Зоря

самосвітне небесне тіло, що виділяє тепло і світло
(Перенаправлено з Зорі)

Зоря́[1][2] або зі́рка[3][4] (також у художньому мовленні зоряни́ця[5][6], зірни́ця[7][8]; у словнику Грінченка зі́ра[9]) — це сфероїдальний астрономічний об'єкт, що складається з плазми та виробляє енергію за допомогою термоядерного синтезу[10]. 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[11].

Стожари, розсіяне скупчення зір у сузір'ї Тельця.

Життя зорі починається з гравітаційного колапсу газової туманності, що складається з 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 термоядерному синтезу, що перетворюють водень у гелій в 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 її 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 ред.

Слово «зоря» існувало вже у періоді формування давньоукраїнської мови (XI—XIII ст.)[12].

Історія спостережень ред.

Стародавні греки виділяли два основних типи небесних об'єктів: нерухомі зорі та блукаючі зорі (планети). Нерухомі зорі рухаються з однаковою швидкістю та не змінюють положення одна відносно одної. До блукаючих зір належали дев'ять об'єктів, які рухалися по-іншому: Місяць, Сонце і планети Меркурій, Венера, Марс, Сатурн і Юпітер [14]. Астрономи згрупували яскраві зорі в астеризми та сузір’я та використовували їх для відстеження руху планет, Місяця й Сонця[15]. Рух Сонця на фоні зір (і горизонту) використовувався для створення календарів[16]. 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[17]. 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.) [18]. Найдавніші записи китайської астрономії датуються періодом Чжаньґо (476–221 рр. до н. е.), але найдавніші збережені китайські зоряні каталоги астрономів Ши Шень і Гань Де були знайдені в Шидзі у 2 столітті до нашої ери істориком епохи правління династії Хань Сіма Цянь [19]. 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 [20].

Атлант Фарнезе — це 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 змінюються з часом. 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[21]. 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[22]. Незважаючи на позірну незмінність неба, китайські астрономи знали, що на ньому можуть з'являтися нові зорі[23]. У 185 році нашої ери вони були першими, хто досліджував наднову, тепер відому як SN 185 [24], з якої утворилася Крабоподібну туманність. Цю наднову спостерігали також арабські астрономи [25] [26] [27].

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 [28] [29] [30].

В 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 [31]. 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 [32]. Таку ідею раніше висловлювали давньогрецькі філософи Демокріт і Епікур [33], а також середньовічні ісламські космологи [34], зокрема Фахр аль-Дін аль-Разі [35]. Італійський астроном Джемініано Монтанарі[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 [36]. 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 [37].

У 1865 році Анджело Секкі почав класифікувати зорі за спектральними типами [38]. Сучасна схеми класифікації зір була розроблена астрономкою Енні Джамп Кеннон на початку 1900-х років [39]. 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 [40]. 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 [41]. 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[42]. Розуміння спектрів зір покращилося завдяки прогресу в квантовій фізиці . Це дозволило визначати хімічний склад зоряних атмосфер[43].

Зореутворення та еволюція зір ред.

Докладніше: 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[44]. Усі зорі проводять більшу частину свого існування як зорі головної послідовності, генеруючи енергію за рахунок 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, який вони мають на навколишнє середовище. Відповідно, астрономи часто групують зорі за їх масою[45]:

  • Зорі дуже малої маси — менше 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[46]. 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 їх ядрі закінчується водень, і вони починають спалювати гелій у ядрі після так званого спалаху гелієвого ядра. Пізніше, на асимптотичній гілці гігантів, в 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[47][48].
  • 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[47][48].
  • Масивні зорі - понад ~ 8 M[49]. 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[47][50].

Протозоря ред.

Докладніше: Протозоря
 
Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі. NASA/ESA image.

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)[51][52]. Коли область досягає достатньої щільності речовини, щоб задовольнити критерії нестабільності Джинса, вона починає западатися під дією власної сили тяжіння[53]. 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[54]. 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 нагрівають переважно за рахунок гравітаційного стискання[55].

Головна послідовність ред.

Зорі витрачають близько 90 % свого життя на спалювання водню в гелій в своїх ядрах. Такі зорі знаходяться на головній послідовності і називаються карликовими зорями. Однак протягом цього етапу еволюції зоря також змінюється: у ній постійно зростає частка гелію, швидкість синтезу, температура та світність. Наприклад, оцінюється, що яскравість Сонця зросла приблизно на 40% після досягнення головної послідовності 4,6 млрд років тому[56].

Кожна зоря має зоряний вітер - потік частинок з верхніх шарів атмосфери. Через це зоря постійно втрачає масу. Сонце втрачає 10−14 M щороку[57], або приблизно 0,01 % від своєї загальної маси протягом усього життя. Однак дуже масивні зорі можуть втратити від 10−7 до 10−5 M кожного року, і це суттєво впливає на їх еволюцію[58]. Зорі, які на початку життя мають масу понад 50 M, можуть втратити більше половини своєї загальної маси під час перебування на головній послідовності[59].

Еволюція після головної послідовності ред.

Докладніше: Червоні гіганти

Коли зорі масою більше 0.4 M [60] 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[61]. Приблизно через 5 мільярдів років, коли Сонце увійде у фазу горіння гелію, воно розшириться до максимального радіуса приблизно 1 а.о. (150 млн км), що в 250 разів перевищує його теперішній розмір, і втратить 30% своєї поточної маси[62] [63].

