Csillag

A csillag  egy masszív önvilágító égitest , amely gázból és plazmából áll, és amelyben termonukleáris reakciók mennek végbe, történtek vagy fognak bekövetkezni . A Földhöz legközelebbi csillag a Nap , az éjszakai égbolt többi csillaga különböző fényességű pontoknak tűnik, megtartva relatív helyzetüket . A csillagok szerkezetükben és kémiai összetételükben különböznek egymástól, és az olyan paraméterek, mint a sugár , a tömeg és a fényerő nagyságrendekkel különbözhetnek a különböző csillagok esetében .

A csillagok spektrális típusok szerinti osztályozásának legáltalánosabb sémája  hőmérsékletük és fényességük alapján történik . Ezenkívül a csillagok között megkülönböztetik a változó csillagokat , amelyek különböző okok miatt változtatják látszólagos fényességüket, saját osztályozási rendszerükkel . A csillagok gyakran gravitációsan kötött rendszereket alkotnak: kettős vagy többszörös rendszereket , csillaghalmazokat és galaxisokat . Idővel a csillagok megváltoztatják a jellemzőiket, mivel mélységükben termonukleáris fúzió megy végbe, aminek következtében a kémiai összetétel és a tömeg megváltozik - ezt a jelenséget csillagok evolúciójának nevezik , és a csillag kezdeti tömegétől függően teljesen eltérő módon játszódik le .

A csillagos égbolt látványa ősidők óta vonzza az embereket, a különböző népek mítoszai és legendái a rajta lévő csillagképek vagy egyes világítótestek nézetéhez kapcsolódtak , és ma is megjelenik a kultúrában . Az első civilizációk óta a csillagászok katalógusokat állítottak össze a csillagos égboltról , a 21. században pedig számos modern katalógus létezik, amelyek csillagok százmillióiról tartalmaznak különféle információkat .

Definíció és jellemzők

A csillagnak nincs általánosan elfogadott meghatározása. A legtöbb definíció szerint a gázból vagy plazmából álló tömeges önvilágító objektumokat [1] csillagoknak tekintik , amelyek legalább egy fejlődési szakaszában (lásd alább ) a magjukban termonukleáris fúzió megy végbe , amelynek ereje összehasonlítható. saját fényességükhöz [2] [3] .

Megfigyelési jellemzők

Szinte minden csillagot pontszerű objektumként figyelnek meg a Földről még nagy nagyítású távcsövek használatakor is - ez alól csak a csillagok egy kis része kivétel, amelyek szögméretei meghaladják a legnagyobb műszerek felbontását, valamint a Napot [4 ] . Összesen körülbelül 6000 csillag van az égen, amelyek jó körülmények között szabad szemmel is láthatók , és akár 3000, a horizont felett elhelyezkedő csillag is megfigyelhető egyszerre. A csillagok (a Nap kivételével) kölcsönös helyzete a Holdtól és a Naprendszer többi objektumától eltérően nagyon lassan változik: a Barnard-csillagban feljegyzett csillagok legnagyobb megfelelő mozgása körülbelül évi 10 ′′ , és a legtöbb csillagnál nem haladja meg a 0, 05′′-ot évente [5] . Ahhoz, hogy a csillagok mozgását pontos mérések nélkül is észrevegyük, össze kell hasonlítani a csillagos égbolt megjelenését több ezer éves időközzel. E tekintetben ősidők óta a csillagokat csillagképekké egyesítik , és a 20. század elején a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió jóváhagyta az égbolt 88 csillagképre való felosztását és mindegyik határát [6] [7] [8] .

A látszólagos magnitúdó a csillagok által kibocsátott fény mennyiségének  mértéke . Ez az érték lineárisan kapcsolódik a megvilágítás logaritmusához , és minél nagyobb a megvilágítás, annál kisebb a magnitúdó. Így például a Nap látszólagos magnitúdója –26,72 m , és az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga a Szíriusz , amelynek látszólagos magnitúdója –1,46 m . Ennek ellenére sok olyan csillag létezik, amelyek fényereje sokkal nagyobb, mint a Szíriusz, de a földi megfigyelők számára a nagy távolságuk miatt halványabbnak tűnnek [9] [10] .

A csillagok távolságát különféle módszerekkel mérik. A legközelebbi csillagok távolságát éves parallaxis módszerrel mérik . Például a Földhöz legközelebbi csillag a Nap után a Proxima Centauri , parallaxisa körülbelül 0,76 ′′, ezért 4,2 fényév távolságra távolítják el . Nagysága azonban +11,09 m , és szabad szemmel nem látható [11] . A távolabbi csillagok távolságának mérésére más módszereket is alkalmaznak, például a fotometriai módszert: ha tudja, mi a csillag abszolút fényessége, akkor a megvilágítással összehasonlítva meghatározhatja a csillag távolságát. A távolságok meghatározására szolgáló módszerek halmaza, beleértve a csillagokat is, egy távolságskálát alkot a csillagászatban [12] .

A csillagok emissziós spektruma változó, de leggyakrabban folytonos spektrumok abszorpciós vonalakkal . Egyes esetekben emissziós vonalak figyelhetők meg a folytonos spektrum hátterében [13] . A csillagspektrumok leírására gyakran használják a fekete test fogalmát, amely a Planck-törvény szerint elektromágneses hullámokat sugároz , bár nem minden csillagnak van Planckéhez hasonló spektruma. A csillaggal azonos sugarú és fényerősségű, abszolút fekete test hőmérsékletét a csillag effektív hőmérsékletének nevezzük, és általában ezt a hőmérsékletet értjük a csillag felszíni hőmérsékletén. A csillagok effektív hőmérséklete általában 2-3 és 50 ezer Kelvin között van [6] [14] [15] .

Fizikai jellemzők

A csillagok paraméterei nagyon széles tartományban változnak. Jellemzőiket gyakran szoláris kifejezéssel fejezik ki: például a Nap tömege ( M ⊙ ) 1,99⋅10 30 kg, a Nap sugara ( R ⊙ ) 6,96⋅10 8 m, a napfény fényessége ( L ⊙ ) 3, 85⋅10 26 W [6] . Néha a csillagok abszolút magnitúdóját használják a fényesség mértékeként : ez megegyezik egy csillag látszólagos csillagmagasságával , amely akkor lenne, ha 10 parszek távolságra lenne a megfigyelőtől [16] .

A csillagok tömege általában 0,075 és 120 M ⊙ között változik , bár néha vannak nagyobb tömegű világítótestek is – a legnagyobb ismert tömegű, R136a1 csillag 265-ször nagyobb tömegű, mint a Nap , és a keletkezés során tömege 320 volt. M ⊙ [1] . Egy csillag tömegének nagy pontosságú mérése csak akkor lehetséges, ha az egy vizuális-bináris rendszerhez tartozik (lásd alább ), amelynek távolsága ismert, - ekkor a tömeget az univerzális törvénye alapján határozzuk meg. gravitáció [17] . A csillagok sugarai általában 10 -2 és 10 3 R ⊙ tartományban helyezkednek el , de mivel túl messze vannak a Földtől, szögméretüket nem könnyű meghatározni: ehhez interferometria használható. például [4] . Végül a csillagok abszolút fényereje 10 −4 és 10 6 L ⊙ között változhat [1] [6] [18] . A szuperóriások fényessége és sugara a legnagyobb [19] : például az UY Scuti és a Stephenson 2-18 csillagok a legnagyobb ismert sugarúak, amelyek körülbelül 2⋅10 3 R ⊙ [20] [21] [22] , a legnagyobb fényerő pedig R136a1, egyben a legnagyobb tömegű ismert csillag [23] .

A csillagok kémiai összetétele is változó. Főleg hidrogénből és héliumból állnak , és a fiatal csillagokban a hidrogén a tömeg 72-75%-át, a hélium pedig 24-25%-át teszi ki, és a hélium aránya az életkorral növekszik [6] .

Minden csillagnak van mágneses mezeje . Például a Nap közelében instabil, összetett szerkezetű, intenzitása foltokban elérheti a 4000 oerstedet . A mágneses csillagok mezője 3,4⋅10 4 - ig terjed, és az általuk okozott Zeeman-effektus [24] .

