Zvezdy

Soderzhanie:

1. Vvedenie
2. Dannye nablyudenii
3. Vnutrennee stroenie zvezd
4. Yadernye reakcii i evolyuciya zvezd
5. Neobychnye (pekulyarnye) zvezdy

1. Vvedenie

Z. dazhe v samyi sil'nyi teleskop vidny lish' kak svetyashiesya tochki s razlichnym bleskom i cvetom. Raskryt' prirodu Z. pomogli tochnye fiz. metody issledovaniya i znanie obshih zakonov prirody, deistvuyushih kak v zemnyh, tak i v kosmich. usloviyah. Osn. dannye o sv-vah Z. polucheny iz analiza zvezdnyh spektrov i putem sopostavleniya rezul'tatov nablyudenii s teoretich. raschetami. Spektry dayut svedeniya o sostoyanii vnesh. sloev Z. - ih atmosfer (sm. Atmosfery zvezd). Tak, izuchenie spektrov Z. i sravnenie ih so spektrom Solnca pozvolili sdelat' vyvod, chto Solnce - obychnaya Z., tol'ko samaya blizkaya k nam. O vnutr. stroenii Z. poka mozhno sudit' tol'ko po rezul'tatam teoretich. raschetov i ih sopostavleniyu s dannymi nablyudenii.

V Z. sosredotochena osn. massa vidimogo veshestva galaktik. Z. - moshnye istochniki energii. V chastnosti, zhizn' na Zemle obyazana svoim sushestvovaniem energii izlucheniya Solnca. Veshestvo Z. nahoditsya v inom sostoyanii, chem veshestvo v privychnyh dlya nas zemnyh usloviyah. Elektrony u poverhnosti Z. chastichno, a v nedrah ee polnost'yu otorvany ot atomov, t. e. veshestvo Z. predstavlyaet soboi plazmu. V bol'shinstve Z. plazma otlichaetsya ot obychnogo ideal'nogo gaza tol'ko el.-magn. sv-vami. Na pozdnih stadiyah razvitiya Z. (napr., v belyh karlikah) zvezdnoe veshestvo perehodit v sostoyanie vyrozhdennogo gaza, a inogda i neitronnogo veshestva (sm. Neitronnye zvezdy).

Z. v kosmich. prostranstve ne raspredeleny ravnomerno, oni obrazuyut zvezdnye sistemy. K nim otnosyatsya kratnye Z., skopleniya i galaktiki. Samye malye sistemy - kratnye Z. (dvoinye zvezdy, troinye i t. d.). Bolee krupnye sistemy, soderzhashie ot nesk. desyatkov Z. do millionov, naz. zvezdnymi skopleniyami. Razlichayut sharovye i rasseyannye zvezdnye skopleniya. V sharovyh zvezdnyh skopleniyah prostranstvennaya koncentraciya Z. rezko uvelichivaetsya k centru skopleniya (obshee chislo ih v skoplenii mozhet dostigat' nesk. millionov). Rasseyannye skopleniya soderzhat chasto vsego lish' nesk. desyatkov ili soten Z. Primerom rasseyannogo skopleniya mogut sluzhit' vidimye nevooruzhennym glazom Pleyady.

Osn. strukturnymi edinicami vo Vselennoi yavl. grandioznye zvezdnye sistemy - galaktiki, k nim prinadlezhit i nasha Galaktika, v k-roi nahoditsya Solnce. Galaktika soderzhit ~150-200 mlrd. Z. Osn. kolichestvo ih zaklyucheno v ob'eme linzovidnoi formy poperechnikom ok. 30 kpk i tolshinoi central'noi chasti ok. 4 kpk. Solnechnaya sistema nahoditsya v ploskosti Galaktiki blizhe k ee krayu, poetomu dlya zemnogo nablyudatelya bol'shinstvo Z. raspolozheno na nebe sravnitel'no uzkoi polosoi (Mlechnyi Put', ris. 1). Dlya udobstva orientirovaniya nebesnaya sfera razdelena na 88 chastei - sozvezdii. Otdel'nye Z. v sozvezdiyah oboznachayut bukvami grecheskogo i latinskogo alfavitov ili sochetaniem bukv i cifr soglasno sistemam oboznachenii, prinyatym v razlichnyh zvezdnyh katalogah (sm. Katalogi astronomicheskie). Bol'shinstvo Z. nahoditsya v stacionarnom sostoyanii, t. e. izmenenii ih fiz. harakteristik ne nablyudaetsya. Eto otvechaet sostoyaniyu ravnovesiya. Odnako nablyudeniya pokazyvayut, chto sushestvuyut i takie Z., sv-va k-ryh menyayutsya vidimym obrazom. Ih naz. peremennymi Z. i nestacionarnymi Z. S teoretich. tochki zreniya peremennost' i nestacionarnost' - proyavleniya neustoichivosti sostoyaniya ravnovesiya Z. Peremennye zvezdy nek-ryh tipov izmenyayut svoe sostoyanie regulyarnym ili neregulyarnym obrazom. Sleduet otmetit' Z., v k-ryh nepreryvno ili vremya ot vremeni proishodyat vspyshki, v chastnosti novye zvezdy. Pri vspyshkah (vzryvah) t. n. sverhnovyh zvezd veshestvo Z. v nek-ryh sluchayah mozhet byt' polnost'yu rasseyano v prostranstve.

Ris. 1. Raspredelenie na nebosvode zvezd do 8-i zvezdnoi velichiny. Otchetlivo vydelyaetsya Mlechnyi Put' - koncentraciya zvezd k ploskosti Galaktiki. Ukazany galakticheskie shiroty i dolgoty. Vnizu sleva - shkala zvezdnyh velichin.

2. Dannye nablyudenii

Osnovnye ponyatiya i opredeleniya. Neobhodimo razlichat' kazhushiesya, ili vidimye, harakteristiki Z. i istinnye, ili absolyutnye, ih parametry. Vidimye harakteristiki zavisyat kak ot sv-v samoi Z., tak i ot rasstoyaniya do nee, a takzhe ot metodov i priborov, k-rymi vedetsya nablyudenie. Vazhneishei vidimoi harakteristikoi sluzhit blesk Z. Ego prinyato vyrazhat' v logarifmich. shkale zvezdnyh velichin. Po tradicii zvezdnye velichiny opredelyayutsya tak, chto chem yarche Z., tem men'she ee zvezdnaya velichina.

Z. otlichayutsya drug ot druga po spektr, sostavu izlucheniya, poetomu zvezdnaya velichina zavisit ot spektr. chuvstvitel'nosti metoda izmereniya.

