Biały karzeł

Article

January 28, 2023

Białe karły to gwiazdy o niskiej jasności, masach porównywalnych z masą Słońca i wysokich temperaturach efektywnych. Nazwa biały karzeł związana jest z kolorem pierwszych odkrytych przedstawicieli tej klasy — Syriusza B i 40 Eridan B. Na diagramie Hertzsprunga — Russella znajdują się one 10-12 m poniżej gwiazd ciągu głównego tej samej klasy widmowej. Promień białych karłów jest odpowiednio około 100 razy mniejszy niż promień Słońca, a ich jasność jest ~10 000 razy mniejsza niż promień Słońca. Gęstość materii w białych karłach wynosi 106-109 g/cm³, czyli miliony razy więcej niż gęstość materii w gwiazdach ciągu głównego. Liczbowo białe karły stanowią 3-10% gwiazd w Galaktyce. Znana jest jednak tylko niewielka ich część, ponieważ ze względu na małą jasność wykryto tylko te, których odległość nie przekracza 200–300 pc. Według współczesnych koncepcji białe karły są końcowym produktem ewolucji normalnych gwiazd o masach od masy Słońca do 8-10 mas Słońca. Powstają po wyczerpaniu źródeł energii termojądrowej we wnętrzu gwiazdy i zrzuceniu powłoki.

Historia odkrycia

Odkrycie białych karłów

W 1844 roku dyrektor obserwatorium w Królewcu, Friedrich Bessel, odkrył, że Syriusz, najjaśniejsza gwiazda na niebie, okresowo, choć dość słabo, odchyla się od prostej trajektorii na sferze niebieskiej. Bessel doszedł do wniosku, że Syriusz musi mieć niewidzialnego „ciemnego” satelitę, a okres obrotu obu gwiazd wokół wspólnego środka masy musi wynosić około 50 lat. Wiadomość została przyjęta ze sceptycyzmem, gdyż ciemny satelita pozostawał niewidoczny, a jego masa miała być dość duża – porównywalna z masą Syriusza. W styczniu 1862 roku Alvin Graham Clark, dostosowując 18-calowy refraktor, największy wówczas teleskop na świecie (Dearborn Telescope), dostarczony przez rodzinną firmę Clarków do Chicago Observatory, odkrył słabą gwiazdę obok Syriusza. Był to mroczny towarzysz Syriusza, Syriusz B, zgodnie z przewidywaniami Bessela. Temperatura powierzchni Syriusza B wynosi 25 000 K, co biorąc pod uwagę jego anomalnie niską jasność, wskazuje na bardzo mały promień, a co za tym idzie, bardzo dużą gęstość — 106 g/cm³ (gęstość Syriusza ~0,25 g/cm³, gęstość Słońce ~1 g/cm³). W 1917 roku Adrian van Maanen odkrył kolejnego białego karła — gwiazdę van Maanena w gwiazdozbiorze Ryb.

