp A 16 555W doi 10 1146 annurev aa 16 090178 003011 Kwok Sun 2000 The origin and evolution of planetary nebulae Cambridge astrophysics series T 33 Cambridge University Press s 103 104 ISBN 978 0 521 62313 1 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 Kolb Vera M red 2014 Astrobiology An Evolutionary Approach Taylor amp Francis s 21 25 ISBN 978 1466584617 Bisnovatyi Kogan G S 2013 Stellar Physics Stellar Evolution and Stability Springer Berlin Heidelberg s 108 125 ISBN 978 3662226391 Ibeling Duligur Heger Alexander March 2013 The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core collapse Supernovae The Astrophysical Journal Letters 765 2 4 arXiv 1301 5783 Bibcode 2013ApJ 765L 43I doi 10 1088 2041 8205 765 2 L43 L43 Thielemann F K ta in 2011 Diehl Roland Hartmann Dieter H Prantzos Nikos red Massive Stars and their Supernovae Lecture Notes in Physics T 812 Springer s 153 232 arXiv 1008 2144 Bibcode 2011LNP 812 153T doi 10 1007 978 3 642 12698 7 4 ISBN 978 3 642 12697 0 Elmegreen B G Lada C J 1977 Sequential formation of subgroups in OB associations Astrophysical Journal Part 1 214 725 741 Bibcode 1977ApJ 214 725E doi 10 1086 155302 Getman K V Feigelson E D Sicilia Aguilar A Broos P S Kuhn M A Garmire G P 2012 The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster contribution of triggered star formation to the total population of an H II region Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 4 2917 2943 arXiv 1208 1471 Bibcode 2012MNRAS 426 2917G doi 10 1111 j 1365 2966 2012 21879 x Smith Michael David 2004 The Origin of Stars Imperial College Press s 57 68 ISBN 978 1 86094 501 4 Seligman Courtney Self published Arhiv originalu za 23 chervnya 2008 Procitovano 5 veresnya 2006 Arnold Hanslmeier 2010 Water in the Universe Springer Science amp Business Media s 163 ISBN 978 90 481 9984 6 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 Wood B E ta in 2002 Measured Mass Loss Rates of Solar like Stars as a Function of Age and Activity The Astrophysical Journal 574 1 412 425 arXiv astro ph 0203437 Bibcode 2002ApJ 574 412W doi 10 1086 340797 de Loore C de Greve J P Lamers H J G L M 1977 Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind Astronomy and Astrophysics 61 2 251 259 Bibcode 1977A amp A 61 251D Royal Greenwich Observatory Arhiv originalu za 18 listopada 2015 Procitovano 17 listopada 2015 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 div takozh Palmer Jason 22 lyutogo 2008 Hope dims that Earth will survive Sun s death NewScientist com news service Procitovano 24 bereznya 2008 Iben Icko Jr 1991 Single and binary star evolution Astrophysical Journal Supplement Series 76 55 114 Bibcode 1991ApJS 76 55I doi 10 1086 191565 P S Conti C de Loore 2012 Mass Loss and Evolution of O Type Stars Springer Science amp Business Media ISBN 978 94 009 9452 2 The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae Penn Stats College of Science Procitovano 5 sichnya 2016 Sneden Christopher 8 lyutogo 2001 Astronomy The age of the Universe Nature 409 6821 673 675 doi 10 1038 35055646 PMID 11217843 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 Mironova I Shema evolyucii odinochnoj zvezdy Astronet Astronet originalu za 29 chervnya 2020 Procitovano 11 lipnya 2020 Chandrasekhar limit oxfordreference com What is the Chandrasekhar limit Quora angl Procitovano 4 grudnya 2023 Utrobin V P 1986 Fizika kosmosa Malenkaya enciklopediya 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 angl The Guinness book of astronomy facts amp feats Patrick Moore 1992 0 900424 76 1 angl Australia Telescope Outreach and Education December 21 2004 Arhiv originalu za 22 veresnya 2007 Procitovano 26 veresnya 2007 Explains the reason for the difference in color perception Stellar classification Encyclopedia Britannica angl originalu