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[64].

Еволюція масивних зір ред.

 
Внутрішня структура масивної зорі пред колапсом

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[65].

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[66]. 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[67].

Фінальні стадії зоряної еволюції ред.

Білі карлики ред.

Докладніше: Білий карлик

Білий карлик — гарячий об'єкт із малими розмірами і великою густиною речовини: за маси близько сонячної його радіус у ~100 разів менший. Така велика густина спричинена виродженим станом його речовини. Зорі з масами менше 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 більш важких елементів: кисню, неону, магнію і інших елементів[68][69]. Маса білого карлика обмежена зверху межею Чандрасекара, що дорівнює приблизно 1,44 M.

 
Крабоподібна туманність — залишок від вибуху наднової, що спостерігалася майже 1000 років тому. У центрі туманності знаходиться нейтронна зоря — пульсар.

Нейтронні зорі ред.

Докладніше: Нейтронна зоря

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 і 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 і відбувається вибух наднової. Зорі з початковою масою понад 8—10 M можуть стати як нейтронними зорями, так і чорними дірами[68][70].

Чорні діри ред.

Докладніше: Чорна діра

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[68][71]. 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[72][73].

Класифікація зір ред.

Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір ред.

Клас Температура,
K
Справжній колір Видимий колір[74][75] Характерні значення B-V[76] Основні спектральні ознаки та інші характеристики Спектральні еталони[77][78][79]
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[комм. 1][68][80].

До спектрального класу O належать найбільш гарячі зорі, які мають блакитний колір та від'ємний показник кольору B-V[76]. 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 К і Ca II.

Зорі спектрального класу B мають нижчі температури, ніж зорі класу O, однак показник кольору все ще є від'ємним [76][68][80].

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 К 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[81][76][68][80].

A0Van — Фекда

A0Va — Вега

A0Ib — Ета Льва[en]

A0Ia — HD 21389[en]

A1V — Сіріус A

A2Ia — Денеб

A3Va — Фомальгаут

F 6000—7500 жовто-білий білий +0.4m Сильні лінії H і К, 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[комм. 1]. У пізніших підкласів вони проявляються сильніше, а лінії нейтрального водню — слабше[82][68][80]. 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 Інтенивні лінії H, К 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[комм. 1][83][68][80].

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[комм. 1][84][68][80]. 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[комм. 1][68][80]. M0IIIa — Бета Андромеди

M2III — Чи Пегаса

M1-M2Ia-Iab — Бетельгейзе

M2Ia — М Цефея

Класи світності ред.

Зорі одного й того самого спектрального класу мають схожі спектри та температури, але можуть мати різні розміри і, як наслідок, світності. Тому для повноти класифікації запроваджуються класи світності, кожен із яких займає свою ділянку діаграми Герцшпрунга-Рассела. Класи світності (від яскравіших до тьмяніших)[85][86]:

Абсолютна більшість зір (близько 90%), належать до головної послідовності. Сонце — жовта зоря головної послідовності (або просто жовтий карлик), відповідно, його спектральний клас — G2V[87][88].

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[89].

Діаграма Герцшпрунга — Рассела ред.

 
Діаграма Герцшпрунга — Рассела.

На початку XX століття, Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного нанесли 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[90][91].

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[90][91].

Типи зір за кінематикою ред.

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 було 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[92][93].

Додаткові позначення ред.

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[94].

Сучасна класифікація ред.

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 в першу чергу 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[95][96][97].

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[95][96][97].

Характеристики зір ред.

 
Зміни радіуса, температури та світності зорі сонячної маси в процесі еволюції [98]

Основні параметри зорі та одиниці вимірювання ред.

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:   кг[99]
Сонячна світність:   Вт[100]
Сонячний радіус:   м[101]

Трохи більші розміри, як-от радіус гігантських зір або відстані у подвійних системах, часто подають в астрономічних одиницях (а. о. ≈ 150 млн км).

Маса ред.

Докладніше: Зоряна маса

Однією з наймасивніших відомих зір є Ета Кіля[102], яка, маючи в 100-150 разів більшу масу, ніж Сонце, матиме тривалість життя лише кілька мільйонів років[103]. Дослідження, проведене на зорях скупчення Арки, показало, що 150 M — це приблизна верхня межа маси для зір у поточну еру Всесвіту[104]. Причина цього обмеження поки що невідома; астрономи, однак, вважають, що воно значною мірою пов'язане з металічністю зорі, але головним чином із межею Еддінгтона[105], яка визначає максимальну кількість світлового випромінювання, що може пройти крізь шари зорі, не спричиняючи її викидання в космос. Виміряно, що кілька зір у скупченні R136 у Великій Магеллановій Хмарі мають більші маси[106], але було визначено, що вони могли утворитися внаслідок зіткнення і злиття масивних зір у тісних подвійних системах, оминаючи межу 150 M на масивне зореутворення[107].

Перші зорі, що утворилися після Великого вибуху, могли бути масивнішими, до 300 M[108], 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, почало 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[109][110].