V sovr. mnogocvetnoi astrofotometrii Z. vydelyayut polosy v ul'trafioletovoi (U), sinei (V), vizual'noi (V), a inogda eshe v krasnoi (R) i infrakrasnoi (I) oblastyah spektra. Raznost' zvezdnyh velichin v sosednih oblastyah spektra naz. pokazatelem cveta. Eto kolichestvennaya mera cveta zvezd. Chem krasnee Z., tem bol'she pokazatel' cveta i tem nizhe temp-ra poverhnosti Z. Esli odinakovye Z. nahodyatsya na raznyh rasstoyaniyah ot nas, to chem blizhe Z., tem ona kazhetsya yarche (tem bol'she sozdavaemaya eyu osveshennost' u poverhnosti Zemli). Osveshennosti pri etom obratno proporcional'ny kvadratam rasstoyanii. Polnuyu moshnost' izlucheniya (svetimost') Z. mozhno uznat' tol'ko v tom sluchae, esli krome osveshennosti izvestno eshe i rasstoyanie do Z. Umnozhaya osveshennosti na kvadraty rasstoyanii do Z., poluchayut znacheniya, proporcional'nye ih svetimostyam.

Esli rasstoyanie do Z. neizvestno, to ee svetimost' ocenivayut po priblizhennym empirich. zavisimostyam. Tak, raznosti intensivnostei nek-ryh spektr. linii, a takzhe periody pul'sacii peremennyh Z. tipa cefeid zavisyat ot svetimosti. Eto takzhe pozvolyaet naiti rasstoyanie do Z. po osveshennosti, sozdavaemoi Z., i ee svetimosti. Esli ishodyat iz spektrov, to takoi kosvennyi metod opredeleniya rasstoyanii do Z. naz. metodom spektr. parallaksov (sm. Rasstoyaniya do kosmicheskih ob'ektov).

Empiricheskaya klassifikaciya Z. Vazhneishuyu informaciyu o sv-vah Z. dayut ih spektry. Sootvetstvenno, vazhneishee znachenie v astrofizike imeet spektr, klassifikaciya Z. Spektral'nye klassy ustanovleny empiricheski po celomu ryadu harakternyh osobennostei spektra Z. V pervuyu ochered' spektr, klassy harakterizuyut temp-ru poverhnosti Z., ot k-roi v osnovnom zavisyat vozbuzhdenie i ionizaciya atomov, t. e. faktory, opredelyayushie nalichie teh ili inyh linii v zvezdnyh spektrah. Klassy oboznachayutsya po tradicii zaglavnymi latinskimi bukvami, raspolozhennymi ne v alfavitnom poryadke. Razlichayut osnovnye i pobochnye spektr, klassy. Osn. klassy O, V, A, F, G, K, M raspolozheny v poryadke ponizheniya temperatury poverhnosti Z. Pobochnye klassy V, N, S otlichayutsya ne temp-roi, a osobennostyami spektra, k-rye mogut zaviset' libo ot him. sostava, libo ot uslovii ionizacii v atmosferah Z. Podavlyayushee bol'shinstvo Z. otnositsya k osnovnym spektr, klassam. Samye goryachie Z. (golubye po cvetu) otnosyatsya k klassu O, a samye holodnye (krasnye) - k klassu M.

Krome spektr, klassifikacii sushestvuet klassifikaciya Z. po svetimosti. Prosteishii vid etoi klassifikacii zaklyuchaetsya v razdelenii Z. na giganty i karliki. Pri bolee podrobnoi klassifikacii vydelyayut sverhgiganty, subgiganty, subkarliki i t. d. Eti podrazdeleniya obrazuyut posledovatel'nosti Z. na Gercshprunga - Ressella diagramme. Bol'shinstvo Z. na etoi diagramme obrazuet t. n. glavnuyu posledovatel'nost', ili vetv' karlikov. Na glavnoi posledovatel'nosti nahoditsya i nashe Solnce.

Parametry zvezd. Osn. parametry Z.- svetimost' L, massa , i radius R. Ih chislennye znacheniya prinyato vyrazhat' sootvetstvenno v edinicah solnechnoi svetimosti (L = 3,8610³³ erg/s), solnechnoi massy ( = 1,9910³³ g) i solnechnogo radiusa (R = 6,9610¹⁰ sm).

Esli by vse Z. imeli odinakovyi him. sostav, to ih svetimost' i radius byli by odnoznachnymi funkciyami massy Z. (teorema Ressella - Fogta). V deistvitel'nosti, po mere protekaniya yadernyh reakcii v nedrah Z., menyaetsya ne tol'ko obshii him. sostav, no i raspredelenie him. elementov vnutri Z. Na pozdnih stadiyah evolyucii Z. imeyut slozhnuyu (geterogennuyu) strukturu, oni sostoyat iz yadra i obolochek raznogo sostava, na granice mezhdu k-rymi menyayutsya plotnost' i temp-ra. Takova struktura krasnyh i zheltyh gigantov i sverhgigantov. Zavisimosti mezhdu parametrami sostoyaniya razlichny dlya Z. raznogo sostava i struktury. Dlya nahozhdeniya etih zavisimostei znacheniya sootvetstvuyushih parametrov otkladyvayut na osyah pryamougol'noi sistemy koordinat i stroyat t. o. diagrammy sostoyaniya Z. Na etih diagrammah podobnye po sostavu i stroeniyu Z. lezhat vdol' opredelennyh linii i obrazuyut posledovatel'nosti (sm. nizhe).

Ris. 2. Zavisimost' massa () -  svetimost' (L) dlya zvezd (krivaya postroena po usrednennym dannym).

Massy Z. neposredstvenno izvestny tol'ko dlya Solnca i dlya nek-ryh dvoinyh Z. V oboih sluchayah dlya opredeleniya massy ispol'zuyutsya zakony nebesnoi mehaniki (sm. Keplera zakony), upravlyayushie v pervom sluchae dvizheniem planet, vo vtorom - otnositel'nym dvizheniem Z., obrazuyushih dvoinuyu sistemu. Kosvenno massy Z. mozhno ocenit' po sootnosheniyu massa - svetimost' (ris. 2) ili spektru (sm. Massy nebesnyh tel).

Radiusy opredelyayutsya neposredstvenno dlya zatmennyh dvoinyh Z., t. e. sistem, orientirovannyh po otnosheniyu k nam tak, chto odna Z. periodicheski zaslonyaet druguyu. Krome togo, dlya nebol'shogo chisla blizkih k nam Z. udalos' opredelit' radiusy metodami obychnoi i spekl-interferometrii (sm. Razmery zvezd).

