Tähti

Tähti  on massiivinen itsevalaiseva taivaankappale , joka koostuu kaasusta ja plasmasta ja jossa tapahtuu, on tapahtunut tai tulee tapahtumaan lämpöydinreaktioita . Maata lähinnä oleva tähti on Aurinko , muut yötaivaan tähdet näyttävät eri kirkkailta pisteiltä, ​​jotka säilyttävät suhteellisen sijaintinsa . Tähdet eroavat rakenteeltaan ja kemialliselta koostumukseltaan, ja parametrit, kuten säde , massa ja valoisuus, voivat vaihdella suuruusluokittain eri tähdillä .

Yleisin tähtien luokittelu - spektrityyppien mukaan  - perustuu niiden lämpötilaan ja valoisuuteen . Lisäksi tähtien joukossa erotetaan muuttuvat tähdet , jotka muuttavat näennäistä kirkkautta eri syistä omalla luokitusjärjestelmällään . Tähdet muodostavat usein gravitaatiosidonnaisia ​​järjestelmiä: binääri- tai monimuotojärjestelmiä , tähtijoukkoja ja galakseja . Ajan myötä tähdet muuttavat ominaisuuksiaan, koska niiden syvyyksissä tapahtuu lämpöydinfuusio, jonka seurauksena kemiallinen koostumus ja massa muuttuvat - tätä ilmiötä kutsutaan tähtien evoluutioksi , ja riippuen tähden alkumassasta se voi tapahtuvat täysin eri tavoin .

Tähtitaivaan näkemys on houkutellut ihmisiä muinaisista ajoista lähtien, eri kansojen myyttejä ja legendoja yhdistettiin tähtikuvioiden tai yksittäisten valaisimien näkemykseen siinä , ja se heijastuu edelleen kulttuuriin . Ensimmäisten sivilisaatioiden ajoista lähtien tähtitieteilijät ovat koonneet luetteloita tähtitaivasta , ja 2000-luvulla on olemassa monia moderneja luetteloita, jotka sisältävät erilaisia ​​tietoja sadoista miljoonista tähdistä .

Määritelmä ja ominaisuudet

Tähdelle ei ole yleisesti hyväksyttyä määritelmää. Useimmissa määritelmissä kaasusta tai plasmasta koostuvia massiivisia itsestään valoisia esineitä [1] pidetään tähdinä , joiden ytimissä ainakin jossain evoluution vaiheessa (ks. alla ) tapahtuu lämpöydinfuusio , jonka teho on vertailukelpoinen omaan kirkkauteensa [2] [3] .

Havainnointiominaisuudet

Lähes kaikki tähdet havaitaan maasta pistekohteena myös suuren suurennoksisia teleskooppeja käytettäessä - poikkeus on vain pieni osa tähdistä, joiden kulmamitat ylittävät suurimpien instrumenttien resoluution, sekä Aurinko [4 ] . Kaiken kaikkiaan taivaalla on noin 6 000 paljaalla silmällä nähtävissä olevaa tähteä hyvissä olosuhteissa ja jopa 3 000 horisontin yläpuolella olevaa tähteä voidaan havaita samanaikaisesti. Tähtien (paitsi Auringon) keskinäinen sijainti, toisin kuin Kuu ja muut aurinkokunnan kohteet, muuttuu hyvin hitaasti: Barnardin tähdestä mitattu tähden suurin oikea liike on noin 10 ′′ vuodessa, ja useimmilla tähdillä se ei ylitä 0,05′′ vuodessa [5] . Jotta tähtien liikkeet havaittaisiin ilman tarkkoja mittauksia, on tarpeen verrata tähtitaivaan ulkonäköä tuhansien vuosien väliin. Tältä osin muinaisista ajoista lähtien tähdet on yhdistetty tähdistöihin , ja 1900-luvun alussa Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto hyväksyi taivaan jakamisen 88 tähtikuvioon ja niiden kunkin rajat [6] [7] [8] .

Näennäinen magnitudi on tähtien tuottaman valon määrän  mitta . Tämä arvo on lineaarisesti suhteessa valaistuksen logaritmiin , ja mitä suurempi valaistus, sitä pienempi suuruus. Joten esimerkiksi Auringon näennäinen magnitudi on -26,72 m ja yötaivaan kirkkain tähti on Sirius , jonka näennäinen magnitudi on -1,46 m . Siitä huolimatta on monia tähtiä, joiden kirkkaus on paljon suurempi kuin Siriuksella, mutta maallisille tarkkailijoille ne näyttävät himmeämmiltä niiden suuren etäisyyden vuoksi [9] [10] .

Etäisyydet tähtiin mitataan eri menetelmillä. Lähimpien tähtien etäisyydet mitataan vuosiparallaksimenetelmällä . Esimerkiksi Auringon jälkeen Maata lähinnä oleva tähti on Proxima Centauri , jonka parallaksi on noin 0,76 ′′, joten se poistetaan 4,2 valovuoden etäisyydeltä . Sen magnitudi on kuitenkin +11,09 m , eikä se näy paljaalla silmällä [11] . Etäisyyden mittaamiseen kauempana oleviin tähtiin käytetään muita menetelmiä, esimerkiksi fotometristä menetelmää: jos tiedät, mikä on tähden absoluuttinen kirkkaus, vertaamalla sitä valaistukseen, voit määrittää etäisyyden tähteen. Joukko menetelmiä etäisyyksien määrittämiseksi, mukaan lukien tähtiin, muodostaa tähtitieteen etäisyyksien asteikon [12] .

Tähtien emissiospektrit vaihtelevat, mutta useimmiten ne ovat jatkuvia spektrejä, joissa on absorptioviivoja . Joissakin tapauksissa emissioviivoja havaitaan jatkuvan spektrin taustalla [13] . Tähtien spektrien kuvaamiseen käytetään usein käsitettä musta kappale , joka säteilee sähkömagneettisia aaltoja Planckin lain mukaan , vaikka kaikilla tähdillä ei ole samanlaisia ​​spektrejä kuin Planckin. Tähdellä saman säteen ja kirkkauden omaavan ehdottoman mustan kappaleen lämpötilaa kutsutaan tähden efektiiviseksi lämpötilaksi, ja pääsääntöisesti tätä lämpötilaa tarkoitetaan tähden pintalämpötilalla. Yleensä tähtien teholliset lämpötilat ovat välillä 2-3 - 50 tuhatta Kelviniä [6] [14] [15] .

Fyysiset ominaisuudet

Tähtien parametrit vaihtelevat hyvin laajalla alueella. Usein niiden ominaisuudet ilmaistaan ​​auringon termein: esimerkiksi Auringon massa ( M ⊙ ) on 1,99⋅10 30 kg, Auringon säde ( R ⊙ ) on 6,96⋅10 8 m ja auringon valovoima ( L ) ⊙ ) on 3, 85⋅10 26 W [6] . Joskus valoisuuden mittana käytetään tähtien absoluuttista magnitudia : se on yhtä suuri kuin tähti, joka sillä olisi 10 parsekin etäisyydellä havainnoijasta [16] .

Yleensä tähtien massat vaihtelevat välillä 0,075 - 120 M ⊙ , vaikka joskus on suurempimassaisia ​​valaisimia - tähti, jolla on suurin tunnettu massa, R136a1 , on 265 kertaa massiivisempi kuin Aurinko , ja muodostumisen aikana sen massa oli 320 M ⊙ [1] . Tähden massa on mahdollista mitata suurella tarkkuudella vain, jos se kuuluu visuaal-binäärijärjestelmään (katso alla ), jonka etäisyys on tiedossa, - silloin massa määritetään universaalin lain perusteella gravitaatio [17] . Tähtien säteet sijaitsevat yleensä välillä 10 -2 - 10 3 R ⊙ , mutta koska ne ovat liian kaukana Maasta, niiden kulmakokoa ei ole helppo määrittää: tähän voidaan käyttää interferometriaa . esimerkiksi [4] . Lopuksi tähtien absoluuttiset valovoimat voivat vaihdella välillä 10 −4 - 10 6 L ⊙ [1] [6] [18] . Superjättiläisillä on suurimmat valovoimat ja säteet [19] : esimerkiksi tähdillä UY Scuti ja Stephenson 2-18 on suurimpia tunnettuja säteitä, jotka ovat noin 2⋅10 3 R ⊙ [20] [21] [22] , ja suurimmalla valovoimalla on R136a1, joka on myös massiivisin tunnettu tähti [23] .

Myös tähtien kemiallinen koostumus vaihtelee. Ne koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista , ja nuorissa tähdissä vedyn osuus on 72-75 % massasta ja heliumista 24-25 %, ja heliumin osuus kasvaa iän myötä [6] .

