Зорка

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Плеяды — рассеянае скопішча ў сузор'і Цяльца

Зо́рканябеснае цела, якое ўяўляе сабой шар, складзены з газу і сціснуты сіламі гравітацыі, у нетрах якога працякаюць ядзерныя рэакцыі.

Самаю блізкаю да Зямлі зоркаю з'яўляецца Сонца — тыповы прадстаўнік спектральнага класа G. Зоркі ўтвараюцца з газава-пылавога асяроддзя (галоўным чынам з вадароду і гелію) у выніку гравітацыйнага сціскання. Тэмпература рэчыва ў нетрах зорак вымяраецца мільёнамі кельвінаў, а на іх паверхні — тысячамі кельвінаў. Энергія пераважнай большасці зорак выдзяляецца ў выніку тэрмаядзерных рэакцый ператварэння вадароду ў гелій, якія адбываюцца пры высокіх тэмпературах ва ўнутраных абласцях. Зоркі частка называюць галоўнымі целамі Сусвету, бо ў іх заключана асноўная маса бачнага рэчыва ў прыродзе. Паказальна і тое, што зоркі маюць адмоўную цеплаёмістасць.

Вобласць утварэння зорак у Вялікім Магеланавым Воблаку

Найбліжэшая да Сонца зорка — Проксіма Цэнтаўра. Яна знаходзіцца ў 4,2 светлавога года (4,2 св. гадоў = 39 Пм = 39 трыльёнаў км = 3,9×1013 км) ад цэнтра Сонечнай сістэмы.

Простым вокам (пры добрай вастрыні зроку) на небе бачна каля 6000 зорак, па 3000 ў кожным паўшар'і. Усе бачныя з Зямлі зоркі (уключаючы бачныя ў самыя магутныя тэлескопы) знаходзяцца ў мясцовай групе галактык.

Характарыстыкі зорак[правіць | правіць зыходнік]

Зорная велічыня[правіць | правіць зыходнік]

Зорная велічыня адлюстроўвае, наколькі добра бачна зорка. Гэтая характарыстыка з'явілася яшчэ ў старажытныя часы, калі лічылася, што ўсе зоркі знаходзяцца на адной адлегласці ад Зямлі, і таму па іх бліску можна вызначыць памер. Бачныя зоркі маюць зорныя велічыні ад 1^m (самыя яркія) да 6^m (ледзь бачныя). Лічыцца, што зорка 1-ай велічыні свеціць ярчэй за зорку 6-ай велічыні роўна ў 100 разоў. Пасля з'яўлення тэлескопаў, колькасць бачных зорак значна павялічылася, таму пачалі ўжываць нумарацыю да 21-ай зорнай велічыні. Таксама велічыня можа быць дробнай (напр. 7,3^m), роўнай 0 ці нават адмоўнай. У сувязі з тым, што зорная велічыня не адлюстроўвае рэальнай яркасці зоркі, ужываецца таксама абсалютная зорная велічыня, якая характарызуе свяцільнасць зоркі, калі б яна была на адлегласці ад зямлі, роўнай (10 пс).

Свяцільнасць[правіць | правіць зыходнік]

Свяцільнасць зоркі — колькасць энергіі, якую выдзяляе зорка. Яе можна вызначыць, ведаючы абсалютную зорную велічыню. Свяцільнасць зорак вагаецца ў даволі шырокім дыяпазоне. Напрыклад, свяцільнасць S Залатой Рыбы перавышае свяцільнасць Cонца ў 500 000 разоў.

Адлегласць[правіць | правіць зыходнік]

Адлегласць да зоркі вымяраецца ў светлавых гадах ці ў парсеках. Існуе некалькі спосабаў вызначыць, на колькі далёка ад нас знаходзіцца зорка. Самы просты — гэта метад паралакса, але ён дазваляе вызначыць адлегласць толькі да бліжэйшых зорак, не перавышаючую некалькіх соцень парсекаў. Адлегласць да аддаленых зорак вызначаецца метадам спектральнага паралакса, які будуецца на вызначэнні абсалютнай зорнай велічыні па спектры і на далейшым параўнанні яе з адноснай зорнай велічынёй.

Маса[правіць | правіць зыходнік]

Маса зоркі — вельмі істотная велічыня. У адрозненне ад свяцільнасці і зорнай велічыні яна вагаецца ў больш вузкіх межах. Найбольш проста вызначыць масу падвойнай зоркі, бо да яе можна прымяняць закон сусветнага прыцягнення. Таксама ёсць залежнасць паміж масай і свяцільнасцю зоркі (свяцільнасць змяняецца прапарцыянальна кубу масы). Гэтаю ўласцівасцю карыстаюцца пры вызначэнні мас асобных зорак.