A csillagok szerkezete

A megfigyelésekből ismert, hogy a csillagok általában stacionáriusak, azaz hidrosztatikai és termodinamikai egyensúlyban vannak . Ez igaz a változócsillagokra is (lásd alább ), mivel ezek változékonysága legtöbbször a paraméterek egyensúlyi ponthoz viszonyított ingadozása. Ezenkívül a sugárzás átviteléhez az energia megmaradás törvényének is teljesülnie kell , mivel az energia a csillag központi részében keletkezik, és átkerül a felszínére [1] [25] [26] .

A legtöbb csillagban az anyag engedelmeskedik az ideális gáz állapotegyenletének , és az olyan paraméterek értékei, mint a hőmérséklet, a sűrűség és az anyag nyomása nőnek, ahogy közeledik a csillag középpontjához: például a Nap közepén, a hőmérséklet eléri a 15,5 millió kelvint, a sűrűség pedig 156 g/cm 3 , a nyomás pedig 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Belső szerkezet

A csillag belső tartományaiban energia szabadul fel, és a felszínre kerül. A csillagok energiája – a protocsillagok és a barna törpék kivételével – termonukleáris fúzióval keletkezik (lásd alább ), amely vagy a csillag magjában , ahol a hőmérséklet és a nyomás maximális, vagy egy inert mag körüli rétegforrásban fordul elő. . Ilyen helyzet fordul elő például olyan szubóriásoknál , amelyek magja héliumból áll, és az égési feltételek még nem teljesültek. A Napnál a mag határa 0,3 R ⊙ távolságra van a középpontjától [28] .

A csillagokban az energiaátvitelnek két fő mechanizmusa van: a sugárzási átvitel, amely akkor következik be, amikor az anyag elég átlátszó ahhoz, hogy a fotonok gyorsan át tudják adni az energiát , és a konvekció , amely akkor következik be, amikor az anyag túl átlátszatlan a sugárzási átvitelhez, ami kellően magas hőmérsékletet okoz. gradiens, és az anyag keveredni kezd. A csillagok azon tartományait, amelyekben így vagy úgy energiaátvitel történik, sugárzási átviteli zónának, illetve konvektív zónának nevezzük [29] .

A különböző csillagokban a sugárzási átviteli zóna és a konvektív zóna eltérően helyezkedik el. Például az 1,5 M⊙ - nál nagyobb tömegű fősorozatú csillagok magját konvektív zóna veszi körül, míg a sugárzási transzportzóna kívül található. Az 1,15 és 1,5 M ⊙ közötti tömegtartományban a csillagoknak két konvektív zónája van középen és a határon, amelyeket sugárzási transzportzóna választ el. A kisebb tömegű csillagokon kívül van egy konvektív zóna, belül pedig egy sugárzási átviteli zóna - a Nap is ilyen csillagokhoz tartozik, ezeknek a régióknak a határa 0,7 R ⊙ távolságra van a középpontjától [30] . A legtöbb kis tömegű csillag teljesen konvektív [31] [32] .

Csillagok atmoszférája

A csillagok légköre  az a terület, ahol a közvetlenül megfigyelt sugárzás keletkezik [33] .

  • A fotoszféra  a légkör legalacsonyabb, átlátszatlan része. Folyamatos sugárzási spektrum képződik benne, és az optikai tartományban megfigyelve maga is úgy néz ki, mint egy csillag felszíne. A perem felé sötétedő jelenséghez is kapcsolódik , ami miatt a csillag szélei halványabbnak bizonyulnak, mint a középső régiók: például a Napban a látható tartományban a szélek 40%-kal halványabbak, mint a csillag szélei. központ [34] . A napfotoszféra hőmérséklete 6500 K , sűrűsége 5⋅10 −4 kg/m 3 [33] [35] .
  • A fordított réteg a fotoszféra felett helyezkedik el, és ehhez képest alacsonyabb hőmérsékletű és sűrűségű. Abszorpciós vonalakat képez a spektrumban. A Napon ennek a rétegnek a hőmérséklete körülbelül 4500 K, sűrűsége 10–7 kg/m 3 [33] .
  • A kromoszféra  a csillag légkörének a fotoszféránál magasabb hőmérsékletű rétege, amely emissziós vonalakat hoz létre a spektrumban. A Nap kromoszférájának hőmérséklete 10 000 K, de fényereje 100-szor kisebb, mint a fotoszféráé. Ez a réteg a forró csillagokban hiányzik [33] [36] .
  • A korona  a csillag légkörének nagyon magas hőmérsékletű, de nagyon alacsony sűrűségű és fényes külső rétege. Ebben a régióban a sugárzás túlnyomórészt a röntgensugárzás tartományában fordul elő , és ebben a rétegben a teljesítmény nem haladja meg a csillag teljes fényességének 10–3 -át; a Nap esetében 10 −6 L ⊙ . Az optikai tartomány alacsony fényereje miatt a koronát csak a Nap közelében és csak teljes napfogyatkozáskor figyelték meg . A napkorona hőmérséklete 1,5 millió Kelvin, de egyes csillagokban elérheti a 10 millió K-t is [33] [37] .

Sok csillagnak csillagszele van –  az anyag állandó kiáramlása a légkörből az űrbe. A legerősebb csillagszél a hatalmas csillagokban figyelhető meg; kis tömegű csillagokban a tömeg egy kis részét elviszi, de idővel jelentősen lelassítja a tengely körüli forgásukat. A csillagszél jelenléte azt jelenti, hogy a csillag légköre instabil [38] .

Osztályozás

Az első sikeres kísérletet a csillagok osztályozására Angelo Secchi olasz csillagász és pap tette 1863-ban . Erős összefüggést észlelt a csillagok látható színei és spektrumaik abszorpciós vonalai között, és ez alapján négy spektrális osztályba osztotta a csillagokat , amelyekhez később egy ötödik is hozzáadódott. Később, Henry Draper katalógusának összeállításakor a Harvard Obszervatórium csillagászai nagyszámú spektrumot azonosítottak, amelyeket latin betűkkel neveztek el a bennük lévő hidrogénvonalak gyengülése szerint . Ez a rendszer, módosításokkal, képezte a csillagok máig használt osztályozási rendszerének alapját [39] [40] [41] .

Természetes lenne a csillagokat a bennük lezajló termonukleáris reakciók típusa és helyzetük szerint osztályozni, ami viszont evolúciós szakaszuktól függ (lásd alább ). Megfelelő elmélet nélkül azonban lehetetlen meghatározni, hogy milyen reakciók mennek végbe egy csillagban, ha csak a külső jellemzőit ismerjük, például a színt és a fényerőt, ezért a spektrális osztályozás vált általánosan elfogadottá [42] ] .

Yerke osztályozási rendszer

A ma is használatos csillagok osztályozási rendszerét a 19. és 20. század fordulóján fejlesztették ki a Harvard Obszervatóriumban, és Harvard rendszernek nevezték el. Egy csillag egyik vagy másik spektrális osztályába való tartozását spektrumának típusa határozza meg: az emissziós maximum helyzete és egyes abszorpciós vonalak intenzitása [41] .

Amikor elkészítették a Hertzsprung-Russell diagramként ismert "spektrális osztály-fényesség" diagramot, kiderült, hogy a csillagok inhomogén módon helyezkednek el, és több régióba csoportosulnak, amelyek mindegyikéhez egy fényességi osztályt rendeltek. A spektrális típust és a fényességi osztályt használó rendszer Yerk rendszerként vagy Morgan  - Keenan rendszerként vált ismertté, a kidolgozó csillagászok nevéről [43] .