Paradoks gęstości

Na początku XX wieku Hertzsprung i Russell odkryli zależność klasy widmowej (tj. temperatury) od jasności gwiazd - diagram Hertzsprunga-Russella. Wydawało się, że cała różnorodność gwiazd znajduje się w dwóch częściach tego diagramu — ciągu głównym i gałęzi czerwonego olbrzyma. Podczas prac nad gromadzeniem statystyk rozkładu gwiazd według klas widmowych i jasności w 1910 r. Russell zwrócił się do profesora E. Pickeringa. Russell opisuje dalsze wydarzenia w następujący sposób: „Byłem z moim przyjacielem… Profesorem E. Pickeringiem z wizytą biznesową. Z charakterystyczną dla siebie uprzejmością zaproponował, że zrobi widma wszystkich gwiazd, które Hincks i ja obserwowaliśmy, w celu… określenia ich paralaks. Ta część pracy, która wydawała się powolna, okazała się całkiem owocna - doprowadziła do odkrycia, że że wszystkie gwiazdy o bardzo małej wielkości bezwzględnej (tj. niskiej jasności) mają klasę widmową M (tj. bardzo niską temperaturę powierzchni). Pamiętam, omawiając tę ​​sprawę, że zapytałem Pickeringa o kilka innych słabych gwiazd, wymieniając w szczególności 40 Eridanus B. W charakterystyczny dla siebie sposób wysłał natychmiast zapytanie do biura Obserwatorium (Harvard), a odpowiedź nadeszła wkrótce otrzymał (chyba od pani Fleming), że widmo tej gwiazdy to A (tj. wysoka temperatura powierzchni). Nawet w tych „paleozoicznych” czasach wiedziałem wystarczająco dużo o tych rzeczach, aby od razu rozpoznać, że istnieje znacząca rozbieżność między tym, co wtedy nazwalibyśmy „możliwymi” wartościami jasności i gęstości powierzchni. Chyba nie ukrywałem, że byłem nie tylko zdziwiony, ale po prostu zdumiony tym wyjątkiem od reguły, który wydawał się całkiem normalny dla opisu wizji. Pickering uśmiechnął się do mnie i powiedział: „takie wyjątki prowadzą do poszerzenia naszej wiedzy” - i białe karły weszły do ​​​​świata badań. to i odpowiednio jasność. Jasność 40 Eridan B okazała się wyjątkowo niska jak na swoją klasę widmową — białe karły utworzyły nową sekcję na diagramie Hertzsprunga-Russella. Ta kombinacja jasności, masy i temperatury była zagadkowa i nie mogła być wyjaśniona w ramach standardowego modelu struktury gwiazd ciągu głównego opracowanego w latach dwudziestych XX wieku. Wysoka gęstość białych karłów pozostała niewyjaśniona z punktu widzenia fizyki klasycznej, ale znalazła wyjaśnienie w mechanice kwantowej po pojawieniu się statystyki Fermiego-Diraca. W 1926 roku Fowler w artykule „Gęsta materia” („Gęsta materia”, Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) udowodnił, że w przeciwieństwie do gwiazd ciągu głównego, dla których równanie stanu jest zbudowane na model gazu doskonałego (standardowy model Eddingtona), dla białych karłów gęstość i ciśnienie materii są określone przez właściwości zdegenerowanego gazu elektronowego (gaz Fermiego). Kolejnym etapem wyjaśniania natury białych karłów były prace Y. I. Frenkla i Chandrasekhara. W 1928 roku Frenkel wskazał, że musi istnieć górna granica masy dla białych karłów, aw 1930 roku Chandrasekhar w artykule „Maksymalna masa idealnego białego karła” udowodnił, że białe karły o masie większej niż 1,4 masy Słońca ( granica Chandrasekhara) są niestabilne i muszą się zawalić. dla których równanie stanu oparte jest na modelu gazu doskonałego (standardowy model Eddingtona), dla białych karłów gęstość i ciśnienie materii są określone przez właściwości zdegenerowanego gazu elektronowego (gaz Fermiego). Kolejnym etapem wyjaśniania natury białych karłów były prace Y. I. Frenkla i Chandrasekhara. W 1928 roku Frenkel wskazał, że musi istnieć górna granica masy dla białych karłów, aw 1930 roku Chandrasekhar w artykule „Maksymalna masa idealnego białego karła” udowodnił, że białe karły o masie większej niż 1,4 masy Słońca ( granica Chandrasekhara) są niestabilne i muszą się zawalić. dla których równanie stanu oparte jest na modelu gazu doskonałego (standardowy model Eddingtona), dla białych karłów gęstość i ciśnienie materii są określone przez właściwości zdegenerowanego gazu elektronowego (gaz Fermiego). Kolejnym etapem wyjaśniania natury białych karłów były prace Y. I. Frenkla i Chandrasekhara. W 1928 roku Frenkel wskazał, że musi istnieć górna granica masy dla białych karłów, aw 1930 roku Chandrasekhar w artykule „Maksymalna masa idealnego białego karła” udowodnił, że białe karły o masie większej niż 1,4 masy Słońca ( granica Chandrasekhara) są niestabilne i muszą się zawalić.