Спектральная класіфікацыя[правіць | правіць зыходнік]

Па спектру зоркі можна вызначыць практычна ўсе яе характарыстыкі. Існуюць дэталізавана распрацаваная класіфікацыя зорак, якая складаецца з літары лацінскага алфавіта, якая абазначае клас і лічбы, якая абазначае падклас. Паслядоўнасць класаў адлюстроўвае змяненне тэмпературы ў бок паніжэння: O-B-A-F-G-K-M

Эвалюцыя зоркі[правіць | правіць зыходнік]

Зоркі ўтвараюцца з газа-пылавога воблака пад уздзеяннем сіл гравітацыі. Калі сілы гравітацыі пачынаюць перавышаць ціск газу, то газ пачынае сціскацца, што суправаджаецца падняццем тэмпературы. Гэты этап называецца пратазоркай. Калі тэмпература ў цэнтры пратазоркі падымецца да некалькіх мільёнаў К, то ў цэнтры зоркі пачнецца тэрмаядзерная рэакцыя сінтэзу і зорка пачне наступны этап свайго існавання.

Сірыўс А і Б (падвойная зорка)

Падчас тэрмаядзерных рэакцый вадарод, які складаў асноўную частку масы новай зоркі, пачне ператварацца ў гелій. Калі большая частка вадароду будзе перапрацавана, то ў цэнтры зоркі ўтворыцца геліевае ядро, а тэрмаядзерныя рэакцыі будуць праходзіць у слоі, які да яго прылягае. Ядро пачне сціскацца далей, павялічваючы сваю тэмпературу, у выніку чаго ў ім пойдуць рэакцыі сінтэзу вугляроду і іншых цяжкіх элементаў. У выніку вялізарнага выдзялення энергіі фотасфера пачне пашырацца і зорка ператворыцца ў чырвонага гіганта. Валодаючы невялікай масай, фотасфера перастае прыцягвацца ядром і з часам разлятаецца і ператвараецца ў туманнасць. Ад зоркі застаецца толькі ядро — белы карлік.

Калі маса зоркі значна перавышала сонечную, то такія зоркі на апошніх этапах існавання губляюць устойлівасць і могуць выбухнуць у якасці звышновай, а пасля сціснуцца да некалькіх кіламетраў, ператварыўшыся ў нейтронную зорку. Калі пасля выбуху маса ўсе яшчэ перавышае сонечную ў некалькі разоў і сцісканне будзе працягвацца, то зорка можа пераўтварыцца ў чорную дзірку.

Адзінкі вымярэнні[правіць | правіць зыходнік]

Большасць зорных характарыстык як правіла выражаецца ў СІ, але таксама выкарыстоўваецца і СГС (напрыклад, свяцільнасць выражаецца ў эргах у секунду). Маса, свяцільнасць і радыус звычайна даюцца ў суадносінах з нашым Сонцам:

сонечная маса: M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30} кг
сонечная свяцільнасць: L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26} Вт
сонечны радыус: R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8} м

Для абазначэння адлегласці да зорак прынятыя такія адзінкі як светлавы год і парсек.

Вялікія адлегласці, такія як радыус гіганцкіх зорак або вялікая паўвось падвойных зорных сістэм часта вымяраюцца ў астранамічных адзінках (а. а.). Адна астранамічная адзінка раўняецца сярэдняй адлегласці паміж Зямлёй і Сонцам (150 млн км).

Віды зорак[правіць | правіць зыходнік]

Класіфікацыі зорак пачалі будаваць адразу пасля таго, як пачалі атрымліваць іх спектры. У першым прыбліжэнні спектр зоркі можна апісаць як спектр чорнага цела, але з накладзенымі на яго лініямі паглынання або выпраменьвання. Па складзе і сіле гэтых ліній зорцы прысвойваўся той ці іншы клас. Так робяць і цяпер, аднак, цяперашні падзел зорак значна больш складаны: дадаткова ён ўключае абсалютную зорную велічыню, наяўнасць або адсутнасць пераменнасці бляску і памераў, а асноўныя спектральныя класы разбіваюцца на падкласы.