Spektrális osztályok

A csillagok fő spektrális osztályai csökkenő hőmérséklet szerint O, B, A, F, G, K, M. Kezdetben a hidrogénvonalak gyengülése szerint nevezték el az osztályokat ábécé sorrendben, de aztán egyesítettek néhány osztályt és kapcsolatuk a hőmérséklettel, ezért a hőmérséklet csökkenő sorrendjében a sorozat így kezdett kinézni [41] . Mindegyik osztály 10 alosztályra oszlik 0-tól 9-ig a hőmérséklet csökkenésének sorrendjében, kivéve az O-t: eredetileg O5-től O9-ig alosztályokra osztották, majd az O2-ig alosztályokat vezettek be [44] . Néha félegész alosztályokat használnak, mint például a B0.5. A magasabb hőmérsékleti osztályokat és alosztályokat korai, alacsony hőmérsékletű - késői [45] [46] -nak nevezzük . A csillagok rendkívül egyenlőtlenül oszlanak meg az osztályok között: a Tejútrendszer csillagainak körülbelül 73%-a tartozik az M osztályba, körülbelül 15%-a több a K osztályba, míg az O osztályba tartozó csillagok 0,00002%-a [47] .

A fő spektrális osztályokon kívül továbbiak is vannak. A C (néha R-re és N- re osztva) és S osztályok alacsony hőmérsékletű szén- és cirkóniumcsillagok [46] [16] . Az L, T, Y osztályok a barna törpék osztályai a hőmérséklet csökkenő sorrendjében, az M osztály után következnek [40] .

Az egyes osztályokba tartozó csillagok spektrumának jellemzői [16] [40] [46]
Osztály Hőmérséklet ( K ) [48] [49] [50] Szín Spektrum jellemzők
O > 30 000 Kék Vannak többszörösen ionizált atomok vonalai, például He II [51] , C III , N III , O III , Si V . Vannak He I vonalak, a HI vonalak gyengék.
B 10 000–30 000 fehér kék A He I vonalak intenzitása maximális, megjelennek a Ca II vonalak , és láthatóak az O II, Si II és Mg II vonalak . A He II sorok hiányoznak.
A 7400-10 000 fehér A HI vonalak intenzitása maximális, a Ca II vonalak felerősödnek, és megjelennek a semleges fémek vonalai. A He I sorok eltűnnek.
F 6000-7400 sárga fehér A Ca II és más fémek, például a Fe I , Fe II, Cr II , Ti II vonalak növekednek, a HI vonalak gyengülnek.
G 5000-6000 Sárga A Ca II vonalak maximális intenzitása, a HI vonalak gyengülnek.
K 3800-5000 narancssárga Főleg fémvonalak figyelhetők meg, különösen a Ca I. TiO abszorpciós sávok jelennek meg , a HI vonalak jelentéktelenek.
M 2500-3800 Piros Számos fém- és molekuláris vegyületsor létezik, különösen a TiO.
C 2500-3800 Piros A spektrumok hasonlóak a K és M csillagokéhoz, azonban a TiO sávok helyett a szénvegyületek erős abszorpciós sávjai figyelhetők meg .
S 2500-3800 Piros A spektrumok hasonlóak az M osztályú csillagokéhoz, de a TiO sávok helyett ZrO sávok és más molekuláris abszorpciós sávok vannak.
L 1300-2500 Sötét vörös Az alkálifém vonalak hangsúlyosak , különösen a Na I és a KI , a TiO sávok eltűnnek.
T 600-1300 Sötét vörös CH 4 és H 2 O sávok vannak jelen .
Y < 600 Sötét vörös NH 3 vonalak jelennek meg .

Néha a W osztályt a Wolf-Rayet csillagokra is használják , a P osztályt a bolygóködökre , és a Q osztályt az új csillagokra [52] .

Fényerő osztályok

Az azonos spektrumtípusú csillagok spektruma és hőmérséklete hasonló, de eltérő lehet a méretük és ennek eredményeként a fényességük is. Ezért az osztályozás teljessége érdekében fényességi osztályokat vezetnek be, amelyek mindegyike a Hertzsprung-Russell diagram saját területét foglalja el. Fényerősségi osztályok, a legfényesebbtől a halványabbig [40] [53] :

A csillagok túlnyomó többsége, 90%-a a fősorozathoz tartozik [54] . A Nap egy sárga fősorozatú csillag (vagy egyszerűen csak egy sárga törpe ), spektrális típusa G2V [40] .

Az azonos spektrumtípusú, de különböző fényességi osztályú csillagok spektruma is különbözik. Például a B–F spektrális osztályú fényesebb csillagokban a hidrogénvonalak keskenyebbek és mélyebbek, mint az alacsonyabb fényerejű csillagokban. Ezenkívül az ionizált elemek vonalai erősebbek az óriáscsillagokban, és ezek a csillagok maguk is vörösebbek, mint az azonos spektrumtípusú fősorozatú csillagok [55] .

További jelölések

Ha egy csillag spektrumának vannak olyan jellemzői, amelyek megkülönböztetik a többi spektrumtól, akkor a spektrális osztályhoz egy további betűt adnak. Például az e betű azt jelenti, hogy emissziós vonalak vannak a spektrumban ; m azt jelenti, hogy a fémvonalak erősek a spektrumban. Az n és s betűk azt jelentik, hogy az abszorpciós vonalak szélesek, illetve keskenyek. A neb jelölést akkor használjuk, ha a spektrum alakja egy köd jelenlétét jelzi a csillag körül, p a sajátos spektrumokhoz [56] [57] .

Változócsillagok

A változók azok a csillagok, amelyek fényereje eléggé változik ahhoz, hogy a technika jelenlegi állása szerint észlelni lehessen. Ha a változékonyságot a csillag fizikai változásai okozzák, akkor azt fizikainak, ha pedig a csillag által keltett megvilágítás csak a forgása vagy más objektumok általi lefedettsége miatt változik, akkor geometriainak nevezzük. A fizikai és geometriai változékonyság kombinálható. A csillagmagasság ebben az esetben periodikusan és helytelenül is változhat [58] [59] [60] . Ugyanakkor a változékonyság nem állandó jellemzője egy csillagnak, hanem fejlődésének különböző szakaszaiban keletkezik és eltűnik (lásd alább ), és más karaktert is felvehet ugyanannál a csillagnál [61] .

Jelenleg több százezer változócsillag ismert, többek között más galaxisokban is. A változócsillagok bizonyos típusait, például a cefeidákat vagy a szupernóvákat szabványos gyertyaként használják a csillagászatban, és lehetővé teszik a távolságok mérését az űrben [58] [62] .

A változócsillagok osztályozása összetett, és figyelembe veszi a csillag fénygörbéjének alakját, változásainak amplitúdóját és gyakoriságát, valamint a változékonyságot okozó fizikai folyamatokat. A változócsillagok általános katalógusában , amelyet a változók osztályozására és katalogizálására terveztek, több száz változócsillag-osztályt különböztetnek meg, de néhány csillag még mindig nem tartozik egyikhez sem [58] [63] . Létezik egy speciális elnevezési rendszer a változócsillagok számára (lásd alább ), és magukat a változóosztályokat általában arról a csillagról nevezik el, amely ennek az osztálynak a prototípusa lett - például a változók prototípusa. Az RR Lyra típus az RR Lyra csillag [60] [64] .

A változócsillagok következő fő típusai különböztethetők meg [60] :

Csillagrendszerek

Dupla és több csillag

A kettőscsillag  két csillagból álló rendszer, amelyek egy közös tömegközéppont körül keringenek. Ha egy gravitációsan kötött rendszer több csillagot tartalmaz, akkor az ilyen rendszert többszörös csillagnak nevezzük , és a több csillag rendszerint hierarchikus felépítésű: például a hármas rendszerek állhatnak egy kettős csillagból és egy csillagból, amely meglehetősen távol van. azt. A csillagok több mint fele kettős és többszörös rendszerekhez tartozik, és a forradalom periódusa bennük néhány perctől több millió évig terjedhet. A kettőscsillagok a legmegbízhatóbb információforrások a csillagok tömegéről és néhány egyéb paraméteréről [70] [71] .