Kaikilla tähdillä on magneettikenttä . Esimerkiksi lähellä aurinkoa se on epävakaa, sillä on monimutkainen rakenne ja sen intensiteetti täplissä voi nousta 4000 oerstediin . Magneettitähtien kentät ovat jopa 3,4⋅10 4 oersted ja niiden aiheuttama Zeeman-ilmiö [24] .

Tähtien rakenne

Havainnoista tiedetään, että tähdet ovat pääsääntöisesti paikallaan, eli ne ovat hydrostaattisessa ja termodynaamisessa tasapainossa . Tämä pätee myös muuttuviin tähtiin (katso alla ), koska useimmiten niiden vaihtelu on parametrien vaihtelua suhteessa tasapainopisteeseen. Lisäksi säteilyn siirtymistä varten on täytettävä energian säilymisen laki , koska energiaa syntyy tähden keskiosassa ja siirretään sen pintaan [1] [25] [26] .

Useimmissa tähdissä aine noudattaa ihanteellisen kaasun tilayhtälöä , ja tällaisten parametrien, kuten lämpötilan, tiheyden ja aineen paineen, arvot kasvavat lähestyessäsi tähden keskustaa: esimerkiksi Auringon keskustassa, lämpötila saavuttaa 15,5 miljoonaa kelviniä ja tiheys on 156 g / cm 3 ja paine on 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Sisäinen rakenne

Tähtien sisäalueilla energia vapautuu ja siirtyy pintaan. Tähtien energia, prototähtiä ja ruskeita kääpiöitä lukuun ottamatta , tuotetaan lämpöydinfuusiossa (katso alla ), joka tapahtuu joko tähden ytimessä , jossa lämpötila ja paine ovat maksimissaan, tai kerroslähteessä inertin ytimen ympärillä. . Tällainen tilanne esiintyy esimerkiksi alijättiläisissä , joiden ytimet koostuvat heliumista, ja sen palamisolosuhteita ei ole vielä saavutettu. Auringossa ytimen raja sijaitsee 0,3 R ⊙ etäisyydellä sen keskustasta [28] .

Tähtien energiansiirrossa on kaksi päämekanismia: säteilyn siirto, joka tapahtuu, kun aine on tarpeeksi läpinäkyvää, jotta fotonit voivat siirtää energiaa nopeasti , ja konvektio , joka tapahtuu, kun aine on liian läpinäkymätöntä säteilyn siirtoon, mikä aiheuttaa riittävän korkean lämpötilan. gradientti, ja aine alkaa sekoittua. Tähden alueita, joilla energiaa siirretään tavalla tai toisella, kutsutaan vastaavasti säteilyn siirtovyöhykkeeksi ja konvektiiviseksi vyöhykkeeksi [29] .

Eri tähdissä säteilyn siirtovyöhyke ja konvektiivinen vyöhyke sijaitsevat eri tavalla. Esimerkiksi pääsarjan tähdissä , joiden massa on yli 1,5 M⊙ , ydintä ympäröi konvektiivinen vyöhyke, kun taas säteilyn kuljetusvyöhyke sijaitsee ulkopuolella. Massaalueella 1,15 - 1,5 M ⊙ tähdillä on kaksi konvektiivista vyöhykettä keskellä ja rajalla, jotka on erotettu säteilyn siirtovyöhykkeellä. Tähdissä, joilla on pienempi massa, on konvektiivinen vyöhyke ulkopuolella ja säteilyn siirtovyöhyke sisällä - myös aurinko kuuluu sellaisiin tähdeihin, näiden alueiden raja sijaitsee 0,7 R ⊙ etäisyydellä sen keskustasta [30] . Useimmat pienimassaiset tähdet ovat täysin konvektiivisia [31] [32] .

Tähtien tunnelmat

Tähtien ilmakehä  on alue, jossa suoraan havaittu säteily muodostuu [33] .

  • Fotosfääri  on ilmakehän alin, läpinäkymätön osa. Siihen muodostuu jatkuva säteilyspektri, ja optisella alueella tarkasteltuna se itse näyttää tähden pinnalta. Se liittyy myös reunaa kohti tummuvaan ilmiöön, jonka vuoksi tähden reunat osoittautuvat himmeämmiksi kuin keskialueet: esimerkiksi Auringossa näkyvällä alueella reunat ovat 40 % himmeämpiä kuin tähtien reunat. keskus [34] . Auringon fotosfäärin lämpötila on 6500 K ja tiheys 5⋅10 −4 kg/m 3 [33] [35] .
  • Kääntyvä kerros sijaitsee fotosfäärin yläpuolella ja sen lämpötila ja tiheys on siihen verrattuna alhaisempi. Se muodostaa absorptioviivoja spektriin. Auringossa tämän kerroksen lämpötila on noin 4500 K ja tiheys 10 −7 kg/m 3 [33] .
  • Kromosfääri  on tähtien ilmakehän kerros, jonka lämpötila on korkeampi kuin fotosfääri, mikä luo spektriin emissioviivoja . Auringon kromosfäärin lämpötila on 10 000 K, mutta sen kirkkaus on 100 kertaa pienempi kuin fotosfäärin. Tämä kerros puuttuu kuumista tähdistä [33] [36] .
  • Korona  on tähtien ilmakehän ulkokerros, jonka lämpötila on erittäin korkea, mutta jonka tiheys ja kirkkaus on erittäin alhainen. Tällä alueella säteilyä esiintyy pääasiassa röntgenalueella , ja tämän kerroksen teho ei ylitä 10 −3 tähden kokonaiskirkkaudesta; Auringon osalta se on 10 −6 L ⊙ . Optisen alueen alhaisen valoisuuden vuoksi koronaa on havaittu vain lähellä aurinkoa ja vain täydellisten auringonpimennysten aikana . Auringon koronan lämpötila on 1,5 miljoonaa Kelviniä, mutta joissakin tähdissä se voi nousta jopa 10 miljoonaan K [33] [37] .

Monilla tähdillä on tähtituuli  - kiinteä aineen ulosvirtaus ilmakehästä avaruuteen. Voimakkain tähtituuli havaitaan massiivisissa tähdissä; pienimassaisissa tähdissä se kuljettaa pois pienen osan massasta, mutta ajan myötä se hidastaa merkittävästi niiden pyörimistä akselin ympäri. Tähtituulen läsnäolo tarkoittaa, että tähden ilmakehä on epävakaa [38] .

Luokitus

Italialainen tähtitieteilijä ja pappi Angelo Secchi teki ensimmäisen onnistuneen yrityksen tähtien luokitteluun vuonna 1863 . Hän havaitsi vahvan korrelaation tähtien näkyvien värien ja niiden spektrien absorptioviivojen välillä ja jakoi tämän perusteella tähdet neljään spektriluokkaan , joihin myöhemmin lisättiin viides. Myöhemmin Henry Draperin luetteloa laatiessaan Harvardin observatorion tähtitieteilijät tunnistivat suuren määrän spektrejä, jotka nimettiin latinalaisin kirjaimin niiden vetylinjojen heikkenemisjärjestyksessä . Tämä järjestelmä muutoksineen muodosti perustan tähän päivään asti käytetylle tähtien luokitusjärjestelmälle [39] [40] [41] .

Olisi luonnollista luokitella tähdet niissä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden tyypin ja niiden sijainnin mukaan, mikä puolestaan ​​riippuu niiden evoluutiovaiheesta (katso alla ). Ilman sopivaa teoriaa on kuitenkin mahdotonta määrittää, mitä reaktioita tähdessä tapahtuu, jos vain sen ulkoiset ominaisuudet, esimerkiksi väri ja valoisuus tunnetaan, on siksi spektriluokitus, joka on tullut yleisesti hyväksytyksi [42 ] .

Yerken luokitusjärjestelmä

Nykyäänkin käytössä oleva tähtien luokittelujärjestelmä kehitettiin 1800- ja 1900-luvun vaihteessa Harvardin observatoriossa ja sitä kutsuttiin Harvardin järjestelmäksi. Tähden kuuluminen yhteen tai toiseen spektriluokkaan määräytyy sen spektrin tyypin mukaan: emissiomaksimin sijainnin ja tiettyjen absorptioviivojen intensiteetin mukaan [41] .

Kun "spektriluokka-valoisuus" -kaavio, joka tunnetaan nimellä Hertzsprung-Russell -kaavio , rakennettiin, kävi ilmi, että tähdet sijaitsevat siinä epähomogeenisesti ja on ryhmitelty useille alueille, joista jokaiselle määritettiin valoisuusluokka. Spektrityyppiä ja luminositeettiluokkaa käyttävä järjestelmä tunnettiin Yerkin järjestelmänä tai Morgan  - Keenanin järjestelmänä sen kehittäneiden tähtitieteilijöiden nimien mukaan [43] .