S osn. parametrami: massoi, radiusom, svetimost'yu - odnoznachno svyazany takie harakteristiki, kak sr. plotnost' Z., potok izlucheniya s edinicy poverhnosti Z., uskorenie sily tyazhesti na poverhnosti Z. Iz-za togo, chto Z. izluchayut ne kak absolyutno chernoe telo, raspredelenie energii v spektre Z. nel'zya opisat' edinoi dlya vseh intervalov dlin voln temperaturoi. Poetomu opredelyaemaya po nablyudaemomu izlucheniyu temp-ra poverhnosti (fotosfery) Z. zavisit ot konkretnogo sposoba ee nahozhdeniya. K osn. parametram sleduet otnesti effektivnuyu temperaturu (T_e) Z., t. e. temp-ru, k-ruyu imela by poverhnost' Z., esli by ona izluchala kak absolyutno chernoe telo toi zhe svetimosti. Potok energii s edinicy poverhnosti svyazan s T_e Stefana - Bol'cmana zakonom izlucheniya .

Poetomu, znaya svetimost' i radius Z., legko rasschitat' T_e, i naoborot. S drugoi storony, T_e mozhet byt' opredelena po spektr. klassu. Poetomu mozhno schitat', chto spektr, klassifikaciya Z. (dlya osn. klassov) est' klassifikaciya po effektivnym temp-ram.

Usrednennye harakteristiki Z. osn. spektr, klassov privedeny v tabl. 1. V tabl. 2 ukazany svoistva otdel'nyh, naibolee yarkih ili blizkih k nam Z.

V tabl. 1 i 2 ispol'zovany sleduyushie oboznacheniya: Sp - spektral'nyi klass (rimskie cifry - svetimosti klassy), M_b, - abs. bolometricheskaya zvezdnaya velichina, T_e - effektivnaya temp-ra; , L i R - sootvetstvenno massa, svetimost' i radius Z. v solnechnyh edinicah, t_gp - vremya zhizni Z. na glavnoi posledovatel'nosti.

Tabl. 1.- Usrednennye harakteristiki zvezd osnovnyh spektral'nyh klassov, nahodyashihsya na glavnoi posledovatel'nosti (arabskie cifry - desyatichnye podrazdeleniya vnutri klassa)

Sp	Mb				Te, K	tgp, let
O5	-10.1	60	790000	14	44000	3*106
B0	-7.1	16	52000	7.4	30000	107
B5	-2.7	7	830	3.9	15400	3*107
A0	+0.3	3	54	2.4	12500	2*108
A5	+1.7	2	14	1.7	8200	6*108
F0	+2.6	1.8	6.5	1.5	7200	2*109
F5	+3.4	1.5	3.2	1.4	6400	3*109
G0	+4.2	1.05	1.5	1.1	6000	5*109
G5	+4.9	0.92	0.8	0.92	5800	1.2*1010
K0	+5.6	0.78	0.4	0.85	5200	1.5*1010
K5	+6.7	0.69	0.15	0.72	4400	2*1010
M0	+7.4	0.51	0.08	0.60	3800	5*1010
M5	+9.6	0.2	0.01	0.27	3200	2*1011
M8	+11.9	0.1	0.001	0.11	2600	1012

Tabl. 2.- Harakteristiki naibolee yarkih ili blizkih k nam zvezd

Zvezda	Sp	Mb
Sirius A	A1 V	+0.79	2.2	22.4	1.8
Procion A	F5 IV-V	+2.59	1.7	6.7	1.7
Solnce	G2 V	+4.72	1.00	1.00	1.0
a Kentavra A	G2 V	+4.39	1.02	1.3	1.23
a Kentavra V	K5 V	+6.16	0.89	0.27	0.87
Kryuger 60V	M6	+11.4	0.15	0.007	0.40

3. Vnutrennee stroenie zvezd

Vysokaya svetimost' Z., podderzhivaemaya v techenie dlitel'nogo vremeni, svidetel'stvuet o vydelenii v nih ogromnyh kolichestv energii. Sovr. fizika ukazyvaet dva vozmozhnyh istochnika energii Z.- gravitac. szhatie, privodyashee k vydeleniyu gravitacionnoi. energii, i termoyadernye reakcii, v rezul'tate k-ryh iz yader legkih elementov sinteziruyutsya yadra bolee tyazhelyh elementov i vydelyaetsya bol'shoe kolichestvo energii.

Energii gravitac. szhatiya, kak pokazyvayut raschety, bylo by dostatochno dlya podderzhaniya svetimosti Solnca v techenie vsego lish' 30 mln. let, v to vremya kak iz geologicheskih i dr. dannyh sleduet, chto svetimost' Solnca ostavalas' primerno postoyannoi v techenie milliardov let. Gravitac. szhatie mozhet sluzhit' istochnikom energii lish' dlya ochen' molodyh Z. (napr., tipa T Tel'ca). S drugoi storony, termoyadernye reakcii protekayut s dostatochnoi skorost'yu lish' pri temp-rah, v tysyachi raz prevyshayushih temp-ru poverhnosti Z. Tak, dlya Solnca temp-ra, pri k-roi termoyadernye reakcii mogut vydelyat' neobhodimoe kolichestvo energii, sostavlyaet po razlichnym raschetam ot 12 do 15 mln. K. V nedrah Z. pri temp-rah > 10⁷ K i ogromnyh plotnostyah gaz obladaet davleniem v milliardy atmosfer. V etih usloviyah Z. mozhet nahodit'sya v stacionarnom sostoyanii lish' blagodarya tomu, chto v kazhdom ee sloe vnutr. davlenie gaza uravnoveshivaetsya deistviem sil tyagoteniya. Takoe sostoyanie naz. gidrostaticheskim ravnovesiem. Sledovatel'no, stacionarnaya Z. predstavlyaet soboi gazovyi (tochnee, plazmennyi) shar, nahodyashiisya v sostoyanii gidrostatich. ravnovesiya. Esli vnutri Z. temp-ra po k.-l. prichine povysitsya, Z. dolzhna razdut'sya, t. k. vozrastet davlenie v ee nedrah. Sily tyagoteniya ne smogut predotvratit' rasshireniya Z., t. k. u poverhnosti rasshiryayusheisya Z. oni ne uvelichatsya, a naoborot, umen'shatsya (sila tyagoteniya ubyvaet obratno proporcional'no kvadratu rasstoyaniya). Otsyuda vytekaet, chto dlya sohraneniya gidrostatich. ravnovesiya Z. s bol'shei temp-roi pri prochih ravnyh usloviyah dolzhny imet' men'shie razmery. Zavisimost' mezhdu razmerami Z. opredelennogo him. sostava i temp-roi v ee nedrah mozhno sformulirovat' tak: temp-ra T v centre Z. proporcional'na otnosheniyu massy Z. k ee radiusu R, t. e. . Zdes' sleduet srazu sdelat' ogovorku: vse skazannoe otnositsya k himicheski odnorodnym (gomogennym) zvezdnym modelyam. V takih modelyah plotnost' veshestva plavno menyaetsya po radiusu. No eti modeli ne sootvetstvuyut, napr., stroeniyu t. n. krasnyh gigantov, sostoyashih iz plotnogo goryachego yadra (gelievogo ili uglerodno-kislorodnogo) i protyazhennoi sravnitel'no holodnoi razrezhennoi obolochki. Dlya krasnyh gigantov byli predlozheny geterogennye (himicheski neodnorodnye) modeli, v k-ryh plotnost' rezko padaet pri perehode ot yadra k obolochke. No dlya gromadnogo bol'shinstva Z. vpolne prigodny gomogennye modeli. Takie Z. naz. zvezdami glavnoi posledovatel'nosti, k nim otnositsya i nashe Solnce.