A kettõs csillagokat általában aszerint osztályozzák, hogy milyen módszerrel fedezték fel kettõs csillagukat [70] [71] [72] :

  • vizuális kettős csillagok  - csillagpárok, amelyek összetevői a megfigyelések során közvetlenül megkülönböztethetők;
  • spektrális kettős csillagok  - csillagpárok, amelyek kettősségét a spektrumvizsgálatok során észlelik: pályamozgásuk okozza a Doppler-effektust , amely megváltoztatja az egyik vagy mindkét komponens színképvonalainak helyzetét;
  • A fogyatkozó kettőscsillagok  olyan csillagpárok, amelyek összetevői részben vagy teljesen felülmúlják egymást, aminek következtében a látszólagos magnitúdó megváltozik és változékonyság figyelhető meg . Néha a "fotometriai binárisok" tágabb fogalmát használják, amely magában foglalja azokat az eseteket is, amikor nem történik okkultáció , de az egyik vagy mindkét csillag egymás árapály-ereje hatására megnyúlik és különböző irányokba forog, aminek következtében a változékonyság. szintén megfigyelhető;
  • asztrometriai kettőscsillagok - csillagpárok, amelyekben csak egy fényesebb objektumot figyelnek meg, miközben a pályája nem egyenes vonalú, ami egy halvány masszív társ, például egy fehér törpe jelenlétét jelzi .

Megkülönböztetik a szoros bináris rendszereket is  - csillagpárokat, amelyek távolsága a méretükhöz mérhető. Az ilyen rendszerekben a csillagok kölcsönhatása által kiváltott különféle jelenségek megfigyelhetők, például az egyik csillagból a másikba való anyagáramlás, ha az egyik vagy mindkét csillag kitölti Roche-lebenyét [70] [72] [73] .

Néha vannak olyan csillagpárok, amelyek szorosan elhelyezkednek az égi szférára való vetületben , de egymástól nagy távolságra helyezkednek el, és nincsenek összekötve a gravitációval. Az ilyen párokat optikai binárisoknak nevezzük [72] .

Csillaghalmazok

A csillaghalmaz az űrben szorosan elhelyezkedő csillagok csoportja, amelyek azonos molekulafelhőből  származnak . Általánosan elfogadott, hogy a csillaghalmazokat két típusra osztják - gömbölyűre és nyitottra [74] , azonban néha a csillagtársulásokat is csillaghalmazoknak tekintik . A csillaghalmazok azért értékesek a csillagászat szempontjából, mert a bennük lévő csillagok a Földtől azonos távolságra helyezkednek el, és szinte egyidejűleg, szinte azonos kémiai összetételben keletkeztek. Így csak a kezdeti tömegben különböznek egymástól, ami megkönnyíti a csillagfejlődés elméletének megfogalmazását [75] .

A gömbhalmazok sűrű és masszív halmazok, amelyek gömb alakúak, és a csillaghalmaz középpontjában megnövekedett koncentrációjú csillagok. 10 ezertől több millió csillagig, átlagosan körülbelül 200 ezer csillagot tartalmaznak, átmérőjük pedig 100-300 fényév . Az ilyen halmazok kora körülbelül 10-15 milliárd év, ezért a II. populációhoz tartoznak, és a Galaxis gömb alakú alrendszerét alkotják (lásd alább ). A gömbhalmazokban lévő csillagok fémszegények , mivel régen keletkeztek, és kicsi a tömegük, mivel a hatalmas csillagok már befejezték fejlődésüket (lásd alább ) [76] [75] [77] .

A nyitott csillaghalmazok kevésbé sűrűek, mint a gömbhalmazok, és kevesebb csillagot tartalmaznak - több tíztől több ezerig, átlagosan 200-300, az ilyen halmazok átmérője akár 50 fényév is lehet. A gömbhalmazokkal ellentétben a nyitott klasztereket nem köti olyan erősen a gravitáció, és hajlamosak a kialakulásuk utáni egymilliárd éven belül szétesni. Az ilyen halmazok az I. populációhoz tartoznak, és a galaktikus korongra koncentrálódnak , és magukban a halmazokban sok hatalmas és fényes csillag található [78] [75] [77] .

A csillagtársulások még ritkább csillagcsoportok , amelyek össztömege kisebb, mint 1000 M⊙ , átmérője pedig legfeljebb 700 fényév [79] . A gravitáció nagyon gyengén köti őket, így kialakulásuk után 10 millió éven belül elbomlanak. Ez azt jelenti, hogy nagyon fiatal csillagokból állnak [80] [75] [81] .

Galaxisok

A galaxisok csillagokból és csillagközi anyagokból álló rendszerek , amelyek közül a legnagyobb több százmilliárd csillagot tartalmazhat, és sugara elérheti a 30 kiloparszek . A csillagok egyenetlen eloszlásúak a galaxisokban: a fiatal, fémekben gazdag I populációjú csillagok a galaxis lapos alkotóelemét alkotják, amelyet galaktikus korongként figyelnek meg, míg a régi és fémszegény II populációjú csillagok gömb alakú komponenst alkotnak, amely erősen a felé koncentrálódik. a galaxis középpontja [82] [83] [84 ] .

Négy fő galaxistípust azonosított Edwin Hubble 1925-ben [85] [86] :

  • elliptikus galaxisok  - kifejezett belső szerkezet nélküli galaxisok, amelyek gömb vagy ellipszoid alakúak. Gyakorlatilag nem tartalmaznak gázt és port , és főleg régi csillagokból állnak. Nincs bennük lapos alkatrész;
  • a lencse alakú galaxisok külsőleg hasonlítanak az elliptikus galaxisokhoz, de bár a gömbkomponens a fő bennük, csillagkoronggal is rendelkeznek;
  • a spirálgalaxisoknak gömb alakú és lapos komponenseik is vannak, utóbbiak kifejezettebbek, mint a lencse alakú galaxisok, és a spirálgalaxisok korongjaiban spirális szerkezet található;
  • A szabálytalan galaxisok  aszimmetrikus alakú galaxisok, amelyek sok gázt és port tartalmaznak. A gömb alakú komponens az ilyen galaxisokban gyakorlatilag hiányzik, a legtöbb csillag fiatal és lapos alrendszert alkot.

A csillagok evolúciója

A csillagok fizikai és megfigyelhető paraméterei nem állandóak, mert a bennük lezajló termonukleáris reakciók következtében a csillag összetétele megváltozik, tömege csökken, energia bocsát ki. A csillag jellemzőinek időbeli változását csillagfejlődésnek nevezzük , ez a folyamat a különböző kezdeti tömegű csillagoknál eltérően megy végbe [87] . Ilyen esetekben gyakran "a csillag életéről" beszélünk, amely akkor kezdődik, amikor a nukleáris reakciók a csillag egyetlen energiaforrásává válnak, és akkor ér véget, amikor a reakció leáll [88] [89] [90] . A csillagok élettartama a kezdeti tömegtől függően több milliótól több tíz billió évig terjed [91] [92] . Életük során a változékonyság megjelenhet és eltűnhet a csillagokban [61] , a csillagok fejlődését pedig szoros kettős rendszerhez való tartozása befolyásolhatja [93] .

Csillagok nukleoszintézise

A csillagok fejlődésének különböző szakaszaiban különféle termonukleáris reakciók mennek végbe bennük . Közülük a legfontosabb, energetikailag hatékony és legtartósabb - a proton-proton ciklus és a CNO ciklus , amelyben négy protonból héliummag képződik - a fősorozatú csillagok magjában fordul elő [94] [95] .

A kellően nagy tömegű csillagokban az evolúció későbbi szakaszaiban nehezebb elemek szintetizálódnak: először a szén a hármas hélium folyamatban , a legnehezebb csillagokban pedig a vasig terjedő nehezebb elemek -  további nukleoszintézis nem megy végbe, mivel az energetikailag kedvezőtlen [96] ] [95] . A vasnál nehezebb elemek azonban előállíthatók az úgynevezett robbanásszerű nukleoszintézis során, amely akkor következik be, amikor egy csillag elveszíti hidrosztatikus egyensúlyát, például szupernóva-robbanások során [97] .