za 3 travnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 1994 A Hierarchy of Standards for the MK Process PDF U Corbally C J Gray R O Garrison R F red The MK Process at 50 Years A Powerful Tool for Astrophysical Insight Astronomical Society of the Pacific conference series T 60 San Francisco Astronomical Society of the Pacific s 3 14 ISBN 978 1 58381 396 6 OCLC 680222523 Morgan W W Keenan P C 1973 Spectral Classification Annual Review of Astronomy and Astrophysics 11 29 Bibcode 1973ARA amp A 11 29M doi 10 1146 annurev aa 11 090173 000333 Morgan W W Abt Helmut A Tapscott J W 1978 Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun Yerkes Observatory University of Chicago Bibcode 1978rmsa book M Gray R O Corbally C J 2009 Stellar spectral classification Princeton University Press Darling D Spectral type Internet Encyclopedia of Science originalu za 15 kvitnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 Darling D Spectral type Internet Encyclopedia of Science originalu za 15 kvitnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 Darling D Spectral type Internet Encyclopedia of Science originalu za 15 kvitnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 Darling D Spectral type Internet Encyclopedia of Science originalu za 15 kvitnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 Cannon Annie J Pickering Edward C 1901 Spectra of bright southern stars photographed with the 13 inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial anglijskoyu T 28 Annals of Harvard College Observatory s 129 135 Cannon Annie Jump Pickering Edward Charles 1912 Classification of 1 688 southern stars by means of their spectra anglijskoyu T 56 5 Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College s 115 164 Annie Jump Cannon amer Procitovano 18 grudnya 2023 Brown dwarf Astronomy Formation amp Characteristics Britannica www britannica com angl 14 grudnya 2023 Procitovano 18 grudnya 2023 Rebolo R Osorio M R Zapatero Martin E L 1995 09 Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster Nature angl T 377 6545 s 129 131 doi 10 1038 377129a0 ISSN 0028 0836 Procitovano 18 grudnya 2023 Fundamental astronomy vid 5th ed Berlin Springer 2007 ISBN 978 3 540 34143 7 Darling David brown dwarf www daviddarling info Procitovano 18 grudnya 2023 Gray Richard O Corbally Christopher J 2009 Stellar spectral classification Princeton series in astrophysics Princeton NJ Princeton University Press ISBN 978 0 691 12511 4 Stellar classification Types Spectral Classes amp Luminosity Britannica www britannica com angl Procitovano 18 grudnya 2023 Allard France Homeier Derek 2007 Brown dwarfs Scholarpedia angl T 2 12 s 4475 doi 10 4249 scholarpedia 4475 ISSN 1941 6016 Procitovano 18 grudnya 2023 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite news title Shablon Cite news cite news a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Caballero Jose 28 veresnya 2018 A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit Planets Brown Dwarfs or What Geosciences angl T 8 10 s 362 doi 10 3390 geosciences8100362 ISSN 2076 3263 Procitovano 18 grudnya 2023 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite news title Shablon Cite news cite news a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Basri G 1 sichnya 1998 The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review T 134 s 394 Procitovano 18 grudnya 2023 Korichnevi karliki 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 229 ISBN 966 613 263 X Stellar classification Encyclopedia Britannica angl originalu za 3 travnya 2021 Procitovano 18 zhovtnya 2020 Surdin V G Astronomiya vek XXI ISBN 978 5 85099 193 7 David Darling Main sequence Encyclopedia of Science originalu za 29 zhovtnya 2020 Procitovano 22 zhovtnya 2020 Stellar classification Encyclopedia Britannica