Маючи масу, що лише у 75 разів перевищує масу Юпітера (MJ)[111], 2MASS J0523-1403 є найменшою відомою зорею, у ядрі якої відбувається ядерний синтез[112]. Для зір із металічністю, подібною до Сонця, теоретична мінімальна маса, яку може мати зоря і при цьому мати ядро, в якому відбувається термоядерний синтез, оцінюється приблизно в 75 MJ[113][114]. Коли металічність дуже низька, мінімальний розмір зорі може становити близько 8,3 % маси Сонця, або близько 87 MJ[115][116]. Менші тіла, які називаються коричневими карликами, займають нечітко окреслену сіру зону між зорями і газовими гігантами[117][118].

Розмір ред.

 
Залежність маса — радіус для білих карликів. Вертикальна асимптота відповідає межі Чандрасекара.

Через велику відстань від Землі всі зорі, окрім Сонця, для неозброєного ока виглядають як сяючі 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[119].

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 — це спостереження окультацій. Точно вимірюючи падіння яскравості зорі, коли вона закривається Місяцем (або зростання яскравості, коли він знову з'являється), можна обчислити кутовий діаметр зорі[120].

Фізичні розміри зір варіюються від червоних карликів, радіус яких складає всього кілька відсотків радіусу Сонця (наприклад, для Прокисма Центавра він дорівнює всього 15% від сонячного[121]), до надгігантів, як-от Бетельгейзе в сузір'ї Оріона, діаметр якої приблизно в 1000 разів більший за діаметр Сонця[122][123] при масі всього в 17 сонячних і, відповідно, набагато меншій густині[124].

Розміри зоряних залишків (ядер зір, які залишилося після завершення їх життєвого циклу) набагато менші за радіуси зір головної послідовності. Наприклад, радіус білих карликів співставний з радіусом Землі[125], нейтронні зорі ще менші, діаметр коливається від 20 до 40 км[126], а умовний радіус чорної діри - це радіус Шварцшильда[127][128], який залежить від маси (оскільки в чорної діри видимої поверхні взагалі немає).

Поверхнева гравітація ред.

Розмір і маса зорі визначають її поверхневу гравітацію. Зорі-гіганти мають набагато меншу поверхневу гравітацію, ніж зорі головної послідовності[129][130][131], 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.[132]

Температура ред.

Температура поверхні зорі головної послідовності визначається швидкістю виробництва енергії її ядром і радіусом, а також часто оцінюється за показником кольору зорі[133][134]. 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[135][136], тобто зорі мають градієнт температури. Температура в ядрі зорі становить кілька мільйонів кельвінів[137].

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[138]. Масивні зорі головної послідовності можуть мати температуру поверхні 50 000 К. Менші зорі, як-от Сонце, мають температуру поверхні в кілька тисяч кельвінів[139]. Червоні гіганти мають відносно низьку температуру поверхні — близько 3000-3600 K; але вони мають високу світність завдяки великій площі поверхні[140].

Хімічний склад ред.

Під час свого формування в сучасній галактиці Чумацький Шлях зорі складаються переважно з водню і гелію, приблизно на 71 % і на 27 % відповідно[141] 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[142]; однак, похибка вимірювання залишається відносно високою. Частка важких елементів може бути індикатором ймовірності того, що зоря має планетну систему[143].

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[144].

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[145].

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[146]. На противагу цьому, зоря μ Лева надзвичайно багата на метали - її металічність приблизно вдвічі вища, ніж у Сонця[147], а 14 Геркулеса, навколо якої обертається планета (14 Геркулеса b), має втричі вищу металічність[148]. Хімчно пекулярні зорі також демонструють незвичайну велику кількість металів у своєму спектрі, особливо хрому і лантаноїдів (так званих рідкоземельних елементів)[149][150][151].

Вік ред.

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 мільярдів років (через похибку вимірювання цей вік зірки не суперечить віку Всесвіту, визначеному космічним телескопом Планк як 13,799 ± 0,021)[152].

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 своє водень дуже повільно й можуть проіснувати від десятків до сотень мільярдів років[153] [154].

Тривалість різних етапів еволюції зірок у мільярдах років [155]
Початкова маса ( M) Головна послідовність Субгігант Галузь червоних гігантів Асимптотична галузь 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 ред.

Докладніше: Зоряна 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[156][157].

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[156][157].

Обертання ред.

Докладніше: Обертання зорі
 
Зоря на малюнку має нахил i до променя зору спостерігача на Землі, і швидкості обертання ve на екваторі.

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 за рахунок 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[158].

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. Із ефекту Доплера, ділянки диску 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[159].

 
Магнітне поле Сонця виробляє корональні викиди маси. фото NOAA

Магнітне поле ред.

У зір головної послідовності магнітне поле зорі 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 піднімаються 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[160].

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 відчуває диференціальне 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[161].

Зоряний нуклеосинтез ред.

 
Протон-протонний цикл

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[162][86].

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  [163]. 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[164]. У сонячному ядрі, температура якого сягає 16 млн К, ядра водню утворюють ядро гелію в протон-протонній ланцюговій реакції[165]:

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 3Не і 4Не об'єднуються, утворюючи 7Ве, який зрештою (з додаванням ще одного протона) утворює два 4Не. 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.

 
Вуглецево-азотний цикл

У масивніших зорях гелій утворюється в циклі реакцій, які каталізуються вуглецем. Він називається вуглецево-азотним циклом[166].