Sushestvuet eshe odna osobennost', svyazannaya s gidrostatich. ravnovesiem Z. Okazyvaetsya, chto dlya nagreva Z. ot nee nuzhno otbirat' energiyu, a ne podvodit', kak pri nagreve tel v zemnyh usloviyah. Deistvitel'no, esli Z. otdaet svoyu energiyu naruzhu, to temp-ra i davlenie v nei umen'shayutsya. Sily tyagoteniya, ne uravnoveshennye vnutr. davleniem, budut szhimat' Z. i sovershat' rabotu, prevrashayushuyusya v teplotu. Rabota sily tyagoteniya pri szhatii okazyvaetsya vdvoe bol'she, chem otvod energii naruzhu, t. k. gravitac. energiya Z. vdvoe bol'she energii teplovogo dvizheniya chastic gaza (sm. Viriala teorema), i Z. nagrevaetsya, hotya i teryaet energiyu. Naoborot, pri podvode energii k nahodyasheisya v ravnovesii Z. ona rasshiritsya i, sovershiv rabotu protiv sil tyagoteniya, ohladitsya. Eti vyvody inogda formuliruyut tak: Z., nahodyashayasya v gidrostatich. ravnovesii, obladaet otricatel'noi teploemkost'yu.

Stacionarnoe sostoyanie Z. harakterizuetsya ne tol'ko mehanicheskim, no i teplovym ravnovesiem. Teplovoe ravnovesie oznachaet, chto processy vydeleniya energii v nedrah Z., processy teplootvoda energii iz nedr k poverhnosti i processy izlucheniya energii s poverhnosti dolzhny byt' sbalansirovany. Kazalos' by, pri teplovom ravnovesii kolichestvo energii, izluchaemoi Z. v edinicu vremeni (svetimost' Z.), dolzhno zaviset' tol'ko ot intensivnosti yadernyh reakcii, "vyrabatyvayushih" etu energiyu. Odnako teoriya pokazyvaet, chto svetimost' slabo zavisit ot skorosti vydeleniya energii i opredelyaetsya v osnovnom zakonom teplootvoda. Zdes' vnov' proyavlyaetsya odin iz paradoksov gidrostatich. ravnovesiya. Esli teplootvod prevysit teplovydelenie, to Z., kak uzhe bylo skazano vyshe, nachnet szhimat'sya i razogrevat'sya. Eto privedet k uskoreniyu yadernyh reakcii, i teplovoi balans budet vnov' vosstanovlen. Zvezda okazyvaetsya v etom smysle ustoichivoi samoreguliruyusheisya sistemoi.

Perenos energii iz central'noi zony, gde ona vydelyaetsya, k poverhnosti Z. u gromadnogo bol'shinstva Z. osushestvlyaetsya izlucheniem. Pri etom teplovoe ravnovesie svoditsya k luchistomu ravnovesiyu. V bolee vneshnih sloyah zheltyh i krasnyh Z. perenos osushestvlyaetsya konvekciei. Tol'ko v belyh karlikah sushestvennuyu rol' igraet elektronnaya teploprovodnost' (perenos energii elektronami). Na svoem puti izluchenie podvergaetsya mnogokratnomu rasseyaniyu bez izmeneniya chastoty, a takzhe poglosheniyu s posleduyushim ispuskaniem (pereizlucheniyu, sm. Atmosfery zvezd). Raschet potoka energii v Z. osnovyvaetsya na teorii luchistogo perenosa. Potok okazyvaetsya proporcional'nym perepadu temp-ry na edinice dliny (gradientu temp-ry), krome togo, potok sil'no zavisit ot temp-ry. Pri nizkih plotnostyah i vysokih temp-rah, kogda osn. rol' igraet rasseyanie izlucheniya na svobodnyh elektronah, potok proporcionalen kubu temp-ry (T³) i obratno proporcionalen plotnosti. S ponizheniem temp-ry i povysheniem plotnosti, kogda v igru vstupayut processy pereizlucheniya, zavisimost' potoka ot temperatury i plotnosti stanovitsya eshe bolee sil'noi.

Dlya Z., sostoyashih tol'ko iz vodoroda i geliya, processy luchistoi teploprovodnosti rasschityvayutsya sravnitel'no prosto i nadezhno. Polozhenie uslozhnyaetsya pri nalichii tyazhelyh atomov, poskol'ku luchistyi perenos sil'no zavisit ot him. sostava sredy.

Itak, svetimost' himicheski odnorodnoi Z. pri dannoi masse opredelyaetsya v osnovnom zakonom teplootvoda. Esli teplootvod opredelyaetsya tol'ko rasseyaniem na svobodnyh elektronah, a davlenie - radiaciei (sm. Davlenie izlucheniya), to zavisimost' svetimosti ot massy imeet naiprosteishii vid: . Esli zhe davlenie opredelyaetsya goryachei plazmoi, to i sovsem ne zavisit ot radiusa R. V drugom predel'nom sluchae, kogda pereizluchenie gorazdo sushestvennee rasseyaniya, . Chem bol'she massa Z., tem sushestvennee rol' rasseyaniya v sravnenii s poglosheniem, t. e. s pereizlucheniem. No sootnoshenie etih processov zavisit, kak bylo otmecheno, ves'ma sil'no ot him. sostava veshestva Z. Poetomu ne sushestvuet edinogo sootnosheniya massa - svetimost' dlya vseh Z. Imeetsya ryad takih sootnoshenii dlya grupp Z., blizkih po him. sostavu, a takzhe dlya himicheski odnorodnyh i neodnorodnyh Z.