angl originalu za 3 travnya 2021 Procitovano 18 zhovtnya 2020 Karttunen H Kroger P Oja H Poutanen M Donner K J 2007 Fundamental Astronomy ISBN ISBN 978 3 540 34143 7 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite book title Shablon Cite book cite book a Perevirte znachennya isbn nedijsnij simvol dovidka Uber die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C Maury angl doi 10 1002 asna 19081792402 Procitovano 11 listopada 2023 Herrmann Dieter B 2014 Hockey Thomas Trimble Virginia Williams Thomas R Bracher Katherine Jarrell Richard A Marche Jordan D Palmeri JoAnn Green Daniel W E red Hertzsprung Ejnar Biographical Encyclopedia of Astronomers angl New York NY Springer s 956 958 doi 10 1007 978 1 4419 9917 7 614 ISBN 978 1 4419 9917 7 Nuclear fusion Stars Reactions Energy Britannica www britannica com angl Procitovano 4 grudnya 2023 Biggs Ben updated Nola Taylor Tillman last 26 sichnya 2022 Main sequence stars definition amp life cycle Space com angl Procitovano 4 grudnya 2023 Johnson Hugh M 1957 The Kinematics and Evolution of Population I Stars Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 406 54 Bibcode 1957PASP 69 54J doi 10 1086 127012 Elmegreen B Nikolaevich Efremov Y 1998 American Scientist 86 3 264 Bibcode 1998AmSci 86 264E doi 10 1511 1998 3 264 S2CID 262334560 Arhiv originalu za 1 lipnya 2016 Procitovano 23 serpnya 2006 Spectral Classification www cfa harvard edu originalu za 14 listopada 2020 Procitovano 29 zhovtnya 2020 Gray Richard O Corbally Christopher J Burgasser Adam J 29 bereznya 2009 Stellar Spectral Classification angl Princeton University Press ISBN 978 0 691 12511 4 Darling David spectral type www daviddarling info Procitovano 11 listopada 2023 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 Ribas Ignasi 2009 08 The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres Proceedings of the International Astronomical Union angl T 5 S264 s 3 18 doi 10 1017 S1743921309992298 ISSN 1743 9213 Procitovano 22 listopada 2023 PDF web archive org Arhiv originalu PDF za 10 listopada 2013 Procitovano 22 listopada 2023 XXIX General Assembly of the International Astronomical Union 2015 Resolution B3 on recommended nominal conversion constants for selected solar and planetary properties PDF anglijskoyu International Astronomical Union Haberreiter M Schmutz W Kosovichev A G 1 bereznya 2008 Solving the Discrepancy between the Seismic and Photospheric Solar Radius The Astrophysical Journal angl T 675 1 s L53 L56 doi 10 1086 529492 ISSN 0004 637X Procitovano 22 listopada 2023 How wide is the Sun in astronomical units Quora angl Procitovano 4 grudnya 2023 Smith Nathan 1998 Mercury Magazine 27 4 20 Bibcode 1998Mercu 27d 20S Arhiv originalu za 27 veresnya 2006 Procitovano 13 serpnya 2006 NASA s Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy Weidner C Kroupa P 11 lyutogo 2004 Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 348 1 187 191 arXiv astro ph 0310860 Bibcode 2004MNRAS 348 187W doi 10 1111 j 1365 2966 2004 07340 x NASA s Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy Hainich R Ruhling U Todt H Oskinova L M Liermann A Grafener G Foellmi C Schnurr O Hamann W R 2014 The Wolf Rayet stars in the Large Magellanic Cloud Astronomy amp Astrophysics 565 A27 arXiv 1401 5474 Bibcode 2014A amp A 565A 27H doi 10 1051 0004 6361 201322696 Banerjee Sambaran Kroupa Pavel Oh Seungkyung 2012 The emergence of super canonical stars in R136 type starburst clusters Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 2 1416 1426 arXiv 1208 0826 Bibcode 2012MNRAS 426 1416B doi 10 1111 j 1365 2966 2012 21672 x Ferreting Out The First Stars Harvard Smithsonian Center for Astrophysics 22 veresnya 2005 Procitovano 5 veresnya 2006 Sobral David Matthee Jorryt Darvish Behnam Schaerer Daniel Mobasher Bahram