У зорях на пізніших стадіях еволюції, з температурою ядра 100 млн К і масою від 0,5 до 10 M, гелій може бути перетворений на вуглець у потрійній альфа-реакції, у якій бере участь берилій[167]:

4He + 4He + 92 кеВ → 8*Be
4He + 8*Be + 67 кеВ → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 МеВ

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[168]. Будь-який подальший синтез був би ендотермічним процесом, який потребує енергії, тому додаткова енергія може бути отримана лише через гравітаційний колапс.

 
Процеси синтезу в масивних зорях
Тривалість основних фаз синтезу для зорі масою 20 M[169]
Паливо Температура (млн К) Густина (кг/см3) Тривалість горіння

(роки)

Н 37 0,0045 8,1 млн
Не 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 ред.

 
Внутрішня структура зір головної послідовності з масами, вказаними в масах Сонця. Конвективні зони позначено замкнутими чорними стрілками, а зони променистого переносу — ламаними червоними стрілками. Зліва направо червоний карлик, жовтий карлик і синьо-біла зоря головної послідовності.

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[170][171].

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 меншою 0,4 M синтез припиняється. Натомість для зір із більшою масою, синтез відбувається в оболонці навколо гелієвого ядра[172].

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[173].

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[174].

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[175]. Червоні карлики з масою менше 0,4 M є повністю конвективними, що запобігає утворенню гелієвого ядра[176]. Для більшості зір межі конвективної зони змінюються протягом їх еволюції[177].

 
Сонце у розрізі

Фотосфера — це найнижчий шар атмосфери зорі, яка видима для спостерігача. Це шар, у якому плазма зорі стає прозорою для фотонів світла. Звідси енергія, що генерується в ядрі, вільно для поширення в космос. Саме у фотосфері з'являються сонячні плями — області з температурою нижчою за середню[178].

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[179]. Згідно з останніми дослідженнями, наявність корони залежить від конвективної зони у зовнішніх шарах зорі[180]. Незважаючи на 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[181].

Змінні зорі ред.

Докладніше: Змінні зорі
 
Міра (омікрон Кита) - перша відкрита змінна зоря.

Змінна зоря — це зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску[182]. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки 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[183]:

  • Еруптивні змінні зорі — це 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 — це 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 остаточним: кожен із класів поділено на окремі типи змінних. Загалом відомо понад 120 типів змінних зір[183], а сумарна чисельність представників всіх цих типів перевищує 58 000[183]. Цей перелік не є сталим, оскільки відкриваються нові типи змінності, зокрема в 2006 році були виокремлені в новий тип відкриті кількома роками раніше наднові типу Iax[184], а в 1989 році були відкриті еруптивні змінні типу FS Великого Пса[185]. Нові змінні зорі вже відомих типів відкриваються щороку в величезних кількостях. Наприклад, лише в одному з десятків дослідженнь, опублікованих в 2023 році, за допомогою використання даних космічного телескопу Кеплер польському астрономому Томашу Новаковскі вдалося відкрити 278 нових змінних зір[186].

Зоряні системи ред.

 
Траєкторія Сіріуса A — видимого компонента астрометричної подвійної зорі на небесній сфері

Подвійні, потрійні та кратні зорі ред.

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[187]. 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[188].

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[189]. Зазвичай їх класифікують на підставі того, яким методом було виявлено їхню подвійність[190][189]:

  • 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[191].

Зоряні скупчення ред.

 
Кулясте зоряне скупчення Мессьє 4.

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.

  1. 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. Як наслідок, тут багато нейтронних зір[джерело?], цефеїд[джерело?] і білих карликів; передбачається також наявність чорних дір. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи нових зір. 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[192].
  2. Розсіяне скупчення — це 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[джерело?].
  3. 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 ред.

Докладніше: Галактика
 
Лінзоподібра галактика NGC 5866 (М102).

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[193]:

  • 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[194]. А одна з найбільших відомих галактик, яка отримала каталожний номер ESO 383-76[en] (або ESO 383-G 076), має масу в 230 трильйонів сонячних.

Екзопланети ред.

Докладніше: Екзопланета
 
Планетна система Kerler-22, де планета знаходиться в життєпридатній зоні. Для порівняння в масштабі показана внутрішня частина Сонячної системи.

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[195][196]. Планети бувають різних типів[197][198][199], а також можуть обертатися на різній відстані від материнської зорі і мати абсолютно різні періоди - від кількох годин[200] до десятків років[201]. За певних умов (зокрема, відстані до зорі, її світності та наявності в планети атмосфери) планета може знаходитися в зоні, придатній для життя[202][203] (англ. habitable zone). Існують системи, які налічують одразу декілька планет в життєпридатній зорі[204]. Екзопланети є популярними об'єктами в культурі, в базі даних IMBD[205] існує декілька десятків фільмів, в яких зображені планети в інших сонячних системах, зокрема вони зображені в фільмі Interstellar, Аватар та Аватар-2, Джон Картер: між двох світів, Прометей, триголія Чорна діра, Хроніки Ріддіка, Ріддік та інші.

Також екзопланети фігурують в комп'ютерних іграх, зокрема в симуляторі будівництва під назвою Dyson Sphere Program[en] видавництва Youthcat Studio[206], яка була опублікована в 2021 році і одразу стала доволі популярною[207].

Примітки ред.

  1. а б в г д Римська цифра після позначення елемента означає його ступінь іонізації. I — нейтральний атом, II — одноразово іонізований елемент, III — двічі іонізований, і так далі.