Vazhneishee obshee sv-vo sootnosheniya massa - svetimost' zaklyuchaetsya v tom, chto svetimost' Z.(za isklyucheniem samyh massivnyh) proporcional'na masse v stepeni, prevyshayushei edinicu. Zapas zhe yadernoi energii v Z. prosto proporcionalen masse. Sledovatel'no, chem bol'she massa Z., tem bystree ona dolzhna izrashodovat' svoi vnutr. istochniki energii. Sroki evolyucii tem men'she, chem bol'she massy Z. Dlya naibolee massivnyh Z. . Vremya zhizni takih Z. po mere uvelicheniya ih massy perestaet umen'shat'sya i stremitsya k opredelennoi velichine 3,5 mln. let, ochen' maloi po kosmich. masshtabam.

T. o., Z. s bol'shimi svetimostyami - eto libo molodye Z. (golubye giganty klassa O), libo Z., nedavno vstupivshie v tu ili inuyu stadiyu evolyucii (krasnye sverhgiganty).

Rassmotrennyi vyshe mehanizm samoregulirovaniya opredelyaet radius Z. Radius dolzhen byt' takim, chtoby bliz centra Z. byli obespecheny temperatura i plotnost', dostatochnye dlya vydeleniya v yadernyh reakciyah energii, trebuemoi zavisimost'yu massa - svetimost'. T. o., zavisimost' massa - radius opredelyaetsya zakonom teplovydeleniya. Pri ochen' sil'noi zavisimosti teplovydeleniya ot temp-ry Z. ee radius proporcionalen masse, chto otvechaet postoyannoi temp-re T_c v centre Z. (v etom sluchae T_c zavisit tol'ko ot him. sostava Z.).

Radiusy izvestny iz pryamyh izmerenii tol'ko dlya nemnogih Z. Sravnenie radiusov himicheski odnorodnyh modelei Z. glavnoi posledovatel'nosti s izmerennymi radiusami Z. pokazyvaet horoshee soglasie.

Radiusy bol'shinstva Z. nahodyat kosvennym putem po svetimosti i effektivnoi temp-re, k-raya odnoznachno svyazana so spektr, klassom ili pokazatelem cveta. Massy izvestny tol'ko dlya Solnca i ryada dvoinyh Z. Poetomu udobno isklyuchit' massu iz dvuh rassmotrennyh sootnoshenii i pereiti ot radiusa k neposredstvenno nablyudaemym velichinam: effektivnoi temp-re ili pokazatelyu cveta. Tak poluchayutsya vazhneishie zavisimosti: cvet - svetimost', esli za nezavisimuyu peremennuyu beretsya pokazatel' cveta, i diagramma Gercshprunga - Ressella (d.G. - R.), esli pol'zuyutsya effektivnoi temp-roi T_e. Obychno T_e zamenyayut spektr, klassom Z., t. k. kazhdomu klassu otvechaet opredelennaya T_e, a svetimost' - abs. zvezdnoi velichinoi, k-raya proporcional'na logarifmu svetimosti. Postroennuyu takim obrazom d. G. - R. (ris. 3, a) primenyayut dlya sravneniya vyvodov teorii evolyucii Z. s nablyudaemymi faktami.

Ot levogo verhnego do pravogo nizhnego ugla d. G.-R. prohodit glavnaya posledovatel'nost', na k-roi nahoditsya bol'shinstvo Z. ploskoi sostavlyayushei Galaktiki, nizhe ee raspolagayutsya belye karliki. Vyshe glavnoi posledovatel'nosti lezhat kak molodye Z., nahodyashiesya v stadii gravitac. szhatiya, tak i Z., daleko prodvinuvshiesya po svoemu evolyucionnomu puti - krasnye i zheltye giganty, sverhgiganty.

Otnositel'nuyu rasprostranennost' Z. raznyh tipov v Galaktike mozhno oharakterizovat' tak: na 10 mln. krasnyh karlikov prihoditsya ok. 1 mln. belyh karlikov, primerno 1000 gigantov i tol'ko odna Z.-sverhgigant. V sravnitel'no molodyh zvezdnyh sistemah glavnaya posledovatel'nost' vyrazhena eshe yarche. U Z. sfericheskoi sostavlyayushei Galaktiki verhnyaya chast' glavnoi posledovatel'nosti otsutstvuet, zato rezko vyrazheny vetvi krasnyh i zheltyh gigantov (ris. 3, b). Eti osobennosti d. G.-R. rassmotreny v st. Evolyuciya zvezd.

Ris. 3. Diagramma Gercshprunga - Ressella (po dannym nablyudenii): a) dlya zvezd ploskoi podsistemy Galaktiki;
6) dlya zvezd sharovyh skoplenii, tipichnyh predstavitelei zvezd sfericheskoi podsistemy.

4. Yadernye reakcii i evolyuciya zvezd

V ploskih podsistemah galaktik process zvezdoobrazovaniya prodolzhaetsya nepreryvno, on proishodit i v nastoyashee vremya. Na eto ukazyvaet, napr., sushestvovanie Z.-gigantov i sverhgigantov vysokoi svetimosti, u k-ryh sroki istosheniya vnutrennih istochnikov energii s kosmologich. tochki zreniya ochen' maly (poryadka 4-6 mln. let).

K molodym Z. otnosyatsya takzhe Z. tipa T Tel'ca, kotorye nahodyatsya eshe v stadii pervonachal'nogo gravitac. szhatiya. Temp-ra v centre takih Z. nedostatochna dlya protekaniya yadernyh reakcii, i svechenie proishodit tol'ko za schet prevrasheniya gravitacionnoi energii v teplotu. Z., rozhdayushiesya v ploskih podsistemah galaktik, bogatyh mezhzvezdnym gazom i pyl'yu, otnosyatsya ko vtoromu pokoleniyu. Materialom dlya ih obrazovaniya posluzhili produkty vzryvov Z. pervogo pokoleniya, k-rye vhodili v sferich. podsistemy galaktik i obrazovalis' pri formirovanii galaktik. T. o., razdelenie Z. na naseleniya ploskoi i sferich. podsistem galaktik imeet glubokii evolyucionnyi smysl.