A csillagfejlődés kezdeti szakasza

A csillagok hideg, ritkított csillagközi gázfelhőkből jönnek létre , amelyek a gravitációs instabilitás következtében zsugorodni kezdenek . Kezdetben csak a nagy tömegű felhők kezdhetnek összeomlani, de közben kisebb összenyomódási területekre osztódnak, amelyek mindegyike már külön csillaggá válik. Emiatt a csillagok mindig csoportosan alakulnak ki: csillagtársulások vagy csillaghalmazok részeként [98] . Miután a hidrosztatikusan egyensúlyi mag kialakul a felhőben, protocsillagnak tekintik . A protocsillag a tömörítés hatására először a távoli infravörösben világít, majd felmelegszik és láthatóvá válik az optikai tartományban. Ez a szakasz a legnagyobb csillagok esetében 10,5 évtől a legkisebb tömegű csillagok esetében 10,9 évig tarthat [ 99] [100] [101] . Ekkor a csillag körül protoplanetáris korongok is kialakulnak, amelyek a későbbiekben bolygórendszerekké fejlődhetnek [102] . Ezt követően a csillag belseje, ha tömege meghaladja a 0,075 M⊙ -t, kellően felmelegszik, és megindul benne a héliumszintézis hidrogénből: ekkor válik a csillag teljes értékű fősorozatú csillaggá . Ha a tömeg kisebb, mint 0,075 M⊙ , akkor a protocsillag barna törpévé válik , amelyben egy ideig termonukleáris fúzió lejátszódhat, de az energia nagy része a kompresszió következtében felszabadul [ 1] [3] .

Fő sorozat

Miután egy csillagban megkezdődik a hélium szintézise hidrogénből, fősorozatú csillaggá válik, és élete nagy részét ebben az állapotban tölti – a csillagok 90%-a, beleértve a Napot is, a fősorozathoz tartozik [54] .

A fősorozatú csillagok jellemzői elsősorban a tömegtől, és jóval kisebb mértékben az életkortól és a kezdeti kémiai összetételtől függenek: minél nagyobb egy csillag tömege, annál nagyobb a hőmérséklete, sugara és fényessége, és annál rövidebb az élettartama a fő csillagokon. sorrend. Így például egy 0,1 M ⊙ tömegű csillag fényessége 0,0002 L ⊙ , hőmérséklete 3000 K és spektrális típusa M6, egy 18 M ⊙ tömegű csillag  fényessége pedig 30 000 L ⊙ , 33 000 K hőmérséklet és O9,5 spektrumtípus [92] . A legnehezebb csillagok fősorozatának élettartama körülbelül néhány millió év, míg a legkisebb tömegű csillagok élettartama körülbelül 10 billió év, ami meghaladja az Univerzum korát [54] [103] . A II. populációba tartozó , a magban héliumot is szintetizáló nehéz elemek alacsony bőségével rendelkező csillagok többszörösen halványabbak, mint az azonos spektrumtípusú fősorozatú csillagok, és szubtörpének nevezik őket [104] .

A fő sorozatszakasz akkor ér véget, amikor túl kevés hidrogén marad a csillag magjában, és égése nem folytatódhat ugyanabban a módban. A különböző csillagok ekkor eltérően viselkednek [105] .

A csillagok evolúciója a fősorozat után

A legtöbb csillagban a hélium felhalmozódik a magban, és egyre kevesebb hidrogén marad. Ennek eredményeként a hidrogén a mag körüli rétegforrásban égni kezd, és maga a csillag először az óriás alatti szakaszba , majd a vörös óriás ágba kerül , lehűlve, de megsokszorozva méretét és fényességét [105] .

Ez alól kivételt képeznek a 0,2 M⊙ -nál kisebb tömegű csillagok : teljesen konvektívek , és a bennük lévő hélium a térfogatban eloszlik. Az elméleti modellek szerint felmelegednek és összezsugorodnak, kék törpékké , majd hélium fehér törpékké alakulnak (lásd alább ) [103] [106] .

A nagyobb tömegű csillagokban a hélium égése egy bizonyos pillanatban megindul . Ha a csillag tömege kisebb, mint 2,3 M⊙ , akkor robbanásszerűen világít – héliumvillanás történik , és a csillag a vízszintes ágon van . Nagyobb tömegnél a hélium fokozatosan meggyullad, és a csillag átmegy egy kék hurkon . Amikor a szén és az oxigén felhalmozódik a magban, és kevés hélium marad, a mag zsugorodni kezd, és a csillag átmegy az aszimptotikus óriáságba  - a folyamatok itt hasonlóak a vörös óriás ágon lévő csillagokban végbemenő folyamatokhoz. A 8 M⊙ - nál kisebb tömegű csillagok esetében ez a szakasz az utolsó: lehullanak a héjuk, és szénből és oxigénből álló fehér törpékké válnak [107] [108] .

A nagyobb tömegű csillagok magja zsugorodni kezd, és a csillag szuperóriássá válik . Ebben szénnel lejátszódó termonukleáris reakciók indulnak be - a 8-10 M ⊙ tömegű csillagoknál szénrobbanás eredményeként , majd fokozatosan a nagyobb tömegű csillagoknál. Hamarosan megindulhatnak a reakciók a nehezebb elemekkel, egészen a vasig, és a csillagban számos, különböző elemekből álló réteg keletkezik. Ezt követően a csillag vagy ledobhatja a héját, és fehér törpévé válik, amely oxigénből, neonból vagy magnéziumból áll , vagy szupernóvaként felrobbanhat, majd egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk marad belőle [107] [108] .

A csillagfejlődés utolsó szakaszai

Háromféle objektum létezik, amelyekké egy csillag az élete végén változhat [109] .

A fehér törpék olyan degenerált anyagból álló  objektumok, amelyek tömege a Nap nagyságrendje, de sugara 100-szor kisebb. A 8-10 M ⊙ kezdeti tömegnél kisebb csillagok fehér törpékké alakulnak , és ledobják a héjat, amelyet bolygóködként figyelnek meg . A fehér törpék nem termelnek energiát, hanem csak a bennük lévő magas hőmérséklet miatt sugároznak: a legforróbbak 70 000 K körüli hőmérsékletűek , de fokozatosan lehűlnek és fekete törpékké válnak [107] [109] .

Neutroncsillagok akkor jönnek létre, ha egy csillag elfajult magjának tömege meghaladja a Chandrasekhar határértéket  – 1,46 M⊙ . Ebben az esetben a mag összeomlása az anyag neutronizálásával következik be, amely során szupernóva-robbanás következik be . 2 M ⊙ neutroncsillag tömege esetén a sugara körülbelül 10 km [107] [109] [110] lesz .

Fekete lyuk akkor keletkezik, ha az atommag tömege meghaladja az Oppenheimer-Volkov határértéket , ami 2-2,5 M⊙ . A létrejövő neutroncsillag instabilnak bizonyul, és az összeomlás folytatódni fog: további stabil konfigurációk nem ismertek. Egy ponton a magsugár kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár , amelynél a második kozmikus sebesség egyenlő lesz a fénysebességgel , és megjelenik egy csillagtömegű fekete lyuk [107] [109] .

Csillagkatalógusok és nómenklatúra

A csillagok listái, amelyek bármilyen információt tartalmaznak róluk, mint például az égi koordináták , a megfelelő mozgások , a magnitúdók vagy a spektrumtípusok , csillagkatalógusoknak nevezik. Egyes katalógusok bizonyos típusú csillagokról tartalmaznak információkat: például csak a binárisokról vagy a változókról . A Strasbourg Center for Astronomical Data felelős a csillagkatalógusok adatainak tárolásáért, rendszerezéséért és terjesztéséért . A modern csillagkatalógusok közül a következőket lehet megkülönböztetni [111] [112] [113] :

  • A Hipparcos katalógus az azonos nevű űrteleszkóp 1989-1993-as optikai tartományban végzett munkájának eredményei alapján állított össze . Információkat tartalmaz 118 218 csillagról, például az éves parallaxist 0,001 hüvelykig, a megfelelő mozgásokat 0,001 hüvelykig és a magnitúdókat, valamint tartalmazza a szabványos ICRS koordináta-rendszert is ;
  • A Tycho-2 katalógus is Hipparcos munkáiból készült. Kisebb a pontossága, de több mint 2 millió csillagról tartalmaz információt;
  • A 2MASS (The Two Micron All Sky Survey) egy 0,5 milliárd csillag közeli infravörös tartományának koordinátáit és magnitúdóit tartalmazó katalógus, amelyet a California Institute of Technology állított össze .
  • A Gaia katalógus  az azonos nevű űrteleszkóp munkáján alapul. A katalógus különösen több mint 1,8 milliárd csillag koordinátáit és magnitúdóit tartalmazza, valamint több mint 1,4 milliárd csillag parallaxisát és megfelelő mozgását. A teleszkóp tovább működik, így a katalógus [114] [115] kiegészítése és finomítása várható .