Джерела ред.

  1. ЗОРЯ́ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
  2. ЗОРЯ́ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
  3. ЗІ́РКА // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
  4. ЗІ́РКА // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
  5. ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
  6. ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
  7. ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
  8. ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
  9. Зі́ра // Словарь української мови : в 4 т. / за ред. Бориса Грінченка. — К. : Кіевская старина, 1907—1909.
  10. 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. — ISBN 966-613-263-X.
  11. Grego, Peter; Mannion, David (2010). Galileo and 400 Years of Telescopic Astronomy. Springer New York. ISBN 978-1441955920. 
  12. Крижанівська О. І. Походження української мови та основні етапи її становлення // О. І. Крижанівська. Історія української мови: Історична фонетика. Історична граматика: навчальний посібник. — Київ: ВЦ «Академія», 2010. — С. 20. ISBN 978-966-580-311-9.
  13. 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.
  14. 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. 
  15. Forbes, George (1909). History of Astronomy. London: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0. 
  16. Tøndering, Claus (2008). Other Ancient Calendars. Calendars Through The Ages. Webexhibits. Процитовано 28 лютого 2022. 
  17. 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. 
  18. North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. с. 30–31. ISBN 0-393-03656-1. 
  19. Sun, X.; Kistemaker, J. (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. Koninklijke Brill. с. 21–22. ISBN 90-04-10737-1. 
  20. Sun, X.; Kistemaker, J. (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. Koninklijke Brill. с. 18–19. ISBN 90-04-10737-1. 
  21. Schaefer, Bradley E. (May 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. 
  22. Evans, James (August 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. 
  23. . Cambridge, UK.  {{cite conference}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  24. Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). The Guest Star of AD185 must have been a Supernova. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 6 (5): 635. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17. 
  25. Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (30 серпня 2006). Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula. SEDS. University of Arizona. 
  26. Duyvendak, J. J. L. (April 1942). Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409.  Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (April 1942). Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410. 
  27. Brecher, K. та ін. (1983). Ancient records and the Crab Nebula supernova. The Observatory 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B. 
  28. Whitfield, Susan; Sims-Williams, Ursula (2004). The Silk Road: trade, travel, war and faith. Serindia Publications, Inc. с. 81–86. ISBN 1-932476-13-X. 
  29. Bonnet-Bidaud; Jean-Marc; Praderie, Françoise; Whitfield, Susan (March 2009). The Dunhuang Chinese sky: A comprehensive study of the oldest known star atlas. Journal of Astronomical History and Heritage 12 (1): 39–59. Bibcode:2009JAHH...12...39B. arXiv:0906.3034. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2009.01.04. 
  30. 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. 
  31. Zahoor, A. (1997). Al-Biruni. Hasanuddin University. Архів оригіналу за 26 червня 2008. Процитовано 21 жовтня 2007. 
  32. Drake, Stephen A. (17 серпня 2006). A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. Процитовано 24 серпня 2006. 
  33. Greskovic, Peter; Rudy, Peter (24 липня 2006). Exoplanets. ESO. Архів оригіналу за 10 жовтня 2008. Процитовано 15 червня 2012. 
  34. 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. 
  35. Setia, Adi (2004). Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey. Islam & Science 2 (2). Архів оригіналу за 9 January 2020. Процитовано 26 травня 2018. 
  36. Drake, Stephen A. (17 серпня 2006). A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. Процитовано 24 серпня 2006. 
  37. Proctor, Richard A. (1870). Are any of the nebulæ star-systems?. Nature 1 (13): 331–333. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0. 
  38. MacDonnell, Joseph. Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield University. Архів оригіналу за 21 липня 2011. Процитовано 2 жовтня 2006. 
  39. Ivan Hubeny; Dimitri Mihalas (2014). Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis. Princeton University Press. с. 23. ISBN 978-0-691-16329-1. 
  40. A Brief History of High-Energy Astronomy: 1800 - 1899. heasarc.gsfc.nasa.gov. Процитовано 17 листопада 2023. 
  41. 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. PMC 1084808. PMID 16586823. doi:10.1086/142603. 
  42. " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP. University of California. Архів оригіналу за 18 березня 2005. Процитовано 21 лютого 2013. 
  43. Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (вид. 5th). New York: Springer. с. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9. 
  44. 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. 
  45. Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series 33. Cambridge University Press. с. 103–104. ISBN 978-0-521-62313-1. 
  46. . 
  47. а б в Kolb, Vera M., ред. (2014). Astrobiology, An Evolutionary Approach. Taylor & Francis. с. 21–25. ISBN 978-1466584617. 
  48. а б Bisnovatyi-Kogan, G. S. (2013). Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability. Springer Berlin Heidelberg. с. 108–125. ISBN 978-3662226391. 
  49. Ibeling, Duligur; Heger, Alexander (March 2013). The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-collapse Supernovae. The Astrophysical Journal Letters 765 (2): 4. Bibcode:2013ApJ...765L..43I. arXiv:1301.5783. doi:10.1088/2041-8205/765/2/L43. L43. 
  50. Thielemann, F. -K. та ін. (2011). У Diehl, Roland; Hartmann, Dieter H.; Prantzos, Nikos. Massive Stars and their Supernovae. Lecture Notes in Physics 812. Springer. с. 153–232. Bibcode:2011LNP...812..153T. ISBN 978-3-642-12697-0. arXiv:1008.2144. doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. 
  51. 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. 