Gravitac. szhatie - pervyi etap evolyucii Z.- privodit k razogrevu central'noi zony Z. do temp-ry "vklyucheniya" termoyadernoi reakcii prevrasheniya vodoroda v gelii (~10-15 mln. K). Prevrashenie soprovozhdaetsya bol'shim vydeleniem energii. V nedrah Z. glavnoi posledovatel'nosti vozmozhny dva tipa termoyadernyh reakcii vodoroda, t. n. vodorodnyi cikl (proton - protonnaya cepochka) i uglerodnyi cikl. V pervom sluchae dlya protekaniya reakcii trebuetsya tol'ko vodorod, vo vtorom neobhodimo eshe i nalichie ugleroda, sluzhashego katalizatorom. Vklad vodorodnogo i uglerodnogo ciklov v energetiku Z. zavisit kak ot temp-ry, tak i ot soderzhaniya ugleroda v ee central'noi zone.

Sopostavlenie teoretich. modelei s nablyudaemymi parametrami Z. pozvolyaet sdelat' vyvod, chto u Z. glavnoi posledovatel'nosti istochnikami energii yavl. vodorodnye termoyadernye reakcii v central'noi zone. Vodorod - glavnaya sostavnaya chast' kosmich. veshestva i vazhneishii vid yadernogo goryuchego v Z. Zapasy ego v Z. ochen' veliki, tak chto Z.-karliki ostayutsya na glavnoi posledovatel'nosti ochen' dolgie sroki, izmeryaemye milliardami let. Pri etom, poka v central'noi zone ves' vodorod ne vygorel, sv-va Z. i polozhenie ee na glavnoi posledovatel'nosti menyayutsya malo.

Posle vygoraniya vodoroda v central'noi zone u Z. obrazuetsya gelievoe yadro. Vodorodnye termoyadernye reakcii prodolzhayut protekat', no lish' v tonkom sloe bliz poverhnosti etogo yadra. Struktura Z. na etoi stadii opisyvaetsya modelyami so sloevym istochnikom energii. Vygorevshee yadro nachinaet szhimat'sya, a vnesh. obolochka - rasshiryat'sya. Dlya Z. s massoi eto proishodit, kogda massa gelievogo yadra dostigaet 0,4 . Na granice mezhdu yadrom i obolochkoi voznikaet skachok plotnosti, t. e. Z. prinimaet geterogennuyu strukturu. Obolochka razbuhaet do kolossal'nyh razmerov. Iz-za gromadnoi vnesh. poverhnosti Z. ee effektivnaya temp-ra stanovitsya nizkoi, i Z. perehodit v stadiyu krasnogo giganta (ris. 4). 

Ris.4. Evolyucionnyi put' zvezdy s massoi

Szhatie gelievogo yadra Z. privodit k povysheniyu ego temperatury. Dlya geterogennyh Z. harakterna nizkaya vnesh., no ochen' vysokaya vnutr. temperatura.

S povysheniem vnutr. temp-ry v termoyadernye reakcii vklyuchayutsya vse bolee tyazhelye yadra. Eti reakcii imeyut znachenie ne tol'ko kak istochniki energii Z., no i kak puti sinteza him. elementov. Posle vodorodnyh reakcii sleduyushei stadiei yavl. gelievye reakcii, oni nachinayutsya pri temp-rah svyshe 150 mln. K. Dva yadra geliya mogut obrazovat' tol'ko neustoichivoe yadro berilliya ⁸Be, k-roe ochen' bystro raspadaetsya (primerno za 10^-15 s). Za stol' maloe vremya sushestvovaniya yadro ⁸Be vse zhe mozhet zahvatit' eshe odno yadro geliya i obrazovat' v rezul'tate ustoichivoe yadro ¹²S. Etot process osushestvim lish' blagodarya tomu, chto yadro ¹²S imeet vozbuzhdennyi uroven' s energiei »7,6 MeV, blizkoi k energii ishodnoi sistemy yader ⁸Be i ⁴Ne. Na sleduyushem etape v rezul'tate sliyaniya yader ¹²S i ⁴Ne obrazuetsya yadro ¹⁶O. V svoyu ochered' kislorod, prisoedinyaya ⁴Ne, obrazuet yadro ²⁰Ne i t. d. Sleduet otmetit', chto sintez ocherednogo bolee tyazhelogo yadra s uchastiem yader geliya (a-chastic) trebuet vse bolee i bolee vysokih energii, poskol'ku s uvelicheniem poryadkovogo nomera elementa vozrastaet energetich. bar'er, k-ryi dolzhna preodolet' a-chastica. Eto snizhaet veroyatnost' obrazovaniya tyazhelyh yader. Krome togo, koncentraciya yader, obrazovavshihsya v rezul'tate reakcii s uchastiem a-chastic, zavisit ot koncentracii yader-predshestvennikov. Poetomu rasprostranennost' yader "gelievogo ryada" umen'shaetsya s rostom massovogo chisla.

Teoretich. issledovanie evolyucii Z. na stadiyah obrazovaniya atomnyh yader, bolee tyazhelyh, chem ²⁰Ne, ²⁴Mg, predstavlyaet ochen' slozhnuyu problemu ne tol'ko v silu slozhnosti i mnogoobraziya yadernyh reakcii, no i iz-za posledovatel'nogo uslozhneniya struktury Z.