Rottgering Huub J A Santos Sergio Hemmati Shoubaneh 4 chervnya 2015 Evidence For POPIII Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN a Emitters At The Epoch Of Re Ionisation Spectroscopic Confirmation The Astrophysical Journal 808 2 139 arXiv 1504 01734 Bibcode 2015ApJ 808 139S doi 10 1088 0004 637x 808 2 139 Overbye Dennis 17 chervnya 2015 Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos The New York Times Procitovano 17 chervnya 2015 Brown dwarfs At last filling the gap between stars and planets 2MASS J05233822 1403022 SIMBAD Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg Procitovano 14 grudnya 2013 Shiga David 17 serpnya 2006 New Scientist Arhiv originalu za 14 listopada 2006 Procitovano 23 serpnya 2006 Boss Alan 3 kvitnya 2001 Carnegie Institution of Washington Arhiv originalu za 28 veresnya 2006 Procitovano 8 chervnya 2006 Shiga David 17 serpnya 2006 New Scientist Arhiv originalu za 14 listopada 2006 Procitovano 23 serpnya 2006 Leadbeater Elli 18 serpnya 2006 Hubble glimpses faintest stars BBC Procitovano 22 serpnya 2006 Boss Alan 3 kvitnya 2001 Carnegie Institution of Washington Arhiv originalu za 28 veresnya 2006 Procitovano 8 chervnya 2006 Shiga David 17 serpnya 2006 New Scientist Arhiv originalu za 14 listopada 2006 Procitovano 23 serpnya 2006 The Biggest Star in the Sky ESO 11 bereznya 1997 Procitovano 10 lipnya 2006 Ragland S Chandrasekhar T Ashok N M 1995 Angular Diameter of Carbon Star Tx Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared Journal of Astrophysics and Astronomy 16 332 Bibcode 1995JApAS 16 332R Segransan D Kervella P Forveille T Queloz D 2003 01 First radius measurements of very low mass stars with the VLTI Astronomy amp Astrophysics T 397 3 s L5 L8 doi 10 1051 0004 6361 20021714 ISSN 0004 6361 Procitovano 22 listopada 2023 Dolan Michelle M Mathews Grant J Lam Doan Duc Lan Nguyen Quynh Herczeg Gregory J Dearborn David S P 2017 Evolutionary Tracks for Betelgeuse The Astrophysical Journal 819 1 7 arXiv 1406 3143 Bibcode 2016ApJ 819 7D doi 10 3847 0004 637X 819 1 7 Graham M Harper ta in 2008 A New VLA HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications The Astronomical Journal 135 4 1430 1440 Bibcode 2008AJ 135 1430H doi 10 1088 0004 6256 135 4 1430 Davis Kate 1 grudnya 2000 AAVSO Arhiv originalu za 12 lipnya 2006 Procitovano 13 serpnya 2006 Shipman H L 1979 02 Masses and radii of white dwarf stars III Results for 110 hydrogen rich and 28 helium rich stars The Astrophysical Journal angl T 228 s 240 doi 10 1086 156841 ISSN 0004 637X Procitovano 22 listopada 2023 Seeds Michael Backman Dana 5 sichnya 2009 Astronomy The Solar System and Beyond angl Cengage Learning ISBN 978 0 495 56203 0 Kutner Marc Leslie 2003 Astronomy a physical perspective New York Cambridge University Press ISBN 978 0 521 52927 3 Guidry Mike 2019 Modern general relativity black holes gravitational waves and cosmology Cambridge New York Cambridge university press ISBN 978 1 107 19789 3 Canada University of British Columbia 1 sichnya 2016 Measuring gravity s pull at the surface of distant stars Astronomy com Astronomy Magazine amer Procitovano 22 listopada 2023 Spitzer Lyman Jr 1939 11 Spectra of M Supergiant Stars The Astrophysical Journal angl T 90 s 494 doi 10 1086 144121 ISSN 0004 637X Procitovano 22 listopada 2023 Pannekoek A 1937 Bulletin of the astronomical institutes of the Netherlands anglijskoyu Niderlandi s 1 4 Star Spectra Classification Evolution Britannica www britannica com angl Procitovano 22 listopada 2023 Properties of Stars Color and Temperature Astronomy Notes Primis McGraw Hill Inc 2 agosto 2007 Strobel Nick 20 serpnya 2007 Astronomy Notes Primis McGraw Hill Inc Arhiv originalu za 26 chervnya 2007 Procitovano 9 zhovtnya 2007 Seligman Courtney Review of Heat Flow Inside Stars Self