  52. Getman, K. V. та ін. (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. Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. arXiv:1208.1471. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x. 
  53. Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. с. 57–68. ISBN 978-1-86094-501-4. 
  54. Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. Архів оригіналу за 23 червня 2008. Процитовано 5 вересня 2006. 
  55. Arnold Hanslmeier (2010). Water in the Universe. Springer Science & Business Media. с. 163. ISBN 978-90-481-9984-6. 
  56. 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. 
  57. 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. Bibcode:2002ApJ...574..412W. arXiv:astro-ph/0203437. doi:10.1086/340797. 
  58. 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. 
  59. The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. Архів оригіналу за 18 листопада 2015. Процитовано 17 листопада 2015. 
  60. Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Процитовано 4 серпня 2006. 
  61. Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. Архів оригіналу за 10 лютого 2008. Процитовано 8 червня 2006. 
  62. 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. 
  63. 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. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. arXiv:0801.4031. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.  See also Palmer, Jason (22 лютого 2008). Hope dims that Earth will survive Sun's death. NewScientist.com news service. Процитовано 24 березня 2008. 
  64. Iben, Icko Jr. (1991). Single and binary star evolution. Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565. 
  65. P.S. Conti; C. de Loore (2012). Mass Loss and Evolution of O-Type Stars. Springer Science & Business Media. ISBN 978-94-009-9452-2. 
  66. The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae. Penn Stats College of Science. Процитовано 5 січня 2016. 
  67. Sneden, Christopher (8 лютого 2001). Astronomy: The age of the Universe. Nature 409 (6821): 673–675. PMID 11217843. doi:10.1038/35055646. 
  68. а б в г д е ж и к л Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-34144-4. 
  69. Миронова И. Схема эволюции одиночной звезды. Астронет. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 11 липня 2020. 
  70. Утробин В. П. (1986). Физика космоса: Маленькая энциклопедия. 
  71. Кононович Э. В.; Мороз В. И. (2004). Загальний курс астрономії. 
  72. https://www.jpl.nasa.gov. Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 11 листопада 2023. 
  73. Billings, Lee. Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births. Scientific American (англ.). Процитовано 11 листопада 2023. 
  74. (англ.) The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  75. (англ.)The Colour of Stars. 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.
  76. а б в г Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  77. Garrison, R. F. (1994). A Hierarchy of Standards for the MK Process. У Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight. Astronomical Society of the Pacific conference series 60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC 680222523. 
  78. 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. 
  79. 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. 
  80. а б в г д е ж Gray R. O., Corbally C. J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton University Press. 
  81. Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  82. Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  83. Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  84. Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  85. Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020. 
  86. а б Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN 978-5-85099-193-7. 
  87. David Darling. Main sequence. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 29 жовтня 2020. Процитовано 22 жовтня 2020. 
  88. Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020. 
  89. Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. ISBN ISBN 978-3-540-34143-7. 
  90. а б Über die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury (англ.). doi:10.1002/asna.19081792402. Процитовано 11 листопада 2023. 
  91. а б Herrmann, Dieter B. (2014). У Hockey, Thomas; Trimble, Virginia; Williams, Thomas R.; Bracher, Katherine; Jarrell, Richard A.; Marché, Jordan D.; Palmeri, JoAnn; Green, Daniel W. E. Hertzsprung, Ejnar. Biographical Encyclopedia of Astronomers (англ.). New York, NY: Springer. с. 956–958. ISBN 978-1-4419-9917-7. doi:10.1007/978-1-4419-9917-7_614. 
  92. 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. 
  93. Elmegreen, B.; Nikolaevich Efremov, Y. (1998). The Formation of Star Clusters. American Scientist 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. Архів оригіналу за 1 липня 2016. Процитовано 23 серпня 2006. 
  94. Spectral Classification. www.cfa.harvard.edu. Архів оригіналу за 14 листопада 2020. Процитовано 29 жовтня 2020. 
  95. а б Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (29 березня 2009). Stellar Spectral Classification (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12511-4. 
  96. а б Darling, David. spectral type. www.daviddarling.info. Процитовано 11 листопада 2023. 
  97. а б Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-34144-4. 
  98. Ribas, Ignasi (2009-08). The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.) 5 (S264). с. 3–18. ISSN 1743-9213. doi:10.1017/S1743921309992298. Процитовано 22 листопада 2023. 
  99. Wayback Machine. web.archive.org. Процитовано 22 листопада 2023. 
  100. XXIX General Assembly of the International Astronomical Union (2015). Resolution B3 on recommended nominal conversion constants for selected solar and planetary properties (англійською). International Astronomical Union. 
  101. Haberreiter, M.; Schmutz, W.; Kosovichev, A. G. (1 березня 2008). Solving the Discrepancy between the Seismic and Photospheric Solar Radius. The Astrophysical Journal (англ.) 675 (1). с. L53–L56. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/529492. Процитовано 22 листопада 2023. 
  102. Smith, Nathan (1998). The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender. Mercury Magazine 27 (4): 20. Bibcode:1998Mercu..27d..20S. Архів оригіналу за 27 вересня 2006. Процитовано 13 серпня 2006. 
  103. NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy. 