Pochodzenie białych karłów

Rozwiązanie Fowlera wyjaśniło wewnętrzną strukturę białych karłów, ale nie wyjaśniło mechanizmu ich pochodzenia. W wyjaśnieniu genezy białych karłów kluczową rolę odegrały dwie koncepcje: opinia E. Epica, że ​​czerwone olbrzymy powstają z gwiazd ciągu głównego w wyniku spalania paliwa jądrowego, hipoteza V. G. Fesenkova, wysunięta krótko po drugiej wojnie światowej , że gwiazdy ciągu głównego powinny tracić masę, a taka utrata masy powinna znacząco wpływać na ewolucję gwiazd. Przypuszczenia te zostały w pełni potwierdzone.

Reakcja potrójnego helu i izotermiczne rdzenie czerwonych olbrzymów

Podczas ewolucji gwiazd ciągu głównego następuje „spalanie” wodoru – nukleosynteza z utworzeniem helu (patrz cykl Bethe’go). Takie spalanie prowadzi do zaprzestania uwalniania energii w centralnej części gwiazdy, kompresji i odpowiednio do wzrostu gęstości i temperatury w jej jądrze. Wzrost gęstości i temperatury w jądrze gwiazdy prowadzi do powstania warunków, w których aktywuje się nowe źródło energii termojądrowej: spalanie helu (reakcja potrójnego helu lub proces potrójnej alfa), charakterystyczne dla czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów. W temperaturze około 108 K energia kinetyczna jąder helu staje się wystarczająca do pokonania bariery kulombowskiej: dwa jądra helu (cząstki alfa) mogą się połączyć, tworząc niestabilny izotop berylu Be8: He4 + He4 Be8 Większa część Be8 ponownie rozpada się na dwie cząstki alfa, ale jeśli jądro Be8 zderzy się z wysokoenergetyczną cząstką alfa podczas jej krótkiego istnienia, może powstać stabilne jądro węgla C12: Be8 + He4 C12 + 7,3 MeV. Pomimo dość niskiego równowagowego stężenia Be8 (np. w temp. ~108 K, stosunek stężeń [Be8] /[He4] wynosi ~10−10), szybkość takiej reakcji potrójnego helu okazuje się wystarczająca do osiągnięcia nowej równowagi hydrostatycznej w gorącym jądrze gwiazdy. Uwalnianie energii w reakcji potrójnego helu jest silnie zależne od temperatury. Tak więc dla zakresu temperatur ~ 1-2 × 108 K uwolnienie energii ε 3 α {\ Displaystyle \ varepsilon _ {3 \ alfa}}: T {\ displaystyle T} stężenie helu w rdzeniu (w przypadku całkowitego „wypalenia” wodoru jest bliskie jedności). Warto jednak zauważyć, że reakcja potrójnego helu charakteryzuje się znacznie mniejszym uwolnieniem energii niż cykl Bethe'go w przeliczeniu na jednostkę masy: energia wydzielana podczas „spalania” helu jest ponad 10 razy mniejsza niż podczas „spalanie” wodoru. W miarę wypalania się helu i wyczerpywania się tego źródła energii w jądrze, możliwe stają się bardziej złożone reakcje nukleosyntezy, ale po pierwsze wymagają one coraz wyższych temperatur, a po drugie uwalnianie energii na jednostkę masy takich reakcji spada wraz ze wzrostem liczb masowych jąder, które reagują. Dodatkowym czynnikiem, który w oczywisty sposób wpływa na ewolucję jąder czerwonych olbrzymów, jest połączenie wysokiej wrażliwości temperaturowej reakcji potrójnego helu (patrz ryc. 3) oraz reakcje syntezy cięższych jąder z mechanizmem chłodzenia neutrin: w wysokiej temperaturze i ciśnieniu możliwe staje się