Spektriluokat

Tähtien pääasialliset spektriluokat lämpötilan laskevassa järjestyksessä ovat O, B, A, F, G, K, M. Aluksi luokat nimettiin aakkosjärjestyksessä niissä olevien vetylinjojen heikkenemisen mukaan, mutta sitten joitain luokkia yhdistettiin. ja niiden yhteys lämpötilaan, joten lämpötilan laskevassa järjestyksessä järjestys alkoi näyttää tältä [41] . Jokainen luokka on jaettu 10 alaluokkaan 0–9 lämpötilan laskun järjestyksessä, paitsi O: se jaettiin alun perin alaluokkiin O5:stä O9:ään, mutta sitten alaluokat otettiin käyttöön O2:een asti [44] . Joskus käytetään puolen kokonaisluvun alaluokkia, kuten B0.5. Korkeampia lämpötilaluokkia ja alaluokkia kutsutaan aikaiseksi, matalalämpötilaksi - myöhäiseksi [45] [46] . Tähdet jakautuvat erittäin epätasaisesti luokkien kesken: noin 73 % Linnunradan tähdistä kuuluu M- luokkaan, noin 15 % enemmän K-luokkaan ja 0,00002 % O-luokan tähdistä [47] .

Pääspektriluokkien lisäksi on muitakin. Luokat C (joskus jaettu R:ään ja N:ään) ja S ovat matalan lämpötilan hiili- ja zirkoniumtähtiä [ 46] [16] . Luokat L, T, Y ovat ruskeiden kääpiöiden luokkia lämpötilan laskevassa järjestyksessä, jotka tulevat luokan M jälkeen [40] .

Kunkin luokan tähtien spektrien ominaisuudet [16] [40] [46]
Luokka Lämpötila ( K ) [48] [49] [50] Väri Spektrin ominaisuudet
O > 30 000 Sininen On olemassa moninkertaisesti ionisoituneiden atomien linjoja, esimerkiksi He II [51] , C III , N III , O III , Si V . On He I -linjat, HI- linjat ovat heikkoja.
B 10 000–30 000 valkoinen-sininen He I -viivojen intensiteetti on maksimi, Ca II -viivat näkyvät ja O II-, Si II- ja Mg II -viivat ovat näkyvissä . He II -linjat puuttuvat.
A 7400–10 000 Valkoinen HI-viivojen intensiteetti on maksimi, Ca II -viivat voimistuvat ja neutraalien metallien viivat näkyvät. He I -linjat katoavat.
F 6000-7400 keltainen valkoinen Ca II:n ja muiden metallien, esimerkiksi Fe I , Fe II, Cr II , Ti II , viivat kasvavat, HI-viivat heikkenevät.
G 5000-6000 Keltainen Ca II -linjojen maksimiintensiteetti, HI-viivat heikkenevät.
K 3800-5000 Oranssi Pääasiassa havaitaan metalliviivoja, erityisesti Ca I. TiO - absorptiojuovia ilmestyy , HI-viivat ovat merkityksettömiä.
M 2500-3800 Punainen On olemassa monia metalleja ja molekyyliyhdisteitä, erityisesti TiO.
C 2500-3800 Punainen Spektrit ovat samanlaisia ​​kuin K- ja M-tähtien spektrit, mutta TiO-vyöhykkeiden sijasta havaitaan voimakkaita hiiliyhdisteiden absorptiovyöhykkeitä .
S 2500-3800 Punainen Spektrit ovat samanlaisia ​​kuin M-luokan tähtien spektrit, mutta TiO-vyöhykkeiden sijasta on ZrO-vyöhykkeitä ja muita molekyyliabsorptiokaistoja.
L 1300-2500 Tummanpunainen Alkalimetalliviivat korostuvat , erityisesti Na I ja KI , TiO-nauhat katoavat.
T 600-1300 Tummanpunainen CH4- ja H20 - vyöhykkeitä on läsnä .
Y < 600 Tummanpunainen Näkyviin tulee NH 3 - viivoja .

Joskus luokkia W käytetään myös Wolf-Rayet-tähdille , P planeettojen sumuille ja Q uusille tähdille [52] .

Valoisuusluokat

Samaa spektrityyppiä olevilla tähdillä on samanlaiset spektrit ja lämpötilat, mutta niillä voi olla eri kokoja ja sen seurauksena kirkkautta. Siksi luokituksen täydellisyyden vuoksi otetaan käyttöön valoisuusluokat, joista jokainen vie oman alueensa Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Valoisuusluokat kirkkaimmasta himmeämpään [40] [53] :

Suurin osa tähdistä, 90%, kuuluu pääsarjaan [54] . Aurinko on keltainen pääsarjatähti (tai yksinkertaisesti keltainen kääpiö ), sen spektrityyppi on G2V [40] .

Saman spektrityypin, mutta eri valoisuusluokkien tähtien spektrit ovat myös erilaisia. Esimerkiksi kirkkaammissa tähdissä spektriluokissa B–F vetyviivat ovat kapeampia ja syvempiä kuin tähdissä, joiden kirkkaus on pienempi. Lisäksi ionisoituneiden alkuaineiden viivat ovat vahvempia jättiläistähteissä, ja nämä tähdet itse ovat punaisempia kuin saman spektrityypin pääsarjan tähdet [55] .

Lisämerkinnät

Jos tähden spektrissä on ominaisuuksia, jotka erottavat sen muista spektreistä, spektriluokkaan lisätään ylimääräinen kirjain. Esimerkiksi kirjain e tarkoittaa, että spektrissä on säteilyviivoja ; m tarkoittaa, että metalliviivat ovat voimakkaita spektrissä. Kirjaimet n ja s tarkoittavat, että absorptioviivat ovat vastaavasti leveitä tai kapeita. Merkintä neb käytetään, jos spektrin muoto osoittaa sumun olemassaolon tähden ympärillä, p erikoisspektreille [56] [57] .

Muuttuva tähdet

Muuttujat ovat tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu tarpeeksi, jotta se voidaan havaita nykyisellä tekniikan tasolla. Jos vaihtelu johtuu tähdessä tapahtuvista fyysisistä muutoksista, sitä kutsutaan fysikaaliseksi, ja jos tähden luoma valaistus muuttuu vain sen pyörimisen tai muiden esineiden peittämisen vuoksi, sitä kutsutaan geometriseksi. Fyysinen ja geometrinen vaihtelevuus voidaan yhdistää. Tähtien magnitudi voi tässä tapauksessa muuttua sekä ajoittain että väärin [58] [59] [60] . Samanaikaisesti vaihtelevuus ei ole tähden vakioominaisuus, vaan se syntyy ja katoaa sen evoluution eri vaiheissa (katso alla ) ja voi saada eri luonteen samalle tähdelle [61] .

Tällä hetkellä tunnetaan satoja tuhansia muuttuvia tähtiä, myös muissa galakseissa. Tietyntyyppisiä muuttuvia tähtiä, kuten kefeidejä tai supernoveja , käytetään tähtitieteessä vakiokynttilöitä , ja ne mahdollistavat etäisyyksien mittaamisen avaruudessa [58] [62] .

Muuttuvien tähtien luokittelu on monimutkainen ja ottaa huomioon tähden valokäyrän muodon , sen muutosten amplitudin ja taajuuden sekä vaihtelua aiheuttavat fysikaaliset prosessit. Muuttuvien tähtien yleisessä luettelossa , joka on suunniteltu luokittamaan ja luetteloimaan muuttujia, erotetaan satoja muuttuvien tähtien luokkia, mutta jotkut tähdet eivät silti kuulu mihinkään niistä [58] [63] . Muuttujien tähdille on olemassa erityinen nimeämisjärjestelmä (katso alla ), ja itse muuttujien luokat on yleensä nimetty sen tähden mukaan, josta tuli tämän luokan prototyyppi - esimerkiksi muuttujien prototyyppi. RR Lyra -tyyppi on tähti RR Lyra [60] [64] .

Seuraavat muuttuvien tähtien päätyypit voidaan erottaa [60] :

Tähtijärjestelmät

Kaksois- ja monitähti

Kaksoistähti  on kahden tähden järjestelmä, jotka pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä. Jos painovoimaisesti sidottu järjestelmä sisältää useita tähtiä, niin tällaista järjestelmää kutsutaan monitähdeksi , ja useilla tähdillä on yleensä hierarkkinen rakenne: esimerkiksi kolmoisjärjestelmät voivat koostua kaksoistähdestä ja yhdestä tähdestä, joka on melko kaukana tähdestä. se. Yli puolet tähdistä kuuluu binääri- ja monikerroksisiin järjestelmiin, ja niiden vallankumousjaksot voivat vaihdella useista minuuteista useisiin miljooniin vuosiin. Binaaritähdet ovat luotettavin tietolähde tähtien massoista ja joistakin muista parametreista [70] [71] .