У пачатку XX стагоддзя, Герцшпрунг і Расел beru нанеслі на дыяграму «Абсалютная зорная велічыня» — «спектральны клас» розныя зоркі, і аказалася, што вялікая іх частка згрупавана ўздоўж вузкай крывой. Пазней гэтая дыяграма (цяпер якая носіць назву «Дыяграма Герцшпрунга — Расела») аказалася ключом да разумення і даследавання працэсаў, якія адбываюцца ўнутры зоркі.

Цяпер, калі ёсць тэорыя ўнутранай будовы зорак і тэорыя іх эвалюцыі, стала магчымым і тлумачэнне існавання класаў зорак. Аказалася, што ўся разнастайнасць відаў зорак — гэта не больш чым адлюстраванне колькасных характарыстык зорак (такія як маса і хімічны склад) і эвалюцыйнага этапа, на якім у дадзены момант знаходзіцца зорка.

У каталогах і на пісьме клас зорак пішацца ў адно слова, пры гэтым спачатку ідзе літарнае пазначэнне асноўнага спектральнага класа (калі клас дакладна не вызначаны, пішацца літарны дыяпазон, да прыкладу, OB), далей арабскімі лічбамі ўдакладняецца спектральны падклас, потым рымскімі лічбамі ідзе клас свяцільнасці (нумар вобласці на дыяграме Герцшпрунга — Расела), а затым ідзе дадатковая інфармацыя. Напрыклад, Сонца мае клас G2V.

Зоркі галоўнай паслядоўнасці[правіць | правіць зыходнік]

Найбольш шматлікі клас зорак складаюць зоркі галоўнай паслядоўнасці, да такога тыпу зорак належыць і наша Сонца. З эвалюцыйнага погляду галоўная паслядоўнасць — гэта тое месца дыяграмы Герцшпрунга — Расела, на якім зорка знаходзіцца большую частку свайго жыцця. У гэты час страты энергіі на выпраменьванні кампенсуюцца за кошт энергіі, якая выдзяляецца ў ходзе ядзерных рэакцый. Час жыцця на галоўнай паслядоўнасці вызначаецца масай і доляй элементаў, цяжэйшых за гелій (металічнасцю).

Сучасная (гарвардская) спектральная класіфікацыя зорак распрацавана ў Гарвардскай абсерваторыі ў 1890—1924 гадах.

Асноўная (гарвардская) спектральная класіфікацыя зорак
Клас Тэмпература,
K
Сапраўдны колер Бачны колер[1][2] Асноўныя прыкметы[3]
O 30 000—60 000 блакітны блакітны Слабыя лініі нейтральнага вадароду, гелію, іанізаванага гелію, многаразова іанізаваных Si, C, N.
B 10 000—30 000 бела-блакітны бела-блакітны і белы Лініі паглынання гелію і вадароду. Слабыя лініі H і К Ca II.
A 7500—10 000 белы белы Моцная бальмераўская серыя, лініі H і К Ca II узмацняюцца к класу F. Таксама бліжэй к класу F пачынаюць з'яўляцца лініі металаў
F 6000—7500 жоўта-белы белы Моцныя лініі H і К Ca II, лініі металаў. Лініі вадароду пачынаюць слабець. Паяўляецца лінія Ca I. Паяўляецца і ўзмацняецца паласа G, утвораная лініямі Fe, Ca і Ti.
G 5000—6000 жоўты жоўты Лініі H і К Ca II інтэнсіўныя. Лінія Ca I і шматлікія лініі металаў. Лініі вадароду працягваюць слабець. З'яўляюцца палосы малекул CH і CN.
K 3500—5000 аранжавы жаўтавата-аранжавы Лініі металаў і паласа G інтэнсіўныя. Ліній вадароду амаль не відаць. Паяўляюцца палосы паглынання TiO.
M 2000—3500 чырвоны аранжава-чырвоны Інтэнсіўныя палосы TiO і іншых малекул. Паласа G слабее. Усё яшчэ бачныя лініі металаў.

Карычневыя карлікі[правіць | правіць зыходнік]

Карычневыя карлікі — гэта тып зорак, у якіх ядзерныя рэакцыі ніколі не маглі кампенсаваць страты энергіі на выпраменьванне. Доўгі час карычневыя карлікі былі гіпатэтычнымі аб'ектамі. Іх існаванне прадказалі ў сярэдзіне XX ст., грунтуючыся на меркаваннях аб працэсах, якія адбываюцца пры фарміраванні зорак. Аднак ў 1995 годзе ўпершыню быў знойдзены карычневы карлік. На сённяшні дзень адкрыта досыць шмат зорак падобнага тыпу. Іх спектральны клас М-T. У тэорыі вылучаецца яшчэ адзін клас, які пазначаецца Y (у 2011 годзе яго існаванне пацвердзілася адкрыццём некалькіх зорак з тэмпературай 300—500 К: WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 и WISE J205628.90+145953.3).