published Procitovano 5 lipnya 2007 Review of Heat Flow Inside Stars Main Sequence Stars The Astrophysics Spectator 16 febbraio 2005 Unsold Albrecht 2001 The New Cosmos vid 5th New York Springer s 180 185 215 216 ISBN 978 3 540 67877 9 Zeilik Michael A Gregory Stephan A 1998 Introductory Astronomy amp Astrophysics vid 4th Saunders College Publishing s 321 ISBN 978 0 03 006228 5 Introductory Astronomy amp Astrophysics Saunders College Publishing 1998 s 321 ISBN 0 03 006228 4 Irwin Judith A 2007 Astrophysics Decoding the Cosmos John Wiley and Sons s 78 Bibcode 2007adc book I ISBN 978 0 470 01306 9 D Wonnacott B J Kellett B Smalley 1994 Pulsational Activity on Ik Pegasi Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 267 4 1045 1052 Procitovano 14 aprile 2007 Fischer D A Valenti J 2005 The Planet Metallicity Correlation The Astrophysical Journal 622 2 1102 1117 Bibcode 2005ApJ 622 1102F doi 10 1086 428383 ESO 12 settembre 2006 Arhiv originalu za 10 zhovtnya 2006 Procitovano 10 listopada 2023 D A Fischer J Valenti 2005 The Planet Metallicity Correlation The Astrophysical Journal 622 2 1102 1117 Zepeda Joseph Beers Timothy C Placco Vinicius M Shank Derek Gudin Dmitrii Hirai Yutaka Mardini Mohammad Pifer Colin Catapano Thomas 1 kvitnya 2023 Chemodynamically Tagged Groups of CEMP Stars in the Halo of the Milky Way I Untangling the Origins of CEMP s and CEMP no Stars The Astrophysical Journal T 947 1 s 23 doi 10 3847 1538 4357 acbbcc ISSN 0004 637X Procitovano 22 listopada 2023 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite news title Shablon Cite news cite news a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya McWilliam Andrew Rich R Michael 1994 04 The first detailed abundance analysis of Galactic bulge K giants in Baade s window The Astrophysical Journal Supplement Series angl T 91 s 749 doi 10 1086 191954 ISSN 0067 0049 Procitovano 22 listopada 2023 Bardalez Gagliuffi Daniella C Faherty Jacqueline K Li Yiting Brandt Timothy D Williams Lauryn Brandt G Mirek Gelino Christopher R 1 grudnya 2021 14 Her A Likely Case of Planet Planet Scattering The Astrophysical Journal Letters T 922 2 s L43 doi 10 3847 2041 8213 ac382c ISSN 2041 8205 Procitovano 22 listopada 2023 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite news title Shablon Cite news cite news a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Netopil M Paunzen E Maitzen H M North P Hubrig S 2008 11 Chemically peculiar stars and their temperature calibration Astronomy amp Astrophysics T 491 2 s 545 554 doi 10 1051 0004 6361 200810325 ISSN 0004 6361 Procitovano 22 listopada 2023 LeBlanc Francis 24 serpnya 2011 An Introduction to Stellar Astrophysics angl John Wiley amp Sons ISBN 978 1 119 96497 1 Preston George W 1974 09 The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence Annual Review of Astronomy and Astrophysics angl T 12 1 s 257 277 doi 10 1146 annurev aa 12 090174 001353 ISSN 0066 4146 Procitovano 22 listopada 2023 Planck Collaboration 2016 Planck 2015 results XIII Cosmological parameters See Table 4 on page 31 of pfd Astronomy amp Astrophysics 594 A13 arXiv 1502 01589 Bibcode 2016A amp A 594A 13P doi 10 1051 0004 6361 201525830 Naftilan S A Stetson P B 13 lipnya 2006 How do scientists determine the ages of stars Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe Scientific American Procitovano 11 travnya 2007 Laughlin G Bodenheimer P Adams F C 1997 The End of the Main Sequence The Astrophysical Journal 482 1 420 432 Bibcode 1997ApJ 482 420L doi 10 1086 304125 Pols Onno R Schroder Klaus Peter Hurley Jarrod R Tout Christopher A Eggleton Peter P 1998 Stellar evolution models for Z 0 0001 to 0 03 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298 2 525 Bibcode 1998MNRAS 298 525P doi 10 1046 j 1365 8711 1998 01658 x Stellar Kinematics