Binääritähdet luokitellaan tavallisesti sen menetelmän perusteella, jolla niiden kaksoitähdet löydettiin [70] [71] [72] :

  • visuaaliset kaksoitähdet  - tähtiparit, joiden komponentit voidaan erottaa suoraan havaintojen aikana;
  • spektraaliset binääritähdet  - tähtiparit, joiden kaksinaisuus havaitaan spektritutkimuksissa: niiden kiertoradan liike aiheuttaa Doppler-ilmiön , joka muuttaa yhden tai molempien komponenttien spektriviivojen sijaintia;
  • pimennyskaksoitähdet ovat tähtipareja  , joiden komponentit ajoittain ylittävät toisensa osittain tai kokonaan, minkä seurauksena näennäinen magnitudi muuttuu ja vaihtelua havaitaan . Joskus käytetään laajempaa "fotometristen binäärien" käsitettä, joka sisältää myös tapaukset, joissa ei tapahdu peittymiä , mutta toinen tai molemmat tähdet venyvät ja pyörivät toistensa vuorovesivoimien vaikutuksesta eri suuntiin, minkä seurauksena vaihtelu havaitaan myös;
  • astrometriset kaksoitähdet - tähtiparit, joissa havaitaan vain yksi kirkkaampi kohde, mutta sen liikerata ei ole suoraviivainen, mikä osoittaa himmeän massiivisen kumppanin, esimerkiksi valkoisen kääpiön , läsnäolon .

Erotetaan myös läheiset binäärijärjestelmät  - tähtiparit, joiden välinen etäisyys on verrattavissa niiden kokoon. Tällaisissa järjestelmissä voidaan havaita erilaisia ​​tähtien vuorovaikutuksen aiheuttamia ilmiöitä, esimerkiksi aineen virtausta tähdestä toiseen, jos toinen tai molemmat tähdet täyttävät Roche-keilan [70] [72] [73] .

Joskus on tähtipareja, jotka ovat lähellä toisiaan taivaanpallon projektiossa , mutta sijaitsevat suurella etäisyydellä toisistaan ​​eivätkä ole yhteydessä toisiinsa painovoiman avulla. Tällaisia ​​pareja kutsutaan optisiksi binääriksi [72] .

Tähtiklusterit

Tähtijoukko  on ryhmä tähtiä, jotka sijaitsevat lähellä toisiaan avaruudessa ja jotka liittyvät niiden alkuperän perusteella samasta molekyylipilvestä . On yleisesti hyväksyttyä, että tähtiklusterit jaetaan kahteen tyyppiin - pallomaisiin ja avoimiin [74] , mutta joskus tähtiyhdistysten katsotaan olevan myös tähtijoukkoja . Tähtijoukot ovat arvokkaita tähtitieteelle, koska niissä olevat tähdet sijaitsevat samalla etäisyydellä Maasta ja muodostuvat lähes samanaikaisesti lähes samalla kemiallisella koostumuksella. Siten ne eroavat vain alkumassasta, mikä helpottaa tähtien evoluutioteorian muotoilua [75] .

Pallomaiset klusterit ovat tiheitä ja massiivisia klustereita, joilla on pallomainen muoto ja lisääntynyt tähtien pitoisuus joukon keskellä. Ne sisältävät 10 tuhannesta useisiin miljooniin tähtiin, keskimäärin - noin 200 tuhatta, ja niiden halkaisijat ovat 100-300 valovuotta . Tällaisten klusterien ikä on noin 10–15 miljardia vuotta, joten ne kuuluvat populaatioon II ja muodostavat galaksin pallomaisen osajärjestelmän (katso alla ). Pallomaisten tähtien tähdet ovat metalliköyhiä , koska ne muodostuivat kauan sitten, ja niillä on pieni massa, koska massiiviset tähdet ovat jo saaneet evoluution päätökseen (katso alla ) [76] [75] [77] .

Avoimet tähtijoukot ovat vähemmän tiheitä kuin pallomaiset tähtijoukot ja sisältävät vähemmän tähtiä - useista kymmenistä useisiin tuhansiin, keskimäärin 200-300, tällaisten tähtijoukkojen halkaisijat ovat jopa 50 valovuotta. Toisin kuin pallomaiset klusterit, avoimet klusterit eivät ole yhtä vahvasti sidottu painovoimaan, ja niillä on taipumus hajota miljardin vuoden kuluessa muodostumisesta. Tällaiset klusterit kuuluvat populaatioon I ja keskittyvät galaktiseen levyyn , ja itse klustereissa on monia massiivisia ja kirkkaita tähtiä [78] [75] [77] .

Tähtiyhdistykset ovat vielä harvinaisempia tähtiryhmiä , joiden kokonaismassa on alle 1000 M⊙ ja halkaisija jopa 700 valovuotta [79] . Painovoima sitoo niitä hyvin heikosti, joten ne hajoavat 10 miljoonan vuoden kuluessa muodostumisesta. Tämä tarkoittaa, että ne koostuvat hyvin nuorista tähdistä [80] [75] [81] .

Galaksit

Galaksit ovat tähtien ja tähtienvälisen aineen järjestelmiä , joista suurimmat voivat sisältää satoja miljardeja tähtiä ja joiden säteet ovat jopa 30 kiloparsekkia . Tähdet jakautuvat galakseissa epätasaisesti: nuoret, metallirikas I-populaatiotähdet muodostavat galaksin litteän komponentin, joka havaitaan galaksikiekona, kun taas vanhat ja metalliköyhät II-populaatiotähdet muodostavat pallomaisen komponentin, joka on voimakkaasti keskittynyt kohti galaksia. galaksin keskus [82] [83] [84 ] .

Edwin Hubblen vuonna 1925 [85] [86] tunnistamat neljä pääasiallista galaksityyppiä :

  • elliptiset galaksit  - galaksit, joilla ei ole selkeää sisäistä rakennetta, joilla on pallon tai ellipsoidin muoto. Ne eivät sisällä käytännössä kaasua ja pölyä ja koostuvat pääasiassa vanhoista tähdistä. Niissä ei ole litteää komponenttia;
  • linssimäiset galaksit ovat ulkoisesti samanlaisia ​​kuin elliptiset galaksit, mutta vaikka pallomainen komponentti on niissä tärkein, niillä on myös tähtikiekko;
  • spiraaligalakseissa on sekä pallomaisia ​​että litteitä komponentteja, joista jälkimmäinen on selvempi kuin linssimäisissä galakseissa, ja spiraaligalaksien kiekoista löytyy spiraalirakenne;
  • Epäsäännölliset galaksit  ovat epäsymmetrisesti muotoiltuja galakseja, jotka sisältävät paljon kaasua ja pölyä. Tällaisissa galakseissa pallomainen komponentti puuttuu käytännössä, useimmat tähdet ovat nuoria ja muodostavat litteän alajärjestelmän.

Tähtien evoluutio

Tähtien fysikaaliset ja havaittavissa olevat parametrit eivät ole vakioita, koska niissä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden seurauksena tähden koostumus muuttuu, massa pienenee ja energiaa vapautuu. Tähtien ominaisuuksien ajan myötä tapahtuvaa muutosta kutsutaan tähden evoluutioksi , tämä prosessi tapahtuu eri tavalla tähdillä, joilla on eri alkumassat [87] . Usein tällaisissa tapauksissa puhutaan "tähden elämästä", joka alkaa, kun ydinreaktioista tulee tähden ainoa energianlähde, ja päättyy, kun reaktiot lakkaavat [88] [89] [90] . Tähden elinikä vaihtelee alkumassasta riippuen useista miljoonista kymmeniin biljooniin vuosiin [91] [92] . Tähtien eliniän aikana vaihtelua voi ilmaantua ja kadota tähdissä [61] , ja tähden evoluutioon voi vaikuttaa sen kuuluminen läheiseen binäärijärjestelmään [93] .

Tähtien nukleosynteesi

Tähtien evoluution eri vaiheissa niissä tapahtuu erilaisia ​​lämpöydinreaktioita . Näistä tärkeimmät, energiatehokkaimmat ja pitkäkestoisimmat - protoni-protoni-sykli ja CNO-sykli , jossa heliumydin muodostuu neljästä protonista - esiintyvät pääsekvenssin tähtien ytimissä [94] [95] .

Riittävän massiivisissa tähdissä evoluution myöhemmissä vaiheissa syntetisoidaan raskaampia alkuaineita: ensinnäkin hiili kolminkertaisessa heliumprosessissa ja raskaimmissa tähdissä raskaampia alkuaineita aina rautaan asti  - jatkonukleosynteesiä ei tapahdu, koska se on energeettisesti epäsuotuisaa [96 ] [95] . Rautaa raskaampia alkuaineita voidaan kuitenkin tuottaa niin kutsutussa räjähdysmäisessä nukleosynteesissä , joka tapahtuu, kun tähti menettää hydrostaattisen tasapainonsa, kuten supernovaräjähdyksissä [97] .