rozproszenie fotonów na elektronach z utworzeniem par neutrino-antyneutrino, które swobodnie odbierają energię z jądra: gwiazda jest dla nich prawie przezroczysta. Tempo takiego wolumetrycznego ochładzania neutrin, w przeciwieństwie do klasycznego ochładzania fotonów powierzchniowych, nie jest ograniczone procesami przenoszenia energii z wnętrza gwiazdy do jej fotosfery. W wyniku reakcji nukleosyntezy w jądrze gwiazdy osiągana jest nowa równowaga charakteryzująca się tą samą temperaturą jądra: powstaje jądro izotermiczne (ryc. 4). W przypadku czerwonych olbrzymów o stosunkowo niewielkiej masie (zbliżonej do masy Słońca) rdzenie izotermiczne składają się głównie z helu, w przypadku masywniejszych gwiazd z węgla i pierwiastków cięższych. Jednakże, w każdym razie gęstość takiego jądra izotermicznego jest tak duża, że ​​odległości między elektronami plazmy tworzącej jądro stają się proporcjonalne do ich długości fali De Broglie'a , tj. spełnione są warunki degeneracji gazu elektronowego. Obliczenia dowodzą, że gęstość rdzeni izotermicznych odpowiada gęstości białych karłów, czyli rdzenie czerwonych olbrzymów to białe karły. Na zdjęciu gromady kulistej NGC 6397 (ryc. 5) zidentyfikowano białe karły obu typów: zarówno białe karły helowe, które powstały podczas ewolucji mniej masywnych gwiazd, jak i białe karły węglowe – wynik ewolucji gwiazdy o większej masie. stają się proporcjonalne do ich długości fali De Broglie'a, tj. spełnione są warunki degeneracji gazu elektronowego. Obliczenia dowodzą, że gęstość rdzeni izotermicznych odpowiada gęstości białych karłów, czyli rdzenie czerwonych olbrzymów to białe karły. Na zdjęciu gromady kulistej NGC 6397 (ryc. 5) zidentyfikowano białe karły obu typów: zarówno białe karły helowe, które powstały podczas ewolucji mniej masywnych gwiazd, jak i białe karły węglowe – wynik ewolucji gwiazdy o większej masie. stają się proporcjonalne do ich długości fali De Broglie'a, tj. spełnione są warunki degeneracji gazu elektronowego. Obliczenia dowodzą, że gęstość rdzeni izotermicznych odpowiada gęstości białych karłów, czyli rdzenie czerwonych olbrzymów to białe karły. Na zdjęciu gromady kulistej NGC 6397 (ryc. 5) zidentyfikowano białe karły obu typów: zarówno białe karły helowe, które powstały podczas ewolucji mniej masywnych gwiazd, jak i białe karły węglowe – wynik ewolucji gwiazdy o większej masie. że gęstość rdzeni izotermicznych odpowiada gęstości białych karłów, to znaczy rdzenie czerwonych olbrzymów są białymi karłami. Na zdjęciu gromady kulistej NGC 6397 (ryc. 5) zidentyfikowano białe karły obu typów: zarówno białe karły helowe, które powstały podczas ewolucji mniej masywnych gwiazd, jak i białe karły węglowe – wynik ewolucji gwiazdy o większej masie. że gęstość rdzeni izotermicznych odpowiada gęstości białych karłów, to znaczy rdzenie czerwonych olbrzymów są białymi karłami. Na zdjęciu gromady kulistej NGC 6397 (ryc. 5) zidentyfikowano białe karły obu typów: zarówno białe karły helowe, które powstały podczas ewolucji mniej masywnych gwiazd, jak i białe karły węglowe – wynik ewolucji gwiazdy o większej masie.