Academic Accelerator Encyclopedia Science News amp Research Reviews About Zoryana kinematika dbpedia org Procitovano 11 listopada 2023 Donati Jean Francois 5 listopada 2003 Differential rotation of stars other than the Sun Laboratoire d Astrophysique de Toulouse Arhiv originalu za 1 travnya 2012 angl Shajn G Struve O On the rotation of the stars 24 veresnya 2019 angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society journal Oxford University Press 1929 Vol 89 S 222 239 angl Brainerd Jerome James X rays from Stellar Coronas 25 lyutogo 2006 u Wayback Machine Piddington J H 1983 Vzryvnoj nukleosintez Enciklopediya fiziki i tehniki originalu za 18 lipnya 2020 Procitovano 18 lipnya 2020 Bahcall John N 29 chervnya 2000 How the Sun Shines Nobel Foundation Procitovano 30 serpnya 2006 Main Sequence Stars The Astrophysics Spectator 16 lyutogo 2005 Procitovano 10 zhovtnya 2006 Wallerstein G ta in 1999 Synthesis of the elements in stars forty years of progress PDF Reviews of Modern Physics 69 4 995 1084 Bibcode 1997RvMP 69 995W doi 10 1103 RevModPhys 69 995 Procitovano 4 serpnya 2006 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a hdl access vimagaye hdl dovidka Wallerstein G ta in 1999 Synthesis of the elements in stars forty years of progress PDF Reviews of Modern Physics 69 4 995 1084 Bibcode 1997RvMP 69 995W doi 10 1103 RevModPhys 69 995 Procitovano 4 serpnya 2006 Wallerstein G ta in 1999 Synthesis of the elements in stars forty years of progress PDF Reviews of Modern Physics 69 4 995 1084 Bibcode 1997RvMP 69 995W doi 10 1103 RevModPhys 69 995 Procitovano 4 serpnya 2006 Wallerstein G ta in 1999 Synthesis of the elements in stars forty years of progress PDF Reviews of Modern Physics 69 4 995 1084 Bibcode 1997RvMP 69 995W doi 10 1103 RevModPhys 69 995 Procitovano 4 serpnya 2006 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a hdl access vimagaye hdl dovidka Woosley S E Heger A Weaver T A 2002 The evolution and explosion of massive stars Reviews of Modern Physics 74 4 1015 1071 Bibcode 2002RvMP 74 1015W doi 10 1103 RevModPhys 74 1015 Hansen Carl J Kawaler Steven D Trimble Virginia 2004 Stellar Interiors Springer s 32 33 ISBN 978 0 387 20089 7 Schwarzschild Martin 1958 Structure and Evolution of the Stars Princeton University Press ISBN 978 0 691 08044 4 Formation of the High Mass Elements Smoot Group Procitovano 11 lipnya 2006 R Q Huang K N Yu 1998 Stellar Astrophysics Springer s 70 ISBN 978 981 3083 36 3 Schwarzschild Martin 1958 Structure and Evolution of the Stars Princeton University Press ISBN 978 0 691 08044 4 What is a Star NASA 1 veresnya 2006 Procitovano 11 lipnya 2006 Richmond Michael Late stages of evolution for low mass stars Rochester Institute of Technology Procitovano 4 serpnya 2006 Schwarzschild Martin 1958 Structure and Evolution of the Stars Princeton University Press ISBN 978 0 691 08044 4 Simon Newcomb Edward Singleton Holden 1887 Astronomy for High Schools and Colleges H Holt s 278 The Glory of a Nearby Star Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT ESO 2001 angl What is a Star NASA 1 veresnya 2006 Procitovano 11 lipnya 2006 Burlaga L F ta in 2005 Crossing the Termination Shock into the Heliosheath Magnetic Fields Science 309 5743 2027 2029 Bibcode 2005Sci 309 2027B doi 10 1126 science 1117542 PMID 16179471 Variable star Pulsating Light Curve Magnitude Britannica www britannica com angl Procitovano 22 listopada 2023 GCVS Introduction www sai msu su Procitovano 22 listopada 2023 Li Weidong Filippenko Alexei V Chornock Ryan Berger Edo Berlind Perry Calkins Michael L Challis Peter Fassnacht Chris Jha Saurabh 2003 04 SN 2002cx The Most Peculiar Known Type Ia Supernova Publications of the Astronomical Society of the Pacific angl T 115 806 s 453 473 doi 10 1086 374200 ISSN 0004 6280 Procitovano 