Hod evolyucii na etih stadiyah izvesten ne stol'ko iz teoretich. raschetov, skol'ko iz analiza eksperimental'no poluchennyh diagramm cvet - svetimost' sharovyh skoplenii, Z. k-ryh daleko proevolyucionirovali. Odnako dlya massivnyh Z. raschety vozmozhnyh putei evolyucii byli vypolneny vplot' do stadii, neposredstvenno predshestvuyushih vzryvu sverhnovyh zvezd. K etomu momentu polnost'yu istoshayutsya vnutr. termoyadernye istochniki energii, i dal'neishaya sud'ba Z. zavisit ot ee massy. Pri masse <1,4  Z. perehodit v stacionarnoe sostoyanie s ochen' bol'shoi plotnost'yu (otmetim, chto rech' idet o konechnoi masse Z., svyaz' ee s nachal'noi massoi ne vpolne opredelena iz-za poter' veshestva na predshestvuyushih stadiyah evolyucii). Takie Z. naz. belymi karlikami. V nih elektrony obrazuyut vyrozhdennyi gaz, davlenie k-rogo, nezavisyashee ot temperatury, uravnoveshivaet sily tyagoteniya. Malaya svetimost' etih Z. svyazana s rashodom sobstvennyh teplovyh zapasov, kotorye postepenno istoshayutsya, i Z. medlenno ohlazhdayutsya. Molodye belye karliki, okruzhennye ostatkami obolochki, nablyudayutsya kak planetarnye tumannosti. Pri masse, prevoshodyashei 1,4 (predel Chandrasekara), stacionarnoe sostoyanie Z. bez vnutr. istochnikov energii stanovitsya nevozmozhnym, t. k. davlenie ne mozhet uravnovesit' silu tyagoteniya. Teoreticheski konechnym rezul'tatom evolyucii takih Z. dolzhen byt' gravitacionnyi kollaps - neogranichennoe padenie veshestva k centru. V sluchae, kogda ottalkivanie chastic i dr. prichiny vse zhe ostanavlivayut kollaps, proishodit moshnyi vzryv - vspyshka sverhnovoi s vybrosom znachit. chasti veshestva Z. v okruzhayushee prostranstvo. Eto veshestvo ot vzryva sverhnovoi mozhet byt' obnaruzheno kak osobaya gazovaya tumannost' (sm. Ostatki vspyshek sverhnovyh, Krabovidnaya tumannost'). Chast' massy vzorvavsheisya Z. mozhet ostat'sya v vide sverhplotnogo tela - neitronnoi zvezdy ili chernoi dyry. Otkrytye v 1967 g. novye ob'ekty - pul'sary otozhdestvlyayutsya s teoreticheski predskazannymi neitronnymi Z.

Nakonec, esli konechnaya massa Z. prevyshaet 2-3 , to gravitacionnyi kollaps vedet k obrazovaniyu chernoi dyry.

Vspyshki sverhnovyh imeyut fundamental'noe znachenie dlya obmena veshestvom mezhdu Z. i mezhzvezdnoi sredoi, dlya obrazovaniya himicheskih elementov (pod vozdeistviem moshnyh potokov neitronov), a takzhe dlya rozhdeniya pervichnyh kosmicheskih luchei.

5. Neobychnye (pekulyarnye) zvezdy 

Peremennye i nestacionarnye Z. Iz Z.s neobychnymi sv-vami naibolee izucheny fiz. peremennye zvezdy, blesk k-ryh menyaetsya regulyarnym ili neregulyarnym obrazom.

Dlya kazhdoi galakticheskoi podsistemy harakterny razlichnye tipy zvezdnoi peremennosti. Tak, korotko-periodicheskie peremennye tipa RR Liry vstrechayutsya tol'ko v sferich. podsistemah, ih inogda i naz. peremennymi tipa sharovyh skoplenii. U peremennyh Z. tipa cefeid sushestvuet zavisimost' mezhdu periodom i svetimost'yu, k-raya imeet ochen' bol'shoe znachenie dlya opredeleniya rasstoyanii do Z. i galaktik.

Mehanizm, obuslovlivayushii nestacionarnost' Z., mozhet byt' razlichnym. Dlya peremennyh Z. tipa cefeid - eto pul'sacii, soprovozhdayushiesya izmeneniem razmerov, plotnosti i temperatury.

Dlya nek-ryh tipov peremennyh Z. nestacionarnye yavleniya svyazany s vyhodom na poverhnost' Z. udarnyh voln, vozbuzhdaemyh, po-vidimomu, turbulentnymi dvizheniyami v ih konvektiv-nyh zonah. Dlya vspyhivayushih Z. vazhnuyu rol' mozhet igrat' el.-magn. aktivnost' v atmosfere Z. (sm. Vspyshki na Solnce). Peremennost' Z. tipa T Tel'ca mozhet sozdavat'sya goryachimi konvektivnymi elementami. Vazhnuyu rol' v ob'yasnenii peremennosti Z. etogo tipa i osobenno Z. tipa FU Oriona (fuorov) mozhet igrat' neustoichivost' akkrecionnogo diska, veroyatno sushestvuyushego okolo etih molodyh Z.

Tol'ko dlya nek-ryh tipov Z. udalos' svyazat' nestacionarnye yavleniya s opredelennymi stadiyami ih evolyucii. Tak obstoit delo s pul'saciyami cefeid, RR Lyr, d Scu, vozbuzhdenie k-ryh svyazano s sushestvovaniem v nih zony nepolnoi ionizacii geliya (sm. Pul'sacii). Ta zhe prichina, veroyatno, vyzyvaet pul'sacii "holodnyh" Z. tipa Miry Kita. Z. etogo tipa bystro teryayut veshestvo, prevrashayas' v belye karliki. Sredi goryachih Z. takzhe naideny Z., spektry k-ryh govoryat o sushestvovanii plotnyh protyazhennyh obolochek i intensivnoi potere veshestva (sm., napr., Vol'fa - Raie zvezdy.).

Odnako ne vsegda nestacionarnost' imeet vnutrennie prichiny. Izuchenie novyh Z. pokazalo, chto oni prinadlezhat k tesnym dvoinym sistemam i vspyshki ih svyazany s peretekani-em gaza ot odnoi iz Z. na ee blizkogo soseda, v vyrozhdennoi vodorodnoi obolochke kotorogo vremya ot vremeni proishodyat termoyadernye vzryvy.

Nestacionarnost' t. n. simbiotich. Z. ob'yasnyaetsya teplovymi vspyshkami v vodorodnom sloe akkreciruyushego belogo karlika - sputnika krasnogo giganta, bystro teryayushego veshestvo. Chast' etogo veshestva zahvatyvaetsya karlikom i vyzyvaet vspyshki.

Proishozhdenie i nek-rye sv-va massivnyh Z. s vysokimi prostranstvennymi skorostyami, Z. Vol'fa - Raie v dvoinyh sistemah, rentg. istochnikov v dvoinyh sistemah ob'yasnyayutsya v ramkah teorii evolyucii tesnyh dvoinyh zvezd s bol'shoi massoi.

Magnitnye peremennye. Ochen' vazhnuyu i vo mnogih otnosheniyah eshe zagadochnuyu gruppu obrazuyut pekulyarnye Z. klassa Ar. U nih, kak pravilo, sushestvuyut sil'nye peremennye magn. polya, vsledstvie chego eti Z. naz. magnitnymi peremennymi (sm. Magnitnye zvezdy). V to zhe vremya dlya nih harakterny svoeobraznye i poka ne ob'yasnennye anomalii him. sostava. Ob'yasnenie sv-v magn. peremennyh - odna iz vazhneishih zadach teoreticheskoi astrofiziki.