Nómenklatúra

Az ókortól kezdve a csillagok saját nevüket kapták (lásd alább ), de a csillagászat fejlődésével felmerült az igény egy szigorú nómenklatúrára. 2016-ig nem voltak hivatalos tulajdonnevek a csillagoknak, 2020-ra azonban 336 tulajdonnevet hagyott jóvá a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió [116] [117] .

A Johann Bayer által 1603-ban bevezetett Bayer-jelölés volt az első, amelyet néhány módosítással a mai napig használnak. Katalógusában az egyes csillagképek legfényesebb csillagait egy görög betűről és a csillagkép nevéről nevezték el. Általában, bár nem minden esetben, a konstelláció legfényesebb csillaga α betűt kapott, a második - β és így tovább. Ha több csillag van a csillagképben, mint a görög ábécé betűi, akkor a latin ábécé betűit használjuk: először kisbetűt a-tól z-ig, majd nagybetűt A-tól Z-ig. Például az Oroszlán csillagkép legfényesebb csillaga  - Regulus  - α Oroszlán elnevezésű [116 ] .

Egy másik széles körben használt rendszer, a Flamsteed  jelölései 1783-ban jelentek meg, és John Flamsteed 1725-ben, halála után kiadott katalógusán alapul. Ebben a csillagkép minden csillagához hozzárendelnek egy számot a jobbra emelkedés sorrendjében . Ilyen név például a 61 Cygnus [116] .

Mindenesetre a csillagokat annak a katalógusnak a neve, amelyben meg vannak jelölve, és a benne lévő szám is jelöli. Például a Betelgeuse különböző katalógusokban HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 és PPM 149643 néven szerepel [116] .

Kettős vagy többszörös csillagok , változók , valamint új vagy szupernóvák esetében más jelölést használnak [116] :

  • a kettős és többszörös csillagok összetevői, ha nincs külön megnevezésük, nagy latin betűket kapnak a név végére. Például egy fehér törpe a Sirius rendszerben Sirius B, α Canis Major B, HD 48915 B;
  • a változócsillagok összetettebb jelöléssel rendelkeznek, amely történelmileg alakult ki. Ha nem rendelkeznek Bayer-jelöléssel, akkor nagy latin betűvel és a felderítési sorrendben található csillagképben kapják a nevüket, R betűvel kezdődően (néhány esetben Q-val). A Z betűt kétbetűs jelölések követik: RR-től RZ-ig, majd SS-től SZ-ig, és így tovább, egészen ZZ-ig. Ezután következnek az AA-tól AZ-ig, BB-től BZ-ig, és így tovább a QQ-tól QZ-ig, és a J betű nem használatos. Ez a módszer lehetővé teszi, hogy minden csillagképben 334 csillagot jelöljön ki, ezt követően V335, V336 stb. Ilyen nevek közé tartozik az R Andromedae , RR Lyra és a V1500 Cygnus ;
  • novae és szupernóvák, bár változók, eltérő jelöléssel rendelkeznek. Az új csillagokat aszerint nevezik el, hogy milyen csillagképben látták őket, és az évszám szerint, például az 1975-ös új Cygnus , és egyúttal a változócsillagok rendszere szerinti név (ugyanaz az új V1500 Cygnus jelzéssel rendelkezik). A szupernóvákat felfedezésük évével és felfedezésük sorrendjével jelölik: az első 26-ot latin nagybetűk jelzik A-tól Z-ig, majd a kisbetűket aa-tól az-ig, ba-tól bz-ig stb. Ilyen jelölésre példa az SN1997bs [118] .

Tanulmánytörténet

A csillagok ötlete az ókorban

Ősidők óta az emberek figyeltek az égre, és különféle csillagcsoportokat vettek észre rajta. A Plejádok nyílt csillaghalmazának legrégebbi sziklaművészete, amelyet a Lascaux-barlangban fedeztek fel, az ie 18-15. évezredből származik [119] . A sumér csillagkatalógusokban leírt csillagképek egy része a mai napig fennmaradt , és a Ptolemaiosz által az i.sz. 2. században leírt 48 csillagkép közül. e., 47 szerepel a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió által jóváhagyott 88 csillagképből álló listán [120] [121] . Néhány fényes csillag saját nevet kapott, amelyek szintén különböztek a különböző kultúrákban – az arab nevek voltak a leggyakoribbak [117] .

Alkalmazott célokra is használták a csillagos eget . Az ókori Egyiptomban az év kezdetét tekintették Szíriusz első heliakális feltámadásának napjának [122] . A minószi civilizáció tengerészei , amely a Krisztus előtti harmadik évezredtől létezett. e., tudta, hogyan kell használni a csillagokat a navigációhoz [123] .

A csillagok látható paramétereinek vizsgálata

A csillagászat jelentős fejlődésen ment keresztül az ókori Görögországban . Az akkori leghíresebb csillagkatalógust Hipparkhosz állította össze a Kr. e. 2. században. e.: 850 csillagot tartalmazott, fényesség szerint 6 osztályba osztva - később ez a felosztás a csillagmagnúdók modern rendszerévé változott [124] . Hipparkhosz volt az első, aki megbízhatóan felfedezett egy változócsillagot , nevezetesen egy nóvát Kr.e. 134 körül. e [125] . Ezt követően a csillagászok rendszeresen fedeztek fel új csillagokat és szupernóvákat: Kínában az i.sz. X-XVII. században. e. 12 nóvát és szupernóvát fedeztek fel . Köztük volt az 1054-es szupernóva is, amely a Rák-ködöt szülte [122] . Más típusú változócsillagokat azonban jóval később kezdték felfedezni: az első a Mira volt , amelynek változékonyságát David Fabricius fedezte fel 1609-ben [62] .

Ugyanakkor magukról a csillagokról keveset tudtak: különösen a kopernikuszi forradalom után is az állócsillagok nagyon távoli szféráján helyezkedtek el  - ezt elősegítette a csillagoktól való nagy távolság, ami miatt lehetetlen volt észrevenni a relatív mozgásukat [126] , és a sejtések, miszerint a távoli csillagok valójában hasonlítanak a Naphoz , csak megjelentek és filozófiailag gyakrabban indokoltak. Christian Huygens 1695- ben próbálta először megbecsülni a csillagok távolságát: a Szíriusz távolságát 0,5 fényévnek adta meg , míg a távolságot fotometriailag becsülte meg. 1718-ban Edmund Halley felfedezte Aldebaran , Sirius és Arcturus megfelelő mozgását . Ugyanakkor a csillagászok megpróbálták kimutatni a csillagparallaxisokat , de nem volt pontos méréseik. Mindazonáltal ezek a kísérletek más felfedezésekhez vezettek: különösen 1802-1803-ban William Herschel be tudta bizonyítani, hogy sok kettős csillag fizikai pár, nem pedig optikai kettős csillag. A csillagparallaxis 1818-1821-ben először volt képes mérni két csillagot , Vaszilij Jakovlevics Struve -t, és az egyiknél - Altairnél  - az érték nagyon közel állt a mai értékhez, bár Struve maga nem volt biztos benne az eredmény pontossága. 1837-ben a Vega parallaxisát is megmérte , és hamarosan más csillagászok eredményei is következtek [122] .