Tähtien evoluution alkuvaihe

Tähdet muodostuvat kylmistä, harvinaisista tähtienvälisistä kaasupilvistä , jotka alkavat kutistua syntyvästä gravitaatiosta johtuvan epävakauden vuoksi . Aluksi vain suuren massan pilvet voivat alkaa romahtaa, mutta prosessissa ne jaetaan pienempiin puristusalueisiin, joista jokaisesta tulee jo erillinen tähti. Tästä syystä tähdet muodostuvat aina ryhmissä: osana tähtiyhdistyksiä tai tähtijoukkoja [98] . Kun hydrostaattisesti tasapainoinen ydin muodostuu pilveen, sitä aletaan pitää prototähdenä . Prototähti loistaa puristuksen vuoksi ensin kauko-infrapunassa, sitten lämpenee ja tulee näkyviin optisella alueella. Tämä vaihe voi kestää 10 5 vuodesta suurimpien tähtien kohdalla 10 9 vuoteen vähiten massiivisten [99] [100] [101] . Tänä aikana tähden ympärille muodostuu myös protoplanetaarisia levyjä , jotka voivat myöhemmin kehittyä planeettajärjestelmiksi [102] . Sen jälkeen tähden sisäpuoli, jos sen massa on yli 0,075 M ⊙ , lämpenee tarpeeksi ja siinä alkaa helium synteesi vedystä: tällä hetkellä tähdestä tulee täysimittainen pääsarjan tähti. Jos massa on alle 0,075 M ⊙ , prototähdestä tulee ruskea kääpiö , jossa lämpöydinfuusio voi tapahtua jonkin aikaa, mutta suurin osa energiasta vapautuu puristuksen seurauksena [1] [3] .

Pääsarja

Kun heliumin synteesi vedystä alkaa tähdessä, siitä tulee pääsarjan tähti ja se viettää suurimman osan elämästään tässä tilassa - 90% tähdistä, mukaan lukien aurinko, kuuluu pääsarjaan [54] .

Pääsarjatähtien ominaisuudet riippuvat ensisijaisesti massasta ja paljon vähemmässä määrin iästä ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta: mitä suurempi tähden massa on, sitä suurempi on sen lämpötila, säde ja valoisuus ja mitä lyhyempi sen elinikä päätähdellä. järjestys. Joten esimerkiksi tähden, jonka massa on 0,1 M ⊙ , kirkkaus on 0,0002 L ⊙ , lämpötila 3000 K ja spektrityyppi M6, ja tähden, jonka massa on 18 M ⊙ ,  kirkkaus on 30 000 L ⊙ , lämpötila 33 000 K ja spektrityyppi O9,5 [92] . Raskaimpien tähtien pääsarjan elinikä on noin muutama miljoona vuotta, kun taas pienimassaisten tähtien elinikä on noin 10 biljoonaa vuotta, mikä ylittää maailmankaikkeuden iän [54] [103] . Populaatio II tähdet , joissa on vähän raskaita alkuaineita, jotka myös syntetisoivat heliumia ytimessä, ovat useita kertoja himmeämpiä kuin saman spektrityypin pääsarjan tähdet, ja niitä kutsutaan alikääpiöiksi [104] .

Pääsekvenssivaihe päättyy, kun tähden ytimeen jää liian vähän vetyä eikä sen palaminen voi jatkua samassa tilassa. Eri tähdet käyttäytyvät sitten eri tavalla [105] .

Tähtien evoluutio pääsarjan jälkeen

Useimmissa tähdissä helium kerääntyy ytimeen, ja vetyä on jäljellä yhä vähemmän. Seurauksena on, että vety alkaa palaa kerroslähteessä ytimen ympärillä, ja itse tähti siirtyy ensin alijättivaiheeseen ja sitten punaiseen jättiläishaaraan , jäähtyen , mutta moninkertaistaen sen koon ja valoisuuden [105] .

Poikkeuksen muodostavat tähdet, joiden massa on alle 0,2 M ⊙ : ne ovat täysin konvektiivisia ja niissä oleva helium jakautuu koko tilavuuteen. Teoreettisten mallien mukaan ne kuumenevat ja kutistuvat muuttuen sinisiksi kääpiöiksi ja sitten heliumvalkoisiksi kääpiöiksi (katso alla ) [103] [106] .

Suuremman massan tähdissä heliumin palaminen alkaa tietyllä hetkellä . Jos tähden massa on alle 2,3 M⊙ , se syttyy räjähdysmäisesti – tapahtuu heliumin välähdys ja tähti on vaakasuoralla haaralla . Suuremmalla massalla helium syttyy vähitellen ja tähti kulkee sinisen silmukan läpi . Kun ytimeen kerääntyy hiiltä ja happea ja heliumia on vähän jäljellä, ydin alkaa kutistua ja tähti siirtyy asymptoottiseen jättiläishaaraan  - täällä tapahtuvat prosessit ovat samanlaisia ​​kuin punaisen jättiläisen haaran tähdissä. Tähdille , joiden massa on alle 8 M⊙ , tämä vaihe on viimeinen: ne irrottavat kuorensa ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, jotka koostuvat hiilestä ja hapesta [107] [108] .

Massiivisempien tähtien ydin alkaa kutistua ja tähdestä tulee superjättiläinen . Siinä alkavat lämpöydinreaktiot, joissa on hiiltä - tähdille, joiden massa on 8-10 M ⊙ hiilen räjähdyksen seurauksena , ja vähitellen massiivisemmissa tähdissä. Pian reaktiot raskaampien alkuaineiden, aina rautaan asti, kanssa voivat alkaa, ja tähteen muodostuu monia eri alkuaineista koostuvia kerroksia. Sen jälkeen tähti voi joko heittää pois kuoren ja muuttua valkoiseksi kääpiöksi, joka koostuu hapesta, neonista tai magnesiumista , tai räjähtää supernovana, jolloin siitä jää jäljelle neutronitähti tai musta aukko [107] [108] .

Tähtien evoluution viimeiset vaiheet

On olemassa kolmenlaisia ​​esineitä, joista tähti voi muuttua elämänsä lopussa [109] .

Valkoiset kääpiöt  ovat rappeutuneen aineen esineitä, joiden massa on auringon suuruusluokkaa, mutta säde on 100 kertaa pienempi. Tähdet, joiden alkumassa on alle 8–10 M ⊙ , muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi ja pudottavat kuoren, joka havaitaan planetaarisena sumuna . Valkoiset kääpiöt eivät tuota energiaa, vaan säteilevät vain sisällään olevan korkean lämpötilan ansiosta: kuumimmat niistä ovat noin 70 000 K lämpötilassa , mutta ne jäähtyvät vähitellen ja muuttuvat mustiksi kääpiöiksi [107] [109] .

Neutronitähdet muodostuvat, jos tähden rappeutuneen ytimen massa ylittää Chandrasekhar -rajan  - 1,46 M⊙ . Tässä tapauksessa ytimen romahtaminen tapahtuu aineen neutronisoituessa , jossa tapahtuu supernovaräjähdys . Kun neutronitähden massa on 2 M ⊙ , sen säde on noin 10 km [107] [109] [110] .

Musta aukko muodostuu, jos ytimen massa ylittää Oppenheimer-Volkov-rajan , joka on 2-2,5 M⊙ . Tuloksena oleva neutronitähti osoittautuu epävakaaksi, ja romahdus jatkuu: muita stabiileja konfiguraatioita ei tiedetä. Jossain vaiheessa ytimen säde tulee pienemmäksi kuin Schwarzschildin säde , jolloin toisesta kosmisesta nopeudesta tulee yhtä suuri kuin valon nopeus , ja tähtimassainen musta aukko ilmestyy [107] [109] .

Tähtiluettelot ja nimikkeistö

Tähtiluettelot, jotka sisältävät tietoja niistä, kuten taivaan koordinaatit , oikeat liikkeet , magnitudit tai spektrityypit , tunnetaan tähtiluetteloina. Jotkut luettelot sisältävät tietoa tietyn tyyppisistä tähdistä: esimerkiksi vain binääristä tai muuttujista . Strasbourg Center for Astronomical Data vastaa tähtiluetteloiden tietojen tallentamisesta, systematisoinnista ja levittämisestä . Nykyaikaisista tähtiluetteloista voidaan erottaa seuraavat [111] [112] [113] :

  • Hipparcos-katalogi , joka on koottu samannimisen avaruusteleskoopin optisella alueella vuosina 1989-1993 tehdyn työn tulosten perusteella . Se sisältää tietoja 118 218 tähdestä, kuten vuotuiset parallaksit 0,001 tuumaan, oikeat liikkeet 0,001 tuumaan vuodessa ja magnitudit, ja se tarjoaa myös standardin ICRS -koordinaatiston .
  • Tycho-2-luettelo koottiin myös Hipparcosin töistä. Sen tarkkuus on pienempi, mutta se sisältää tietoa yli 2 miljoonasta tähdestä;
  • 2MASS (The Two Micron All Sky Survey) on California Institute of Technologyn kokoama luettelo, joka sisältää koordinaatit ja magnitudit lähi-infrapuna-alueella 0,5 miljardille tähdelle .
  • Gaia - luettelo  perustuu samannimisen avaruusteleskoopin työhön. Luettelossa on erityisesti koordinaatit ja magnitudit yli 1,8 miljardille tähdelle sekä parallaksi ja oikea liike yli 1,4 miljardille. Teleskooppi jatkaa toimintaansa, joten luettelon [114] [115] lisäämistä ja tarkentamista odotetaan .