Anomalii him. i izotopnogo sostava. Izuchenie spektrov pozvolilo nakopit' obshirnyi material o him. sostave zvezdnyh atmosfer. Poskol'ku pryamyh dannyh o sostave veshestva v nedrah Z. net, obychno prinimayut, chto on blizok k sostavu ih atmosfery. Dlya gromadnogo bol'shinstva Z. himicheskii sostav okazyvaetsya primerno odinakovym i otvechaet rasprostranennosti elementov v kosmose.

No v ryade sluchaev otmechayutsya raznoobraznye anomalii him. sostava. Pomimo uzhe upominavshihsya magn. peremennyh anomal'nyi him. sostav imeyut prezhde vsego vse Z. pobochnyh spektr. klassov: k klassam R, N otnosyatsya uglerodnye Z., oboznachaemye S, k klassu S - Z. s povyshennym soderzhaniem titana i cirkoniya. V atmosferah ryada Z. klassa N obnaruzheny linii tehneciya, vse izotopy k-rogo neustoichivy i imeyut period poluraspada, ne prevyshayushii 2,6 mln. let. Anomalii him. sostava Z. pobochnyh spektr, klassov mogut byt' ob'yasneny konvektivnym peremeshivaniem, privodyashim k vynosu na poverhnost' produktov yadernyh reakcii iz vygorevshego yadra Z. Nalichie Tc delaet takoe ob'yasnenie osobenno pravdopodobnym. Takim zhe obrazom ob'yasnyayut i povyshennoe soderzhanie bariya v nek-ryh Z. Otsyuda sleduet, chto vse eti Z. dolzhny nahodit'sya na pozdnih stadiyah evolyucii i imet' geterogennuyu strukturu, chto v obshem soglasuetsya s dr. ih sv-vami. Odnako Z. s povyshennym soderzhaniem litiya nahodyatsya eshe na rannih stadiyah evolyucii, chto sleduet iz prinadlezhnosti k nim Z. tipa T Tel'ca. Umen'shenie soderzhaniya litiya v atmosferah Z. v hode ih evolyucii ob'yasnyayut konvektivnym perenosom ego s poverhnosti v glub' Z., gde on razrushaetsya pri termoyadernyh reakciyah.

Sredi Z. klassa A vstrechayutsya t. n. metallich. Z. (Am) s povyshennym soderzhaniem metallov. Bol'shaya chast' Z. etogo tipa vhodit v sostav tesnyh dvoinyh sistem. Z. tipov Am v Ar mozhno ob'edinit' v gruppu Z. s medlennym vrasheniem (sm. Vrashenie zvezd).

Ob izotopnom sostave veshestva Z. izvestno gorazdo men'she. Naibolee obshirnye i nadezhnye dannye ob izotopnom sostave imeyutsya dlya ugleroda v Z. s nizkoi temperaturoi poverhnosti, gde on vstrechaetsya v vide molekul.

V Z. klassa S obnaruzheno povyshennoe soderzhanie tyazhelogo izotopa ugleroda ¹³S. Ego kolichestvo zdes' sostavlyaet ok. ¹/₄ ot obshego soderzhaniya ugleroda (norm. znachenie ¹/₉₀). Anomal'noe znachenie ¹/₄ blizko k tomu, kakogo sleduet ozhidat' v zone protekaniya uglerodnogo cikla yadernyh reakcii. T. o., i eta anomaliya horosho ob'yasnyaetsya konvektivnym vynosom produktov yadernyh reakcii iz central'noi zony na poverhnost' Z.

Sovershenno isklyuchitel'nye anomalii izotopnogo i him. sostava obnaruzheny v zvezde 3 Kentavra A. Obshee soderzhanie geliya v nei neobychaino malo: 2,3% ot vodoroda, prichem etot gelii sostoit na 84% iz ³He, k-ryi na Zemle prisutstvuet lish' kak nichtozhnaya primes'. Soderzhanie fosfora v etoi Z. v 100 raz, galliya v 8000 raz, a kriptona v 1300 raz vyshe normy, a kisloroda v 6 raz nizhe normy. Eta Z.- odna iz velichaishih zagadok dlya yadernoi astrofiziki. Isklyuchitel'noe znachenie dlya teorii evolyucii Z. imeet yadro planetarnoi tumannosti FG Sge. S 1955 g. ee spektr izmenilsya ot V4Ia do F6Ia pri pochti postoyannoi bolometrich. zvezdnoi velichine. Neregulyarnye do 1970-h gg. fluktuacii ee bleska smenilis' na poluregulyarnye v 1970-h gg., kogda Z. dostigla polosy kolebatel'noi neustoichivosti cefeidnogo tipa. V 1965 g. v spektre obnaruzheny linii elementov - produktov medlennogo zahvata neitronov yadrami: Va, Rm, Zn. Ih soderzhanie so vremenem nepreryvno uvelichivaetsya. Vse eti osobennosti svyazyvayut s teplovoi vspyshkoi gelievogo sloevogo istochnika v ostyvayushem yadre planetarnoi tumannosti.

Issledovanie yadra FG Sge kraine vazhno dlya izucheniya mnogih problem: obrazovaniya planetarnyh tumannostei, sinteza him. elementov v Z., peremeshivaniya veshestva v Z., nestacionarnyh pul'sacii cefeidnogo tipa.

Lit.:
Adler L., Atomy, zvezdy i tumannosti, per. s angl., M., 1976;
Kaplan S.A., Fizika zvezd, 3 izd., M., 1977;
Teiler R., Stroenie i evolyuciya zvezd, per. s angl., M., 1973;
Shklovskii I. S. Zvezdy. Ih rozhdenie, zhizn' i smert', 3 izd. M., 1984. 

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - neitronnye zvezdy - dvoinye zvezdy - Peremennye zvezdy - Spektral'nye klassy zvezd - stroenie zvezd - diagramma Gercshprunga-Ressela - zvezdoobrazovanie - Evolyuciya zvezd Publikacii so slovami: zvezdy - neitronnye zvezdy - dvoinye zvezdy - Peremennye zvezdy - Spektral'nye klassy zvezd - stroenie zvezd - diagramma Gercshprunga-Ressela - zvezdoobrazovanie - Evolyuciya zvezd

Sm. takzhe: NGC 7714: vspyshka zvezdoobrazovaniya posle stolknoveniya galaktik Tumannost' Konus ot teleskopa imeni Habbla NGC 1893 i Golovastiki v IC 410 Zvezdoobrazovanie v tumannosti Pakman Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 Pererabotka veshestva v Kassiopee A Kratkaya istoriya bystryh radiovspleskov Vse publikacii na tu zhe temu >>