  104. 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. Bibcode:2004MNRAS.348..187W. arXiv:astro-ph/0310860. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x. 
  105. NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy. 
  106. Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O. та ін. (2014). The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud. Astronomy & Astrophysics 565: A27. Bibcode:2014A&A...565A..27H. arXiv:1401.5474. doi:10.1051/0004-6361/201322696.  {{cite journal}}: рекомендується |displayauthors= (довідка)
  107. Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (21 жовтня 2012). The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 (2): 1416–1426. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. arXiv:1208.0826. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. 
  108. Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 вересня 2005. Процитовано 5 вересня 2006. 
  109. 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. Bibcode:2015ApJ...808..139S. arXiv:1504.01734. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. 
  110. Overbye, Dennis (17 червня 2015). Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos. The New York Times. Процитовано 17 червня 2015. 
  111. Brown dwarfs: At last filling the gap between stars and planets. 
  112. 2MASS J05233822-1403022. SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Процитовано 14 грудня 2013. 
  113. Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006. 
  114. Boss, Alan (3 квітня 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006. 
  115. Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006. 
  116. Leadbeater, Elli (18 серпня 2006). Hubble glimpses faintest stars. BBC. Процитовано 22 серпня 2006. 
  117. Boss, Alan (3 квітня 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006. 
  118. Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006. 
  119. The Biggest Star in the Sky. ESO. 11 березня 1997. Процитовано 10 липня 2006. 
  120. 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. 
  121. Ségransan, D.; Kervella, P.; Forveille, T.; Queloz, D. (2003-01). First radius measurements of very low mass stars with the VLTI. Astronomy & Astrophysics 397 (3). с. L5–L8. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20021714. Процитовано 22 листопада 2023. 
  122. 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. Bibcode:2016ApJ...819....7D. arXiv:1406.3143. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7. 
  123. 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. 
  124. Davis, Kate (1 грудня 2000). Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. Архів оригіналу за 12 липня 2006. Процитовано 13 серпня 2006. 
  125. 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.) 228. с. 240. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/156841. Процитовано 22 листопада 2023. 
  126. Seeds, Michael; Backman, Dana (5 січня 2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (англ.). Cengage Learning. ISBN 978-0-495-56203-0. 
  127. Kutner, Marc Leslie (2003). Astronomy: a physical perspective. New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3. 
  128. Guidry, Mike (2019). Modern general relativity: black holes, gravitational waves, and cosmology. Cambridge New York: Cambridge university press. ISBN 978-1-107-19789-3. 
  129. 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. 
  130. Spitzer, Lyman, Jr. (1939-11). Spectra of M Supergiant Stars.. The Astrophysical Journal (англ.) 90. с. 494. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/144121. Процитовано 22 листопада 2023. 
  131. Pannekoek, A. (1937). Bulletin of the astronomical institutes of the Netherlands (англійською). Нідерланди. с. 1–4. 
  132. Star - Spectra, Classification, Evolution | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 22 листопада 2023. 
  133. Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes, Primis/McGraw-Hill Inc. 2 agosto 2007. 
  134. Strobel, Nick (20 серпня 2007). Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Архів оригіналу за 26 червня 2007. Процитовано 9 жовтня 2007. 
  135. Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Процитовано 5 липня 2007. 
  136. Review of Heat Flow Inside Stars. 
  137. Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 febbraio 2005. 
  138. Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (вид. 5th). New York: Springer. с. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9. 
  139. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (вид. 4th). Saunders College Publishing. с. 321. ISBN 978-0-03-006228-5. 
  140. Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Publishing. 1998. с. 321. ISBN 0-03-006228-4. 
  141. Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. с. 78. Bibcode:2007adc..book.....I. ISBN 978-0-470-01306-9. 
  142. 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. 
  143. 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. 
  144. A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO. 12 settembre 2006. 
  145. D. A. Fischer; J. Valenti (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117. 
  146. Zepeda, Joseph; Beers, Timothy C.; Placco, Vinicius M.; Shank, Derek; Gudin, Dmitrii; Hirai, Yutaka; Mardini, Mohammad; Pifer, Colin та ін. (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 947 (1). с. 23. ISSN 0004-637X. doi:10.3847/1538-4357/acbbcc. Процитовано 22 листопада 2023.  {{cite news}}: рекомендується |displayauthors= (довідка)
  147. 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.) 91. с. 749. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/191954. Процитовано 22 листопада 2023. 
  148. 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 922 (2). с. L43. ISSN 2041-8205. doi:10.3847/2041-8213/ac382c. Процитовано 22 листопада 2023. 
  149. Netopil, M.; Paunzen, E.; Maitzen, H. M.; North, P.; Hubrig, S. (2008-11). Chemically peculiar stars and their temperature calibration. Astronomy & Astrophysics 491 (2). с. 545–554. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:200810325. Процитовано 22 листопада 2023. 
  150. LeBlanc, Francis (24 серпня 2011). An Introduction to Stellar Astrophysics (англ.). John Wiley & Sons. ISBN 978-1-119-96497-1. 
  151. Preston, George W. (1974-09). The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.) 12 (1). с. 257–277. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353. Процитовано 22 листопада 2023. 