Nimikkeistö

Muinaisista ajoista lähtien tähdet ovat saaneet omat nimensä (katso alla ), mutta tähtitieteen kehittyessä syntyi tarve tiukalle nimikkeistölle. Vuoteen 2016 asti tähdillä ei ollut virallisia erisnimiä, mutta vuodelle 2020 Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni on hyväksynyt 336 erisnimeä [116] [117] .

Bayer-merkintä , jonka Johann Bayer otti käyttöön vuonna 1603 , oli ensimmäinen, jota käytettiin muutamalla muutoksilla tähän päivään asti. Hänen luettelossaan kunkin tähdistön kirkkaimmat tähdet on nimetty kreikkalaisen kirjaimen ja tähdistön nimen mukaan. Yleensä, vaikkakaan ei kaikissa tapauksissa, tähdistön kirkkain tähti sai kirjaimen α, toinen - β ja niin edelleen. Jos tähdistössä oli enemmän tähtiä kuin kreikkalaisten aakkosten kirjaimia, käytetään latinalaisten aakkosten kirjaimia: ensin pienet kirjaimet a:sta z:hen, sitten isot kirjaimet A:sta Z:hen. Esimerkiksi Leo  - Regulus -tähdistön kirkkain tähti.  - sen nimi on α Leo [116 ] .

Toinen laajalti käytetty järjestelmä, Flamsteedin  nimitykset, ilmestyi vuonna 1783 ja perustuu John Flamsteedin vuonna 1725 julkaistuun luetteloon hänen kuolemansa jälkeen. Siinä jokaiselle tähdistön tähdelle on annettu numero oikeaan nousuun kasvavassa järjestyksessä . Esimerkki tällaisesta nimestä on 61 Cygnus [116] .

Joka tapauksessa tähdet on merkitty myös sen luettelon nimellä, johon ne on merkitty, ja siinä olevalla numerolla. Esimerkiksi Betelgeuse on eri luetteloissa nimetty HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 ja PPM 149643 [116] .

Binäärisille tai useille tähdille , muuttujille sekä uusille tai supernoveille käytetään erilaista merkintää [116] :

  • kaksois- ja monitähtien komponentit, jos niillä ei ole erillisiä nimityksiä, saavat isot latinalaiset kirjaimet nimen loppuun. Esimerkiksi valkoinen kääpiö Sirius -järjestelmässä on nimetty Sirius B, α Canis Major B, HD 48915 B;
  • muuttuvilla tähdillä on monimutkaisempi merkintä , joka on kehittynyt historiallisesti. Jos niillä ei ole Bayer-tunnusta, ne nimetään isolla latinalaiskirjaimella ja tähdistöllä, jossa ne sijaitsevat, löytöjärjestyksessä, alkaen R:llä (joissakin tapauksissa Q:lla). Z-kirjainta seuraa kaksikirjaiminen: alkaen RR:stä RZ:hen, sitten SS:stä SZ:ään ja niin edelleen ZZ:hen asti. Seuraavaksi tulevat nimitykset AA:sta AZ:iin, BB:stä BZ:hen ja niin edelleen QQ:sta QZ:ään, eikä kirjainta J käytetä. Tämän menetelmän avulla voit määrittää 334 tähteä kussakin tähdistössä, minkä jälkeen ne nimetään V335, V336 ja niin edelleen. Tällaisia ​​nimiä ovat R Andromedae , RR Lyra ja V1500 Cygnus;
  • novalla ja supernovalla, vaikka ne ovatkin muuttujia, on erilainen merkintä. Uudet tähdet nimetään sen tähdistön mukaan, jossa ne on nähty ja vuoden mukaan, esimerkiksi uusi Cygnus 1975 , ja samalla nimi muuttuvien tähtien järjestelmän mukaan (sama uusi on merkintä V1500 Cygnus). Supernovat on merkitty niiden löytämisvuoden ja löydettämisjärjestyksen mukaan: ensimmäiset 26 on merkitty latinalaisilla isoilla kirjaimilla A:sta Z:hen, sitten pienet kirjaimet aa:sta az:aan, ba:sta bz:ään ja niin edelleen. Esimerkki tällaisesta merkinnästä on SN1997bs [118] .

Opiskeluhistoria

Ajatus tähdistä antiikin aikana

Muinaisista ajoista lähtien ihmiset ovat kiinnittäneet huomiota taivaaseen ja havainneet siinä erilaisia ​​tähtiryhmiä. Plejadien avoimen tähtijoukon vanhin kalliotaide , joka löydettiin Lascaux'n luolasta , on peräisin 1700-1500-luvulta eKr . [119] . Jotkut sumerilaisten tähtiluetteloissa kuvatuista tähdistöistä ovat säilyneet tähän päivään asti , ja Ptolemaioksen 2. vuosisadalla jKr kuvaamista 48 tähdistöstä . e., 47 on sisällytetty Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton hyväksymään 88 tähtikuvion luetteloon [120] [121] . Jotkut kirkkaat tähdet saivat omat nimensä, jotka myös erosivat eri kulttuureista - arabialaiset nimet olivat yleisimpiä [117] .

Tähtitaivasta käytettiin myös sovellustarkoituksiin. Muinaisessa Egyptissä vuoden alkua pidettiin Siriuksen ensimmäisen heliakaalisen nousun päivänä [122] . Minolaisen sivilisaation merimiehet , jotka olivat olemassa kolmannelta vuosituhannelta eKr. esim. osasi käyttää tähtiä navigoinnissa [123] .

Tähtien näkyvien parametrien tutkimus

Tähtitiede kehittyi merkittävästi muinaisessa Kreikassa . Tuon ajan tunnetuimman tähtiluettelon laati Hipparkhos 2. vuosisadalla eKr. esim.: se sisälsi 850 tähteä, jotka jaettiin 6 luokkaan kirkkauden mukaan - myöhemmin tästä jaosta tuli moderni tähtien suuruusjärjestelmä [124] . Hipparkhos oli myös ensimmäinen, joka löysi luotettavasti muuttuvan tähden , nimittäin novan noin 134 eaa. e [125] . Sen jälkeen tähtitieteilijät löysivät säännöllisesti uusia ja supernovatähtiä: Kiinassa X-XVII vuosisadalla jKr. e. 12 novaa ja supernovaa on löydetty . Niiden joukossa oli vuoden 1054 supernova, joka synnytti rapu-sumun [122] . Kuitenkin muun tyyppisiä muuttuvia tähtiä alettiin löytää paljon myöhemmin: ensimmäinen niistä oli Mira , jonka vaihtelevuuden löysi vuonna 1609 David Fabricius [62] .

Samaan aikaan tähdistä itsestään tiedettiin vähän: erityisesti niiden katsottiin sijaitsevan hyvin kaukaisella kiintotähtien pallolla myös Kopernikaanisen vallankumouksen jälkeen  - tätä helpotti suuri etäisyys tähtiin, minkä vuoksi oli mahdotonta havaita mitään niiden suhteellista liikettä [126] , ja olettamukset, että kaukaiset tähdet ovat itse asiassa samankaltaisia ​​kuin Auringon , vain ilmestyivät ja olivat useammin perusteltuja filosofisesti. Ensimmäistä kertaa Christian Huygens yritti arvioida etäisyyttä tähtiin vuonna 1695 : hän sai etäisyyden Siriukseen 0,5 valovuotta , kun hän arvioi etäisyyden fotometrisesti. Vuonna 1718 Edmund Halley löysi Aldebaranin , Siriuksen ja Arcturuksen oikeat liikkeet . Samaan aikaan tähtitieteilijät yrittivät havaita tähtien parallakseja , mutta heiltä puuttui mittausten tarkkuus. Siitä huolimatta nämä yritykset johtivat muihin löytöihin: erityisesti vuosina 1802-1803 William Herschel pystyi todistamaan, että monet kaksoistähdet ovat fyysisiä pareja eivätkä optisia kaksoistähtiä. Ensimmäistä kertaa tähtien parallaksi vuosina 1818-1821 pystyi mittaamaan kahdelle tähdelle Vasily Yakovlevich Struve , ja yhden niistä - Altair  - arvo osoittautui hyvin lähellä nykyarvoa, vaikka Struve itse ei ollut varma siitä. tuloksen tarkkuus. Vuonna 1837 hän mittasi myös Vegan parallaksin , ja muiden tähtitieteilijöiden tulokset seurasivat pian [122] .