22 listopada 2023 Halbedel Elaine M 1989 11 Recent photometric behavior of the unusual Be star HD 45677 FS Canis Majoris Publications of the Astronomical Society of the Pacific angl T 101 s 999 doi 10 1086 132566 ISSN 0004 6280 Procitovano 22 listopada 2023 Nowakowski Tomasz Phys org Nearly 300 variable stars detected with Kepler spacecraft phys org angl Procitovano 22 listopada 2023 ros Astronet gt Dvojnye zvyozdy fizicheskie dvojnye 6 bereznya 2012 u Wayback Machine ros Astronet gt Dvojnye zvyozdy i znachenie ih nablyudenij v astronomii 14 listopada 2011 u Wayback Machine Star catalog angl Encyclopedia Britannica David Darling Binary star Encyclopedia of Science originalu za 27 zhovtnya 2020 Procitovano 23 zhovtnya 2020 David Darling Binary star Encyclopedia of Science originalu za 27 zhovtnya 2020 Procitovano 23 zhovtnya 2020 Dinwiddie Robert red 2012 Stars and planets DK Smithsonian nature guide vid 1 American ed New York DK ISBN 978 0 7566 9040 3 EarthSky Open star clusters are loose groups of stars earthsky org amer 1 listopada 2022 Procitovano 4 grudnya 2023 Brent A Archinal Steven J Hynes 2003 Star Clusters Willmann Bell ISBN 978 0 943396 80 4 Sandage Allan 1958 Cepheids in Galactic Clusters I CF Cass in NGC 7790 The Astrophysical Journal 128 150 Bibcode 1958ApJ 128 150S doi 10 1086 146532 Majaess D Carraro G Moni Bidin C Bonatto C Berdnikov L Balam D Moyano M Gallo L Turner D Lane D Gieren W Borissova J Kovtyukh V Beletsky Y 2013 Anchors for the cosmic distance scale The Cepheids U Sagittarii CF Cassiopeiae and CEab Cassiopeiae Astronomy amp Astrophysics 560 A22 arXiv 1311 0865 Bibcode 2013A amp A 560A 22M doi 10 1051 0004 6361 201322670 S2CID 55934597 stellar association britannica com Stellar Associations an overview ScienceDirect Topics www sciencedirect com Procitovano 4 grudnya 2023 Kalloghlian A T 1 kvitnya 2009 Stellar associations Astrophysics angl T 52 2 s 157 167 doi 10 1007 s10511 009 9066 4 ISSN 1573 8191 Procitovano 4 grudnya 2023 Galaxies NASA Science science nasa gov angl Procitovano 4 grudnya 2023 Galaxies American Scientist angl 6 lyutogo 2017 Procitovano 4 grudnya 2023 Beryozkin Yurij Evgenevich 2017 Narodzhennya zoryanogo neba uyavlennya pro nichni svitila v istorichnij dinamici web archive org 12 travnya 2007 Arhiv originalu za 12 travnya 2007 Procitovano 22 listopada 2023 What is the biggest known Galaxy in our universe How big are we talking about here Where can it be seen from Earth if at all Quora angl Procitovano 4 grudnya 2023 By Theblendrman 25 serpnya 2023 Exploring ESO 383 76 A Glimpse into a Luminous Supergiant Elliptical Galaxy Info blendr Martin Pierre Yves 1995 Catalogue of Exoplanets exoplanet eu angl Procitovano 22 listopada 2023 Program By Pat Brennan NASA s Exoplanet Exploration Cosmic Milestone NASA Confirms 5 000 Exoplanets Exoplanet Exploration Planets Beyond our Solar System angl Procitovano 22 listopada 2023 NASA s Kepler Telescope Discovers First Earth Size Planet in Habitable Zone NASA amer Procitovano 22 listopada 2023 web archive org 25 sichnya 2012 Arhiv originalu za 25 sichnya 2012 Procitovano 22 listopada 2023 published Charles Q Choi 15 lyutogo 2010 Out There A Strange Zoo of Other Worlds Space com angl Procitovano 22 listopada 2023 Guinness World Records Shortest orbital period for a planet guinnessworldrecords com anglijskoyu Staff News 14 travnya 2014 GU Psc b Newly Discovered Exoplanet Takes 80 000 Years to Orbit its Star Astronomy Sci News com Sci News Breaking Science News amer Procitovano 22 listopada 2023 Kopparapu Ravi Kumar 25 bereznya 2013 A REVISED ESTIMATE OF THE OCCURRENCE RATE OF TERRESTRIAL PLANETS IN THE HABITABLE ZONES AROUND KEPLER M DWARFS The Astrophysical Journal T 767 1 s L8 doi 10 1088 2041 8205 767 1 L8 ISSN 2041 8205 Procitovano 22 listopada 2023 