A csillagok fizikai természetének tanulmányozása

Távol álltak az igazságtól a csillagok természetére vonatkozó elképzelések – az első lépést a tanulmányozása felé a résspektrográf feltalálása és a spektrális elemzés fejlesztése jelentette . A Fraunhofer-vonalakat 1815-ben fedezték fel, bár Isaac Newton már 1666-ban tanulmányozta a Nap spektrumát. Már az 1860-as években meghatározták a különböző csillagok, köztük a Nap atmoszférájának összetételét, és ezzel egy időben Gustav Kirchhoff felvetette a csillagok fotoszféráinak létezését , amelyekben folytonos spektrumnak kell kialakulnia [39] . Egy másik kérdés, amely foglalkoztatta a tudósokat, a csillagok energiaforrása volt: a 19. és 20. század fordulóján népszerű volt az az elképzelés, hogy a csillagok azért ragyognak, mert a gravitációs összehúzódás során energiát szabadítanak fel. Ezzel a hipotézissel az volt a probléma, hogy a számítások szerint egy ilyen mechanizmusnak 10 7 évre kellett volna elegendőnek lennie a Napnak , míg geológiai információk szerint a Föld legalább 10 9 éve létezik. A radioaktivitás felfedezése után James Jeans megpróbálta elmagyarázni neki a csillagok fényét , de ez az elképzelés sem tudta megmagyarázni a Nap ilyen hosszú élettartamát; övé volt az a hipotézis is, hogy a megsemmisülés következtében energia szabadul fel . Végül 1920-ban Arthur Eddington felvetette, hogy energia szabadul fel, amikor a hidrogénatommagok héliummagokká alakulnak , és bár nem tudta pontosan, hogyan történik ez az átalakulás, végül ez a találgatás igaznak bizonyult - már az 1930-as évek végén. A hidrogén-hélium konverzió proton-proton és CNO-ciklusai . A csillagok energiaforrásának meghatározása után elkezdődtek a csillagfejlődés elméletei , amelyek lehetővé tették a csillagok látszólagos sokféleségének és eloszlásának magyarázatát a Hertzsprung-Russell diagramon [122] .

A kultúrában

A különböző népek különböző csillagokat és csillagképeket azonosítottak , de szinte minden kultúrában az Ursa Major , az Orion és a Plejádok csillagai csillagképekbe egyesültek . Az égen megfigyelt alakokat gyakran bizonyos képekhez, tárgyakhoz vagy állatokhoz társították, amelyeket a különböző népek mítoszaikkal és legendáikkal társítottak. Sok modern csillagkép pontosan az ókori görög mitológiához kapcsolódik [127] [128] . A csillagos eget és a benne lévő csillagokat sok korai civilizáció isteni entitásként fogta fel – feltehetően ez az elképzelés Mezopotámiából indult ki, és onnan terjedt el az egész világon. Ott keletkezett az asztrológia is , amely egészen a modern időkig nem vált el a csillagászattól [129] [130] .

A csillagos égbolt látványát a modernebb kulturális alkotások is tükrözik. Például a noktürn  egy olyan festészeti stílus, amelyet az éjszakai jelenetek, különösen az éjszakai égbolt képe jellemez: ennek a műfajnak az egyik leghíresebb festménye Vincent van Gogh Csillagos éjszakája . Különféle szépirodalmi műveket is szentelnek a csillagoknak , és a sci-fi gyakran konkrét csillagokkal vagy csillagrendszerekkel foglalkozik [131] [132] [133] .

A csillagokat gyakran szimbolikusabb értelemben tekintik: különböző nyelveken a "csillag" szónak számos átvitt jelentése van. Egy csillag sematikus képe több mint 40 ország zászlaján található, amelyek közül sok iszlám : ebben a vallásban a csillag és a félhold  a béke és az élet szimbóluma. A csillagok más vallásokban is fontos szerepet játszanak: például a kereszténységben széles körben ismert a betlehemi csillag története [131] .