Tähtien fysikaalisen luonteen tutkimus

Kaukana totuudesta olivat ajatukset tähtien luonteesta – ensimmäinen askel kohti sen tutkimusta oli rakospektrografin keksiminen ja spektrianalyysin kehittäminen . Fraunhofer-linjat löydettiin vuonna 1815, vaikka Isaac Newton tutki Auringon spektriä jo vuonna 1666. Jo 1860-luvulla määritettiin eri tähtien, mukaan lukien Auringon, ilmakehän koostumukset, ja samaan aikaan Gustav Kirchhoff ehdotti tähtien fotosfäärien olemassaoloa , joissa jatkuvan spektrin pitäisi muodostua [39] . Toinen tutkijoita askarruttanut kysymys oli tähtien energian lähde: 1800- ja 1900-luvun vaihteessa oli suosittu ajatus, että tähdet loistavat, koska ne vapauttavat energiaa painovoiman supistumisen aikana. Tämän hypoteesin ongelmana oli, että laskelmien mukaan tällaisen mekanismin olisi pitänyt riittää Auringolle 10 7 vuodeksi, kun taas geologisen tiedon mukaan maapallo on ollut olemassa vähintään 10 9 vuotta. Radioaktiivisuuden löytämisen jälkeen James Jeans yritti selittää hänelle tähtien valoa , mutta tämä ajatus ei myöskään voinut selittää Auringon niin pitkää ikää; Hän omisti myös hypoteesin, että energiaa vapautuu tuhoutumisesta . Lopulta vuonna 1920 Arthur Eddington ehdotti, että energiaa vapautuu, kun vetyytimet muutetaan heliumytimiksi , ja vaikka hän ei tiennyt tarkalleen kuinka tämä muutos tapahtuu, tämä arvaus osoittautui lopulta oikeaksi - jo 1930-luvun lopulla, vety-helium-konversion protoni-protoni ja CNO-syklit . Kun tähtien energian lähde oli selvitetty, tähtien evoluutioteorioita alkoi kehittyä , mikä mahdollisti tähtien näennäisen monimuotoisuuden ja niiden jakautumisen selittämisen Hertzsprung-Russell-kaaviolla [122] .

Kulttuurissa

Eri kansat tunnistivat erilaisia ​​tähtiä ja tähtikuvioita , mutta lähes kaikissa kulttuureissa Ursa Majorin , Orionin ja Plejadien tähdet yhdistettiin tähtikuviksi . Usein taivaalla havaitut hahmot yhdistettiin tiettyihin kuviin, esineisiin tai eläimiin, joita eri kansat liittivät myytteihinsä ja legendoihinsa. Monet nykyajan tähtikuviot liittyvät nimenomaan antiikin kreikkalaiseen mytologiaan [127] [128] . Tähtitaivas ja siinä olevat tähdet nähtiin monissa varhaisissa sivilisaatioissa jumalallisina olemuksina - oletettavasti tämä ajatus syntyi Mesopotamiassa ja levisi sieltä kaikkialle maailmaan. Siellä syntyi myös astrologia , jota ei nykyaikaan asti erotettu tähtitiedestä [129] [130] .

Tähtitaivaan näkymä näkyy myös nykyaikaisemmissa kulttuuriteoksissa. Esimerkiksi nokturni  on maalaustyyli, jolle on ominaista yökohtausten, erityisesti yötaivaan, kuva: yksi tämän genren tunnetuimmista maalauksista on Vincent van Goghin Tähtikirkas yö . Erilaisia ​​kaunokirjallisia teoksia on myös omistettu tähdille , ja tieteiskirjallisuus käsittelee usein tiettyjä tähtiä tai tähtijärjestelmiä [131] [132] [133] .