Cruz Maria Coontz Robert 3 travnya 2013 Alien Worlds Galore Science angl T 340 6132 s 565 565 doi 10 1126 science 340 6132 565 ISSN 0036 8075 Procitovano 22 listopada 2023 https www jpl nasa gov NASA s Kepler Marks 1 000th Exoplanet Discovery Uncovers More Small Worlds in Habitable Zones NASA Jet Propulsion Laboratory JPL amer Procitovano 22 listopada 2023 Space and ExoPlanets IMDb Procitovano 22 listopada 2023 Games Ring Arhiv originalu za 3 travnya 2016 Procitovano 16 travnya 2016 Stellaris Console Edition launches February 26 Gematsu amer 22 sichnya 2019 Procitovano 13 lipnya 2022 Stellaris Paradox Interactive paradoxinteractive com angl Procitovano 7 grudnya 2023 Springer The incredible impact of stars on culture phys org angl Procitovano 19 grudnya 2023 Jones Jonathan 24 grudnya 2014 Starry starry night a history of astronomy in art The Guardian brit ISSN 0261 3077 Procitovano 19 grudnya 2023 News Mirage Astronomy in Ancient Cultures Early Star Interpretations Mirage News en AU Procitovano 19 grudnya 2023 Stonehenge Location Definition amp Age HISTORY angl 5 chervnya 2023 Procitovano 19 grudnya 2023 McCluskey Stephen C 2000 Astronomies and cultures in early medieval Europe vid Reprinted Cambridge Cambridge Univ Press ISBN 978 0 521 77852 7 Williams Henry Smith 1930 The Great Astronomers anglijskoyu Nyu Jork New York Simon and Schuster s 99 102 King Henry C 2003 The history of the telescope Mineola NY Dover Publications ISBN 978 0 486 43265 6 What does per aspera ad astra mean www definitions net Procitovano 5 grudnya 2023 South African star myths Royal Museums Greenwich www rmg co uk angl Procitovano 19 grudnya 2023 Coffee Kiera 14 chervnya 2022 A Brief History of Stars in Art Imagery and History The Shutterstock Blog amer Procitovano 19 grudnya 2023 Fewster Helen Christian David red 2016 Big history examines our past explains our present imagines our future vid First American Edition New York DK Publishing ISBN 978 1 4654 5443 0 Eiland Murray L Pre heraldry on the Sangerhausen Disc The Armiger s News 25 2 1 9 2003 Vorgeschichte Landesmuseum fur Nebra Sky Disc Landesmuseum fur Vorgeschichte dev angl Procitovano 19 grudnya 2023 8 Most Famous Night Sky Paintings by Famous Artists ATX Fine Arts angl Procitovano 19 grudnya 2023 artst 30 travnya 2021 10 Most Famous Night Sky Paintings Artst amer Procitovano 19 grudnya 2023 Country Flags With Stars WorldAtlas amer 10 grudnya 2019 Procitovano 19 grudnya 2023 Clute John Nicholls Peter red 1995 The Encyclopedia of science fiction New York St Martin s Griffin ISBN 978 0 312 13486 0 published Fran Ruiz 9 listopada 2021 Best space exploration games Space com angl Procitovano 19 grudnya 2023 Wald Samuel HortiContributions from Heather West Josh updated Joe Donnelly last 24 chervnya 2022 Best space games which will let you explore the unknown gamesradar angl Procitovano 19 grudnya 2023 Games NASA Space Place NASA Science for Kids spaceplace nasa gov Procitovano 19 grudnya 2023 Boyle Danny Byrne Rose Evans Chris 27 lipnya 2007 Sunshine Searchlight Pictures DNA Films UK Film Council procitovano 19 grudnya 2023 Sarafian Richard C Marks Arthur Boyle Peter 14 lipnya 1990 Solar Crisis Asahi Breweries Gakken Co Ltd Japan America Picture Company procitovano 19 grudnya 2023 Parrish Robert Hendry Ian Wymark Patrick 28 serpnya 1969 Doppelganger Century 21 Television procitovano 19 grudnya 2023LiteraturaVikicitati mistyat vislovlyuvannya na temu ZoryaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu ZoryaStar World Book NASA 8 travnya 2005 u Wayback Machine University of Illinois I A Klimishin V V Telnyuk Adamchuk Shkilnij astronomichnij dovidnik K 1990 ISBN 5 330 01188 4 I A Klimishin I M Dubickij Osnovi kosmologiyi Ivano Frankivsk 1999 Cya stattya nalezhit do dobrih statej ukrayinskoyi Vikipediyi