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 csillag  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 18. Az eredetiből archiválva : 2018. január 1..
  2. ↑ David Darling. Star  (angol) . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 21.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 138-139.
  4. ↑ 1 2 Zasov A. V. A csillagok méretei (meghatározási módszerek) . Asztronet . Letöltve: 2020. október 29. Az eredetiből archiválva : 2020. július 23.
  5. ↑ Kiselev A. A. A "rögzített" csillagok megfelelő mozgása és jelentőségük a csillagászatban . Asztronet . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2003. július 25.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Tutukov A. V. Sztárok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 22.
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. tizennégy.
  8. ↑ A csillagképek . Nemzetközi Csillagászati ​​Unió . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2021. október 14.
  9. ↑ David Darling. A legfényesebb csillagok . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 23.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 171.
  11. ↑ David Darling. Legközelebbi csillagok . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 21.
  12. ↑ Pskovskiy Yu. P. Távolságok az űrobjektumoktól (meghatározási módszerek) . Asztronet . Letöltve: 2020. október 30. Az eredetiből archiválva : 2008. június 4.
  13. ↑ Wolf-Rayet sztárok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. február 14. Az eredetiből archiválva : 2021. február 25.
  14. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-149.
  15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 371.
  16. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 373.
  17. ↑ Kulikovsky P. G. Az égitestek tömegei (meghatározási módszerek) . Asztronet . Letöltve: 2020. október 30. Az eredetiből archiválva : 2020. november 7..
  18. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , p. 247.
  19. ↑ Szuperóriás csillag  . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. november 4. Az eredetiből archiválva : 2020. november 26.
  20. ↑ Nola Taylor. Mi a Legnagyobb Sztár?  (angol) . Space.com (2018. július 26.). Letöltve: 2021. január 3. Az eredetiből archiválva : 2021. január 21.
  21. ↑ Jake Parks. Ismerje meg a legextrémebb sztárokat  (angol) . Astronomy.com (2020. szeptember 23.). Letöltve: 2021. január 3. Az eredetiből archiválva : 2021. január 24.
  22. ↑ Stephenson 2-18 (St2-18  ) . Star Facts (2020. szeptember 13.). Letöltve: 2021. január 3. Az eredetiből archiválva : 2021. február 7..
  23. ↑ A csillagok csak nagyobbak lettek – egy 300 naptömegű csillagot fedeztek fel  . ESO (2010. július 21.). Letöltve: 2021. április 24. Az eredetiből archiválva : 2019. május 4..
  24. ↑ Ruzmaikin A. A. A Nap és a csillagok mágneses mezői . Asztronet. Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2020. október 27.
  25. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , p. 230.
  26. ↑ Surdin, 2015 , p. 120-123.
  27. ↑ Surdin, 2015 , p. 137.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 249, 392-399.
  29. ↑ Surdin, 2015 , p. 135-136.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 249.
  31. ↑ A fősorozatú csillagok felépítése . Asztronet . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2020. július 5.
  32. ↑ Main Sequence Star . Az asztrofizikai néző . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2018. július 21.
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Sakhibullin N. A. Csillagok légkörei . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  34. ↑ Cserepascsuk A. M. Sötétedés a szélig . Asztronet . Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  35. ↑ Csillagok fotoszférája . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2019. december 11.
  36. ↑ Csillagok kromoszférái . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2020. október 27.
  37. ↑ Csillagkoronák . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2020. július 19.
  38. ↑ Lamzin S. A. Csillagszél . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 24. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  39. ↑ 12 Paul W. Merrill . A kémiai elemek vonalai csillagászati ​​spektrumokban  // Papers of the Mount Wilson Observatory. – Washington: Carnegie Institution, 1958.
  40. ↑ 1 2 3 4 5 Csillagok  besorolása . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 18. Az eredetiből archiválva : 2021. május 3.
  41. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 369.
  42. ↑ Surdin V. G. A csillagok osztályozása . Asztronet . Letöltve: 2020. október 29. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 6..
  43. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
  44. ↑ Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, MS Oey. A legkorábbi O csillagok új spektrális osztályozási rendszere: Az O2 típus meghatározása  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - Vol. 123 , iss. 5 . - 2754. o . — ISSN 1538-3881 . - doi : 10.1086/339831 . Archiválva : 2020. október 30.
  45. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 370.
  46. ↑ 1 2 3 Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 209-210.
  47. ↑ David Darling. A csillagok száma . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 22. Az eredetiből archiválva : 2021. június 9.
  48. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 68-70. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. június 15. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29.
  49. ↑ Gray RO, Corbally CJ Csillagok spektrális osztályozása . - Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 568. - 592. o. - ISBN 978-0-691-12510-7 . Archiválva : 2021. április 15. a Wayback Machine -nél
  50. ↑ Allard F., Homeier D. Barna törpék   // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — 4475. o . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Archiválva : 2021. május 21.
  51. ↑ A római számok az atom ionizációs fokát jelzik. I semleges atom, II egyszeresen ionizált, III kétszeresen ionizált stb.
  52. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , p. 209.
  53. ↑ Surdin, 2015 , p. 148.
  54. ↑ 1 2 3 David Darling. Fő sorozat . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 22. Az eredetiből archiválva : 2020. október 29.
  55. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 212-213.
  56. ↑ Spektrális osztályozás . www.cfa.harvard.edu . Letöltve: 2020. október 29. Az eredetiből archiválva : 2020. november 14.
  57. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 370-371.
  58. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Változócsillagok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2021. május 9.
  59. ↑ Változócsillag  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 23.
  60. ↑ 1 2 3 David Darling. változó csillag . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  61. ↑ 1 2 Efremov Yu. N. Változócsillagok . Asztronet . Letöltve: 2020. október 25. Az eredetiből archiválva : 2020. október 28.
  62. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 163.
  63. ↑ GCVS Bevezetés . www.sai.msu.su _ Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  64. ↑ David Darling. Változócsillag elnevezés . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. szeptember 18.
  65. ↑ David Darling. Pulzáló változó . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2017. december 5..
  66. ↑ David Darling. Kitörési változó . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  67. ↑ David Darling. kataklizmikus változó . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  68. ↑ David Darling. eclipsing bináris . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 27.
  69. ↑ David Darling. Forgó változó . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 20. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  70. ↑ 1 2 3 Tutukov A. V. Kettős csillagok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 24.
  71. ↑ 1 2 Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 221-226.
  72. ↑ 1 2 3 David Darling. kettős csillag . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 27.
  73. ↑ Shakura N. I. Közeli kettős csillagok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 24.
  74. ↑ David Darling. Csillaghalmaz . Tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  75. ↑ 1 2 3 4 Surdin, 2015 , p. 287-295.
  76. ↑ David Darling. Globuláris klaszter . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  77. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 440-442.
  78. ↑ David Darling. nyitott klaszter . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  79. ↑ Csillagtársítás  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  80. ↑ David Darling. Csillagok Egyesülete . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2020. október 29.
  81. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 440-444.
  82. ↑ Galaxis  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 23. Az eredetiből archiválva : 2021. október 19.
  83. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , p. 367.
  84. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 439-440.
  85. ↑ Surdin, 2015 , p. 336-340.
  86. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 468-471.
  87. ↑ A csillagok evolúciója . Fizikai és Technológiai Enciklopédia . Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2020. július 10.
  88. ↑ A csillagok élete . www.sai.msu.su _ Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2020. július 1.
  89. ↑ Hogyan néz ki egy csillag életciklusa? . new-science.ru . Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2020. július 11.
  90. ↑ Postnov K. A. Mivé válnak a csillagok életük végén . Asztronet . Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2020. július 12.
  91. ↑ Bertulani C.A.Magok a kozmoszban. - Szingapúr: World Scientific , 2013. - ISBN 978-981-4417-66-2 .
  92. ↑ 1 2 Mironova I. Fő szekvencia . Asztronet . Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29.
  93. ↑ Cherepaschuk A. M. Közeli kettős csillagok az evolúció késői szakaszában . Asztronet . Letöltve: 2020. július 16. Az eredetiből archiválva : 2015. október 20.
  94. ↑ Nadezhin D.K. Nukleáris reakciók a csillagokban . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 23.
  95. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 128-134.
  96. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 413.
  97. ↑ Robbanásveszélyes nukleoszintézis . Fizikai és Technológiai Enciklopédia . Letöltve: 2020. július 18. Az eredetiből archiválva : 2020. július 18.
  98. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 386-392.
  99. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . Felhőtől csillagig . Astronet (1992) . Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 23.
  100. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 394-395.
  101. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , p. 243.
  102. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 356-358.
  103. ↑ 1 2 Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - június 1. (482. kötet). - doi : 10.1086/304125 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 5.
  104. ↑ Drágám D. Szubtörpe . Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 25. Az eredetiből archiválva : 2020. október 31.
  105. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 399.
  106. ↑ Surdin, 2015 , p. 158.
  107. ↑ 1 2 3 4 5 Fundamental Astronomy, 2007 , pp. 249-254.
  108. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 154-161.
  109. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 418-421.
  110. ↑ Utrobin V.P. szupernóvák . Asztronet . Letöltve: 2020. október 25. Az eredetiből archiválva : 2020. október 28.
  111. ↑ Kuimov K. V. Sztárkatalógusok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  112. ↑ Sztárkatalógus  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 7..
  113. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 153-155.
  114. ↑ A Gaia áttekintése  . ESA . Letöltve: 2021. október 10. Az eredetiből archiválva : 2021. október 10.
  115. ↑ Gaia EDR3 tartalom - Gaia - Cosmos . ESA . Letöltve: 2021. október 10. Az eredetiből archiválva : 2020. december 10.
  116. ↑ 1 2 3 4 5 Csillagok elnevezése . Nemzetközi Csillagászati ​​Unió . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2020. április 11.
  117. ↑ 1 2 Csillagok nevei . Astromyth . Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 23.
  118. ↑ Szupernóvák listája . Központi Csillagászati ​​Távirati Iroda . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2020. május 12.
  119. ↑ Jekaterina Rusakova. A csillagászok a csillagokból határozták meg egy ősi vers korát . N+1 (2016. május 16.). Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 31.
  120. ↑ A csillagképek legrövidebb története . Astromyth . Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 31.
  121. ↑ Csillagos égbolt . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 27. Az eredetiből archiválva : 2020. október 24.
  122. ↑ 1 2 3 4 A csillagászat története . Természettudományi és Technikatörténeti Intézet . S. I. Vavilov . Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29.
  123. ↑ Navigáció . National Geographic . National Geographic Society (2011. január 21.). Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2020. október 23.
  124. ↑ Nagyságrend . Asztronet . Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2020. július 31.
  125. ↑ Antonios D. Pinotsis. Csillagászat az ókori Rodoszban . Conferences.phys.uoa.gr _ Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2017. szeptember 7..
  126. ↑ A Naprendszer felfedezése . Moszkvai Planetárium . Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2020. november 6..
  127. ↑ Beryozkin Yu. E. A csillagos ég születése: ötletek az éjszakai világítótestekről a történelmi dinamikában. . - Szentpétervár. : MAE RAN, 2017. - 316 p. - ISBN 978-5-88431-326-2 . Archiválva : 2020. október 31. a Wayback Machine -nél
  128. ↑ Ian Ridpath. Ian Ridpath csillagmeséi – Csillagkép-mitológia és történelem . Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2020. október 25.
  129. ↑ Természetimádat - Csillagok és csillagképek  . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2020. november 20.
  130. ↑ Kurtik G. E. , Kobzev A. I. , Lisenko V. G. Asztrológia . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2020. október 31. Az eredetiből archiválva : 2021. január 28..
  131. ↑ 1 2 Varadaraja Venkata Raman. Csillagok hatása az emberi kultúrára  (angol)  // Astronomy and Civilization in the New Enlightenment: Passions of the Skies / Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre. - Dordrecht: Springer Netherlands , 2011. - P. 151-165 . - ISBN 978-90-481-9748-4 . - doi : 10.1007/978-90-481-9748-4_16 .
  132. ↑ Alina Cohen. Van Goghtól Vija Celminsig ezek a művészek az éjszakai égboltot tették  múzsájukká . Artsy (2018. június 7.). Letöltve: 2021. január 3. Az eredetiből archiválva : 2021. május 16.
  133. ↑ James Davis Nicoll. A klasszikus sci-fi sztárrendszereket folyamatosan tönkreteszi a tudomány  . Tor.com (2018. július 23.). Letöltve: 2021. január 3. Az eredetiből archiválva : 2021. január 25.

Irodalom

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. — M. : Szerkesztői URSS, 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Csillagászat: XXI. század. - 3. kiadás - M. : Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. kiadás. - Berlin: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Tematikus oldalak
Szótárak és enciklopédiák