Tähtiä tarkastellaan usein symbolisemmassa merkityksessä: sanalla "tähti" on eri kielissä monia kuvaannollisia merkityksiä. Kaavamainen kuva tähdestä löytyy yli 40 maan lipuista, joista monet ovat islamilaisia : tässä uskonnossa tähti ja puolikuu  ovat rauhan ja elämän symboli. Tähdillä on tärkeä rooli myös muissa uskonnoissa: esimerkiksi kristinuskossa tarina Betlehemin tähdestä on laajalti tunnettu [131] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Tähti  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 18. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 1. tammikuuta 2018.
  2. ↑ David Darling. Tähti  (englanniksi) . Tieteen tietosanakirja . Haettu 18. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 21. lokakuuta 2020.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 138-139.
  4. ↑ 1 2 Zasov A. V. Tähtien koot (määritysmenetelmät) . Astronetti . Haettu 29. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. heinäkuuta 2020.
  5. ↑ Kiselev A. A. "Kiinteiden" tähtien oikeat liikkeet ja niiden merkitys tähtitieteessä . Astronetti . Haettu 26. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2003.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Tutukov A. V. Tähdet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 18. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 22. lokakuuta 2020.
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. neljätoista.
  8. ↑ Tähtikuviot . Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto . Haettu 26. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. lokakuuta 2021.
  9. ↑ David Darling. Kirkkaimmat tähdet . Tieteen tietosanakirja . Haettu 18. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2020.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 171.
  11. ↑ David Darling. Lähimmät tähdet . Tieteen tietosanakirja . Haettu 18. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 21. lokakuuta 2020.
  12. ↑ Pskovskiy Yu. P. Etäisyydet avaruusobjekteihin (määritysmenetelmät) . Astronetti . Haettu 30. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 4. kesäkuuta 2008.
  13. ↑ Wolf-Rayet-tähdet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 14. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. helmikuuta 2021.
  14. ↑ Surdin, 2015 , s. 148-149.
  15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 371.
  16. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
  17. ↑ Kulikovsky P. G. Taivaankappaleiden massat (määritysmenetelmät) . Astronetti . Haettu 30. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. marraskuuta 2020.
  18. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 247.
  19. ↑ Superjättitähti  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 4. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. marraskuuta 2020.
  20. ↑ Nola Taylor. Mikä on suurin tähti?  (englanniksi) . Space.com (26. heinäkuuta 2018). Haettu 3. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. tammikuuta 2021.
  21. ↑ Jake Parks. Tapaa äärimmäisimmat tähdet  (englanniksi) . Astronomy.com (23. syyskuuta 2020). Haettu 3. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2021.
  22. ↑ Stephenson 2-18 (St2-18  ) . Star Facts (13. syyskuuta 2020). Haettu 3. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 7. helmikuuta 2021.
  23. ↑ Tähdet juuri kasvaneet – 300 aurinkomassatähti paljastui  . ESO (21. heinäkuuta 2010). Haettu 24. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 4. toukokuuta 2019.
  24. ↑ Ruzmaikin A. A. Auringon ja tähtien magneettikentät . Astronetti. Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 27. lokakuuta 2020.
  25. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 230.
  26. ↑ Surdin, 2015 , s. 120-123.
  27. ↑ Surdin, 2015 , s. 137.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 249, 392-399.
  29. ↑ Surdin, 2015 , s. 135-136.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 249.
  31. ↑ Pääsarjan tähtien rakenne . Astronetti . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 5. heinäkuuta 2020.
  32. ↑ Pääsarjan tähti . Astrofysiikan katsoja . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 21. heinäkuuta 2018.
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Sakhibullin N. A. Tähtien ilmakehät . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  34. ↑ Cherepashchuk A. M. Tummenee reunaan . Astronetti . Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2020.
  35. ↑ Tähtien fotosfäärit . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. joulukuuta 2019.
  36. ↑ Tähtien kromosfäärit . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 27. lokakuuta 2020.
  37. ↑ Tähtien kruunut . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 19. heinäkuuta 2020.
  38. ↑ Lamzin S. A. Tähtituuli . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  39. ↑ 12 Paul W. Merrill . Kemiallisten alkuaineiden linjat tähtitieteellisissä spektreissä  // Papers of the Mount Wilson Observatory. - Washington: Carnegie Institution, 1958.
  40. ↑ 1 2 3 4 5 Tähtiluokitus  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 18. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 3. toukokuuta 2021.
  41. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369.
  42. ↑ Surdin V. G. Tähtien luokitukset . Astronetti . Haettu 29. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 6. elokuuta 2020.
  43. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
  44. ↑ Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, MS Oey. Uusi spektriluokitusjärjestelmä varhaisimpien O-tähdille: O2-tyypin määritelmä  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - Voi. 123 , iss. 5 . - s. 2754 . — ISSN 1538-3881 . - doi : 10.1086/339831 . Arkistoitu 30. lokakuuta 2020.
  45. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370.
  46. ↑ 1 2 3 Fundamental Astronomy, 2007 , s. 209-210.
  47. ↑ David Darling. Tähtien lukumäärät . Tieteen tietosanakirja . Haettu 22. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021.
  48. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 68-70. Cambridge University Press . Haettu 15. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010.
  49. ↑ Harmaa RO, Corbally CJ Tähtien spektriluokitus . - Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - s. 568. - 592 s. - ISBN 978-0-691-12510-7 . Arkistoitu 15. huhtikuuta 2021 Wayback Machinessa
  50. ↑ Allard F., Homeier D. Ruskeat kääpiöt   // Scholarpedia . – 17.12.2007. — Voi. 2 , iss. 12 . — s. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkistoitu 21. toukokuuta 2021.
  51. ↑ Roomalaiset numerot osoittavat atomin ionisaatioasteen. I on neutraali atomi, II on kertaionisoitu, III on kaksinkertaisesti ionisoitu ja niin edelleen.
  52. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 209.
  53. ↑ Surdin, 2015 , s. 148.
  54. ↑ 1 2 3 David Darling. Pääsarja . Tieteen tietosanakirja . Haettu 22. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. lokakuuta 2020.
  55. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 212-213.
  56. ↑ Spektriluokitus . www.cfa.harvard.edu . Haettu 29. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2020.
  57. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370-371.
  58. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Vaihtelevat tähdet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2021.
  59. ↑ Muuttuva  tähti . Encyclopedia Britannica . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2020.
  60. ↑ 1 2 3 David Darling. muuttuva tähti . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  61. ↑ 1 2 Efremov Yu. N. Vaihtelevat tähdet . Astronetti . Haettu 25. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2020.
  62. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 163.
  63. ↑ GCVS Johdanto . www.sai.msu.su _ Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  64. ↑ David Darling. Muuttuvien tähtien nimeäminen . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. syyskuuta 2020.
  65. ↑ David Darling. Sykkivä muuttuja . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 5. joulukuuta 2017.
  66. ↑ David Darling. Eruptiivinen muuttuja . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  67. ↑ David Darling. kataklysminen muuttuja . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2020.
  68. ↑ David Darling. pimentävä binääri . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 27. lokakuuta 2020.
  69. ↑ David Darling. Pyörivä muuttuja . Tieteen tietosanakirja . Haettu 20. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  70. ↑ 1 2 3 Tutukov A. V. Binaaritähdet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2020.
  71. ↑ 1 2 Fundamental Astronomy, 2007 , s. 221-226.
  72. ↑ 1 2 3 David Darling. binääritähti . Tieteen tietosanakirja . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 27. lokakuuta 2020.
  73. ↑ Shakura N. I. Läheiset kaksoitähdet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2020.
  74. ↑ David Darling. Tähtijoukko . Tieteen tietosanakirja . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2020.
  75. ↑ 1 2 3 4 Surdin, 2015 , s. 287-295.
  76. ↑ David Darling. Pallomainen klusteri . Tieteen tietosanakirja . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2020.
  77. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 440-442.
  78. ↑ David Darling. avoin klusteri . Tieteen tietosanakirja . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2020.
  79. ↑ Tähtien  yhdistys . Encyclopedia Britannica . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  80. ↑ David Darling. Tähtien yhdistys . Tieteen tietosanakirja . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. lokakuuta 2020.
  81. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 440-444.
  82. ↑ Galaxy  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 23. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 19. lokakuuta 2021.
  83. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 367.
  84. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 439-440.
  85. ↑ Surdin, 2015 , s. 336-340.
  86. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 468-471.
  87. ↑ Tähtien evoluutio . Fysiikan ja tekniikan tietosanakirja . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 10. heinäkuuta 2020.
  88. ↑ Tähtien elämä . www.sai.msu.su _ Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 1. heinäkuuta 2020.
  89. ↑ Miltä tähden elinkaari näyttää? . new-science.ru . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. heinäkuuta 2020.
  90. ↑ Postnov K. A. Mitä tähdet muuttuvat elämänsä lopussa . Astronetti . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 12. heinäkuuta 2020.
  91. ↑ Bertulani C.A.Ytimet kosmoksessa. - Singapore: World Scientific , 2013. - ISBN 978-981-4417-66-2 .
  92. ↑ 1 2 Mironova I. Pääjakso . Astronetti . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020.
  93. ↑ Cherepashchuk A. M. Läheiset kaksoitähdet evoluution loppuvaiheessa . Astronetti . Haettu 16. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 20. lokakuuta 2015.
  94. ↑ Nadezhin D.K. Ydinreaktiot tähdissä . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2020.
  95. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 128-134.
  96. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 413.
  97. ↑ Räjähtävä nukleosynteesi . Fysiikan ja tekniikan tietosanakirja . Haettu 18. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. heinäkuuta 2020.
  98. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 386-392.
  99. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Pilvestä tähteen . Astronet (1992) . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  100. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 394-395.
  101. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 243.
  102. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  103. ↑ 1 2 Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. Pääsekvenssin loppu  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1. kesäkuuta (osa 482). - doi : 10.1086/304125 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018.
  104. ↑ Darling D. Subdwarf . Tieteen tietosanakirja . Haettu 25. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2020.
  105. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399.
  106. ↑ Surdin, 2015 , s. 158.
  107. ↑ 1 2 3 4 5 Fundamental Astronomy, 2007 , s. 249-254.
  108. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 154-161.
  109. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 418-421.
  110. ↑ Utrobin V.P. Supernovat . Astronetti . Haettu 25. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2020.
  111. ↑ Kuimov K. V. Tähtiluettelot . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 26. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2020.
  112. ↑ Tähtiluettelo  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 26. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. elokuuta 2020.
  113. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 153-155.
  114. ↑ Gaia yleiskatsaus  . ESA . Haettu 10. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 10. lokakuuta 2021.
  115. ↑ Gaia EDR3 -sisältö - Gaia - Cosmos . ESA . Haettu 10. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 10. joulukuuta 2020.
  116. ↑ 1 2 3 4 5 Tähtien nimeäminen . Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto . Haettu 26. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. huhtikuuta 2020.
  117. ↑ 1 2 Tähtien nimet . Astromyth . Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2020.
  118. ↑ Luettelo supernovista . Tähtitieteellisten sähkeiden keskustoimisto . Haettu 26. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 12. toukokuuta 2020.
  119. ↑ Ekaterina Rusakova. Tähtitieteilijät määrittelivät tähdistä muinaisen runon iän . N+1 (16. toukokuuta 2016). Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2020.
  120. ↑ Tähtikuvioiden lyhin historia . Astromyth . Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2020.
  121. ↑ Tähtitaivas . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 27. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2020.
  122. ↑ 1 2 3 4 Tähtitieteen historia . Luonnontieteiden ja tekniikan historian instituutti . S. I. Vavilov . Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020.
  123. ↑ Navigointi . National Geographic . National Geographic Society (21. tammikuuta 2011). Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2020.
  124. ↑ Suuruus . Astronetti . Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 31. heinäkuuta 2020.
  125. ↑ Antonios D. Pinotsis. Tähtitiede muinaisessa Rodoksessa . Conferences.phys.uoa.gr _ Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. syyskuuta 2017.
  126. ↑ Aurinkokunnan löytö . Moskovan planetaario . Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 6. marraskuuta 2020.
  127. ↑ Beryozkin Yu. E. Tähtitaivaan synty: ideoita yövalaisimista historiallisessa dynamiikassa. . - Pietari. : MAE RAN, 2017. - 316 s. - ISBN 978-5-88431-326-2 . Arkistoitu 31. lokakuuta 2020 Wayback Machinessa
  128. ↑ Ian Ridpath. Ian Ridpathin tähtitarinat - Constellation Mytology and History . Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 25. lokakuuta 2020.
  129. ↑ Luonnonpalvonta - Tähdet ja tähtikuviot  . Encyclopedia Britannica . Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 20. marraskuuta 2020.
  130. ↑ Kurtik G.E. , Kobzev A.I. , Lysenko V.G. Astrologia . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 31. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2021.
  131. ↑ 1 2 Varadaraja Venkata Raman. Tähtien vaikutus ihmiskulttuuriin  (englanniksi)  // Tähtitiede ja sivilisaatio uudessa valaistuksessa: Taivaan intohimot / Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre. - Dordrecht: Springer Netherlands , 2011. - S. 151-165 . - ISBN 978-90-481-9748-4 . - doi : 10.1007/978-90-481-9748-4_16 .
  132. ↑ Alina Cohen. Nämä taiteilijat ovat tehneet yötaivaasta museonsa Van Goghista Vija  Celminsiin . Artsy (7. kesäkuuta 2018). Haettu 3. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 16. toukokuuta 2021.
  133. ↑ James Davis Nicoll. Tiede  pilaa jatkuvasti klassisia sci - fi-tähtijärjestelmiä . Tor.com (23. heinäkuuta 2018). Haettu 3. tammikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2021.

Kirjallisuus

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. — M. : Pääkirjoitus URSS, 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomy: XXI vuosisata. - 3. painos - M. : Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . – 5. painos. - Berliini: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Temaattiset sivustot
Sanakirjat ja tietosanakirjat