Белыя карлікі[правіць | правіць зыходнік]

Неўзабаве пасля геліевай успышкі «загараюцца» вуглярод і кісларод; кожная з гэтых падзей выклікае моцную перабудову зоркі і яе хуткае перасоўванне па дыяграме Герцшпрунга — Расела. Памер атмасферы зоркі павялічваецца яшчэ больш, і яна пачынае інтэнсіўна губляць газ у выглядзе патокаў зорнага ветру. Лёс цэнтральнай часткі зоркі цалкам залежыць ад яе зыходнай масы: ядро ​​зоркі можа скончыць сваю эвалюцыю як белы карлік (маламасіўныя зоркі), у выпадку, калі яе маса на позніх стадыях эвалюцыі перавышае мяжу Чандрасекара — як нейтронная зорка (пульсар), калі ж маса перавышае мяжу Опенгеймера — Волкава — як чорная дзірка. У двух апошніх выпадках завяршэнне эвалюцыі зорак суправаджаецца катастрафічнымі падзеямі — успышкамі звышновых.

Пераважная большасць зорак, і Сонца у тым ліку, заканчваюць эвалюцыю, сціскаючыся да таго часу, пакуль ціск выраджаных электронаў не ўраўнаважыць гравітацыю. У гэтым стане, калі памер зоркі памяншаецца ў сотню разоў, а шчыльнасць становіцца ў мільён разоў вышэйшаю за шчыльнасць вады, зорку называюць белым карлікам. Яна пазбаўлена крыніц энергіі і, паступова астываючы, становіцца цёмнай і нябачнай.

Чырвоныя гіганты[правіць | правіць зыходнік]

Чырвоныя гіганты і звышгіганты — гэта зоркі з даволі нізкай эфектыўнай тэмпературай (3000 — 5000 К), аднак з велізарнай свяцільнасцю. Тыповая абсалютная зорная велічыня такіх аб'ектаў −3m−0m (I і III клас свяцільнасці). Для іх спектра характэрна прысутнасць малекулярных палос паглынання, а максімум выпраменьвання прыпадае на інфрачырвоны дыяпазон.

Тыпу Вольфа — Рае[правіць | правіць зыходнік]

Зоркі Вольфа — Рае — клас зорак, для якіх характэрныя вельмі высокая тэмпература і свяцільнасць; зоркі Вольфа — Рае адрозніваюцца ад іншых гарачых зорак наяўнасцю ў спектры шырокіх палос выпраменьвання вадароду, гелію, а таксама кіслароду, вугляроду, азоту ў розных ступенях іанізацыі (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Шырыня гэтых палос можа дасягаць 100 Å, а выпраменьванне ў іх можа ў 10-20 разоў перавышаць выпраменьванне ў кантынууме. Зоркі такога тыпу маюць свой ​​клас — W[4]. Аднак падкласы будуюцца зусім не як у зорак галоўнай паслядоўнасці:

  • WN — падклас Вольфа- Райе зорак у спектрах якіх ёсць лініі NIII — V і HeI-II.
  • WO — у іх спектрах моцныя лініі кіслароду. Асабліва яркія лініі OVI λ3811 — 3834
  • WC — зоркі, багатыя вугляродам.

Канчатковай яснасці паходжання зорак тыпу Вольфа — Рае не дасягнута. Аднак можна сцвярджаць, што ў нашай Галактыцы гэта геліевыя рэшткі масіўных зорак, якія скінулі значную частку масы на нейкім этапе сваёй эвалюцыі[5].

Звышновыя[правіць | правіць зыходнік]

Звышновыя зоркі — зоркі, якія заканчваюць сваю эвалюцыю ў катастрафічным выбуховым працэсе. Тэрмінам «звышновыя» былі названыя зоркі, якія ўспыхвалі значна (на парадкі) мацней за так званыя «новыя зоркі». На самай справе, ні тыя, ні другія фізічна новымі не з'яўляюцца, заўсёды ўспыхваюць ўжо існуючыя зоркі. Але ў некалькіх гістарычных выпадках успыхвалі тыя зоркі, якія раней былі на небе амаль або зусім не бачныя, што і стварала эфект з'яўлення новай зоркі. Тып звышновай вызначаецца па наяўнасці ў спектры ўспышкі ліній вадароду. Калі ён ёсць, значыць звышновая II тыпу, калі не — то I тыпу.