  152. Planck Collaboration (2016). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd).. Astronomy & Astrophysics 594: A13. Bibcode:2016A&A...594A..13P. arXiv:1502.01589. doi:10.1051/0004-6361/201525830. 
  153. 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. 
  154. 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. 
  155. 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. 
  156. а б Stellar Kinematics. Academic Accelerator. Encyclopedia, Science News & Research Reviews. 
  157. а б About: Зоряна кінематика. dbpedia.org. Процитовано 11 листопада 2023. 
  158. 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.)
  159. Shajn, G.; Struve, O. On the rotation of the stars : [арх. 24 вересня 2019] : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1929. — Vol. 89. — С. 222—239.(англ.)
  160. Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas [Архівовано 25 лютого 2006 у Wayback Machine.].
  161. Piddington, J. H. (1983).
  162. Взрывной нуклеосинтез. Энциклопедия физики и техники. Архів оригіналу за 18 липня 2020. Процитовано 18 липня 2020. 
  163. Bahcall, John N. (29 червня 2000). How the Sun Shines. Nobel Foundation. Процитовано 30 серпня 2006. 
  164. Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 лютого 2005. Процитовано 10 жовтня 2006. 
  165. Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress. Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. 
  166. Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress. Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. 
  167. Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress. Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. 
  168. Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress. Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. 
  169. 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. 
  170. Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. с. 32–33. ISBN 978-0-387-20089-7. 
  171. Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4. 
  172. Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Процитовано 11 липня 2006. 
  173. R. Q. Huang; K. N. Yu (1998). Stellar Astrophysics. Springer. с. 70. ISBN 978-981-3083-36-3. 
  174. Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4. 
  175. What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006. 
  176. Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Процитовано 4 серпня 2006. 
  177. Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4. 
  178. Simon Newcomb; Edward Singleton Holden (1887). Astronomy for High Schools and Colleges. H. Holt. с. 278. 
  179. (пресреліз).  {{cite press release}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  180. What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006. 
  181. Burlaga, L. F. та ін. (2005). Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields. Science 309 (5743): 2027–2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. PMID 16179471. doi:10.1126/science.1117542. 
  182. Variable star | Pulsating, Light Curve, Magnitude | Britannica. www.britannica.com (англ.). Процитовано 22 листопада 2023. 
  183. а б в GCVS Introduction. www.sai.msu.su. Процитовано 22 листопада 2023. 
  184. Li, Weidong; Filippenko, Alexei V.; Chornock, Ryan; Berger, Edo; Berlind, Perry; Calkins, Michael L.; Challis, Peter; Fassnacht, Chris та ін. (2003-04). SN 2002cx: The Most Peculiar Known Type Ia Supernova. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.) 115 (806). с. 453–473. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/374200. Процитовано 22 листопада 2023.  {{cite news}}: рекомендується |displayauthors= (довідка)
  185. 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.) 101. с. 999. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/132566. Процитовано 22 листопада 2023. 
  186. Nowakowski, Tomasz; Phys.org. Nearly 300 variable stars detected with Kepler spacecraft. phys.org (англ.). Процитовано 22 листопада 2023. 
  187. (рос.) Астронет > Двойные звёзды (физические двойные) [Архівовано 6 березня 2012 у Wayback Machine.]
  188. (рос.) Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии [Архівовано 14 листопада 2011 у Wayback Machine.]
  189. а б Star catalog (англ.). Encyclopedia Britannica. 
  190. David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020. 
  191. David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020. 
  192. Dinwiddie, Robert, ред. (2012). Stars and planets. DK Smithsonian nature guide (вид. 1. American ed). New York: DK. ISBN 978-0-7566-9040-3. 
  193. Берёзкин, Юрий Евгеньевич (2017). Народження зоряного неба: уявлення про нічні світила в історичній динаміці. 
  194. The Milky Way Galaxy. web.archive.org. 12 травня 2007. Процитовано 22 листопада 2023. 
  195. Martin, Pierre-Yves (1995). Catalogue of Exoplanets. exoplanet.eu (англ.). Процитовано 22 листопада 2023. 
  196. 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. 
  197. NASA's Kepler Telescope Discovers First Earth-Size Planet in 'Habitable Zone' - NASA (амер.). Процитовано 22 листопада 2023. 
  198. A Mass Classification for both Solar and Extrasolar Planets - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo. web.archive.org. 25 січня 2012. Процитовано 22 листопада 2023. 
  199. published, Charles Q. Choi (15 лютого 2010). Out There: A Strange Zoo of Other Worlds. Space.com (англ.). Процитовано 22 листопада 2023. 
  200. Guinness World Records. Shortest orbital period for a planet. guinnessworldrecords.com (англійською). 
  201. 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. 
  202. 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 767 (1). с. L8. ISSN 2041-8205. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L8. Процитовано 22 листопада 2023. 
  203. Cruz, Maria; Coontz, Robert (3 травня 2013). Alien Worlds Galore. Science (англ.) 340 (6132). с. 565–565. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.340.6132.565. Процитовано 22 листопада 2023. 
  204. 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. 
  205. Space and ExoPlanets. IMDb. Процитовано 22 листопада 2023. 
  206. Dyson Sphere Program у Steam. store.steampowered.com (укр.). Steam. січень 2021. Процитовано 22 листопада 2023. 
  207. "DYSON SPHERE PROGRAM SELLS OVER 200,000 COPIES IN LESS THAN A WEEK" - Games Press. www.gamespress.com. Процитовано 22 листопада 2023. 

Література ред.

  Зовнішні відеофайли
  1. Чому ми бачимо зірки такими (з гострячками) // Канал «Цікава наука» на YouTube, 1 грудня 2020.