Гіперновыя[правіць | правіць зыходнік]

Гіперновая — калапс выключна цяжкай зоркі пасля таго, як у ёй больш не засталося крыніц для падтрымання тэрмаядзерных рэакцый; іншымі словамі, гэта вельмі вялікая звышновая. З пачатку 1990-х гадоў былі заўважаныя настолькі магутныя выбухі зорак, што сіла выбуху перавышала магутнасць выбуху звычайнай звышновай прыкладна ў 100 разоў, а энергія выбуху перавышала 1046 джоўляў. Да таго ж многія з гэтых выбухаў суправаджаліся вельмі моцнымі гама-ўсплёскамі. Інтэнсіўнае даследаванне неба знайшла некалькі аргументаў на карысць існавання гіперновых, але пакуль што гіперновыя з'яўляюцца гіпатэтычнымі аб'ектамі. Сёння тэрмін выкарыстоўваецца для апісання выбухаў зорак з масай больш за 100 мас Сонца. Гіперновыя тэарэтычна маглі б стварыць сур'ёзную пагрозу Зямлі з-за моцнай радыёактыўнай успышкі, але ў цяперашні час паблізу Зямлі няма зорак, якія маглі б прадстаўляць такую ​​небяспеку. Паводле некаторых дадзеных, 440 мільёнаў гадоў назад адбыўся выбух гіперновай зоркі паблізу Зямлі. Верагодна, кароткажывучы ізатоп нікелю 56Ni трапіў на Зямлю ў выніку гэтага выбуху.

Зорныя каталогі і прынцыпы абазначэння зорак[правіць | правіць зыходнік]

У нашай галактыцы больш за 200 млрд зорак[6]. На фотаздымках неба, атрыманых буйнымі тэлескопамі, відаць такое мноства зорак, што бессэнсоўна нават спрабаваць даць ім усім імёны ці хаця б злічыць іх. Каля 0,01 % усіх зорак Галактыкі занесена ў каталогі. Такім чынам, пераважная большасць зорак, назіраных у буйныя тэлескопы, пакуль не пазначана і не злічана.

Самыя яркія зоркі ў кожнага народа атрымалі свае імёны. Многія з тых, што ўжываюцца цяпер, напрыклад, Альдэбаран , Алгол, Дэнэб, Рыгель і іншыя, маюць арабскае паходжанне; культура арабаў паслужыла мастом цераз інтэлектуальную бездань, якая аддзяляе падзенне Рыма ад эпохі Адраджэння.

У выдатна ілюстраванай Уранаметрыі (Uranometria, 1603) нямецкага астранома І. Баера (1572—1625), дзе намаляваныя сузор'і і звязаныя з іх назвамі легендарныя постаці, зоркі былі ўпершыню пазначаныя літарамі грэчаскага алфавіта прыблізна ў парадку памяншэння іх бляску: α — яркая зорка сузор'я, β — другая па бляску, і г. д. Калі не хапала літар грэчаскага алфавіта, Баер выкарыстоўваў лацінскі. Поўнае абазначэнне зоркі складалася са згаданай літары і лацінскай назвы сузор'я. Напрыклад, Сірыус — яркая зорка ў сузор'і Вялікага Сабакі (Canis Major), таму яго абазначаюць як α Canis Majoris, або скарочана α CMa; Алгол — другая па яркасці зорка ў Персея пазначаецца як β Persei, або β Per. Баер, аднак, не заўсёды кіраваўся ўведзеным ім правілам, і ў баераўскіх абазначэннях ёсць вялікая колькасць выключэнняў.

Джон Флемстыд (1646—1719), першы Каралеўскі астраном Англіі, увёў сістэму абазначэння зорак, не звязаную з іх бляскам. У кожным сузор'і ён абазначыў зоркі нумарамі ў парадку павелічэння іх прамога ўзыходжання, гэта значыць у тым парадку, у якім яны перасякаюць мерыдыян. Так, Арктур​, ён жа α Валапас (α Bootes), пазначаны як 16 Bootes.

Некаторыя незвычайныя зоркі часам называюць імёнамі астраномаў, упершыню апісалі іх унікальныя ўласцівасці. Напрыклад, зорка Барнарда названая ў гонар амерыканскага астранома Э. Барнарда (1857—1923), а зорка Каптэйна — у гонар нідэрландскага астранома Я. Каптэйна (1851—1922). На сучасных картах зорнага неба звычайна нанесеныя старажытныя ўласныя імёны яркіх зорак і грэчаскія літары ў сістэме абазначэнняў Баера (яго лацінскія літары выкарыстоўваюць рэдка); астатнія зоркі пазначаюць паводле Флемстыда. Але не заўсёды на картах хапае месца для гэтых абазначэнняў, таму абазначэнні астатніх зорак трэба шукаць у зорных каталогах.

Для зменных зорак выкарыстоўваецца свой ​​спосаб абазначэння. Такія зоркі пазначаюць у парадку іх выяўлення ў кожным сузор'і. Першую пазначаюць літарай R, другую — S, затым T і г. д. Пасля Z ідуць абазначэнні RR, RS, RT і г. д. Пасля ZZ ідуць AA і г. д. (Літару J не выкарыстоўваюць, каб не было блытаніны з I.) Калі ўсе гэтыя камбінацыі вычэрпваюцца (ўсяго іх 334), то працягваюць нумарацыю лічбамі з літарай V (variable — пераменны), пачынаючы з V335. Напрыклад: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Таксама неабходна падкрэсліць, што ніякіх афіцыйна прысвоеных імёнаў у зорак не існуе, толькі па існуючай традыцыі, якая падтрымліваецца астраномамі, каля 300 яркіх зорак маюць уласныя імёны. У сувязі з гэтым, сертыфікаты пра найменне зорак, якія выдаюцца некаторымі арганізацыямі, з'яўляюцца прыватнай ініцыятывай і не прызнаюцца Міжнародным астранамічным саюзам[7][8]

Спіс яркіх зорак[правіць | правіць зыходнік]

Назва Абазначэнне ў сузор'і Бачная зорная велічыня
Сірыюс α Вялікага Пса -1,5
Канопус α Кля -0,7
Таліман α Цэнтаўра -0,3
Арктур α Валапаса 0,0
Вега α Ліры 0,0
Капела α Возніка 0,1
Рыгель β Арыёна 0,1
Працыён α Малога Пса 0,4
Ахернар α Эрыдана 0,5
Бетэльгейзе α Арыёна 0,5
Хадар β Цэнтаўра 0,6
Альтаір α Арла 0,8
Альдэбаран α Цяльца 0,9
Акрукс α Паўднёвага Крыжа 0,9
Антарэс α Скарпіёна 1,0
Спіка α Дзевы 1,0
Палукс β Блізнят 1,1
Фамальгаўт α Паўднёвай Рыбы 1,2
Дэнеб α Лебедзя 1,3
Мімоза β Паўднёвага Крыжа 1,4
Рэгул α Льва 1,4
Адара ε Вялікага Пса 1,5
Кастор α Блізнят 1,6
Гакрукс γ Паўднёвага Крыжа 1,6
Белатрыкс γ Арыёна 1,6
Шаўла λ Скарпіёна 1,6
Альнілам ε Арыёна 1,7
Эльнат β Цяльца 1,7
Мірфак α Персея 1,8
Дубхе α Вялікай Мядзведзіцы 1,8
Палярная зорка α Малой Мядзведзіцы 2,0
Гамаль α Авена 2,0

Зноскі[правіць | правіць зыходнік]

  1. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  2. The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Архівавана з першакрыніцы 24 жніўня 2011. Праверана 26 верасня 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
  3. Звёзды. Под редакцией В.Г. Сурдина.
  4. [astro-ph/0610356] Physical Properties of Wolf-Rayet Stars
  5. Астронет > Вольфа-Райе звёзды
  6. How Many Stars are in the Milky Way?
  7. Наука и жизнь. Шесть соток на Луне и собственная звезда. № 1, 2002 год.
  8. Buying Stars and Star Names — Афіцыйная пазіцыя Міжнароднага астранамічнага саюза з нагоды куплі зорак і імён зорак (англ.)

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Астраномiя: вучэбны дапаможнiк для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай мовай навучання / Галуза I.В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — 2-е выд. — Мн.: Народная асвета, 2009.
  • Звёзды / Ред.-сост. В. Г. Сурдин — Физматлит, 2009. — (Астрономия и астрофика). — ISBN 978-5-9221-1116-4.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]