Czerwone olbrzymy tracą masę i zrzucają skorupy

Reakcje jądrowe w czerwonych olbrzymach zachodzą nie tylko w jądrze: gdy wodór wypala się w jądrze, nukleosynteza helu rozprzestrzenia się na wciąż bogate w wodór obszary gwiazdy, tworząc sferyczną warstwę na granicy ubogich w wodór i bogatych w wodór regiony. Podobna sytuacja powtarza się w reakcji z potrójnym helem: gdy hel wypala się w jądrze, koncentruje się również w kulistej warstwie na granicy między regionami ubogimi w hel i bogatymi w hel. Jasność gwiazd z takimi „dwuwarstwowymi” źródłami nukleosyntezy znacznie wzrasta, osiągając kilka tysięcy jasności Słońca, podczas gdy gwiazda „puchnie”, zwiększając swoją średnicę do rozmiarów orbity Ziemi. Strefa nukleosyntezy helu wznosi się bliżej powierzchni gwiazdy: ułamek masowy wewnątrz tej strefy wynosi ~ 70% masy gwiazdy. „Pęcznieniu” towarzyszy dość intensywny wyciek substancji z powierzchni, np obiekty są obserwowane jako mgławice protoplanetarne (patrz ryc. 6). Takie gwiazdy są oczywiście niestabilne, aw 1956 roku JS Szkłowski zaproponował mechanizm powstawania mgławic planetarnych poprzez zrzucanie powłok czerwonych olbrzymów, podczas gdy odsłonięcie izotermicznych zdegenerowanych jąder takich gwiazd prowadzi do powstawania białych karłów. Dokładne mechanizmy utraty masy i późniejszego zrzucania otoczki dla takich gwiazd wciąż nie są znane, ale można zaproponować następujące czynniki, które mogą prowadzić do utraty otoczki [źródło?]: procesy, którym towarzyszą zmiany trybu gwiazdy termicznej na ryc. 6 wyraźnie widocznych fal gęstości wyrzucanej materii gwiazdowej, które mogą być konsekwencją takich fluktuacji. W wyniku jonizacji wodoru w warstwach poniżej fotosfery, może rozwinąć się silna niestabilność konwekcyjna. Aktywność słoneczna ma podobny charakter, jednak w przypadku czerwonych olbrzymów moc przepływów konwekcyjnych powinna znacznie przewyższać energię słoneczną. Ze względu na dużą jasność, ciśnienie strumienia promieniowania gwiazdy na jej zewnętrzne warstwy staje się znaczne, co według obliczeń może doprowadzić do utraty powłoki za kilka tysięcy lat. Tak czy inaczej dość długi okres względnie spokojnego odpływu materii z powierzchni czerwonych olbrzymów kończy się zrzuceniem ich powłok i odsłonięciem rdzenia. Taką odrzuconą powłokę obserwuje się jako mgławicę planetarną (patrz ryc. 7). Prędkości ekspansji mgławic protoplanetarnych sięgają kilkudziesięciu km/s, czyli są bliskie wartości prędkości parabolicznych na powierzchni czerwonych olbrzymów, co jest dodatkowym potwierdzeniem ich powstania poprzez zrzucenie "nadmiaru" czerwonych olbrzymów. Scenariusz ewolucji czerwonych olbrzymów zaproponowany przez Szkłowskiego jest ogólnie akceptowany, poparty jest danymi z licznych obserwacji.

Fizyka i właściwości białych karłów

Jak już wspomniano, masa białych karłów jest zbliżona do masy Słońca, ale ich średnica wynosi zaledwie jedną setną Słońca (lub nawet mniej), a ich objętość jest miliony razy mniejsza. Oznacza to, że gęstość materii w białych karłach jest niezwykle wysoka i wynosi g / cm³. Przy takiej gęstości powłoki elektronowe atomów ulegają zniszczeniu i substancja staje się plazmą elektronowo-jądrową, a jej składnikiem elektronicznym jest zdegenerowany gaz elektronowy. Ciśnienie P takiego gazu zależy od: P K ρ 5/3 {\ Displaystyle PK \ rho ^ {5/3}} gdzie jest jego gęstością, tj. w przeciwieństwie do równania Clapeyrona (równanie stanu gazu doskonałego) dla zdegenerowanego elektronu gaz, do którego temperatura nie jest uwzględniona w równaniu stanu — dopóki gaz pozostaje zdegenerowany, jego ciśnienie nie zależy od temperatury, a zatem struktura białych karłów również nie zależy od temperatury. Tak więc dla białych karłów, w przeciwieństwie do gwiazd ciągu głównego i olbrzymów, nie ma zależności masa-jasność. struktura białych karłów również nie zależy od temperatury. Tak więc dla białych karłów, w przeciwieństwie do gwiazd ciągu głównego i olbrzymów, nie ma zależności masa-jasność. struktura białych karłów również nie zależy od temperatury. Tak więc dla białych karłów, w przeciwieństwie do gwiazd ciągu głównego i olbrzymów, nie ma zależności masa-jasność.

Zależność masy od promienia i granica Chandrasekhara

Powyższe równanie stanu dla zdegenerowanego gazu elektronowego, gdy charakterystyczna energia cieplna jest mała w porównaniu z energią Fermiego ( k T << mi fa {\ displaystyle k T <Cechy widm Widma białych karłów bardzo różnią się od widm gwiazd ciągu głównego i olbrzymów. Ich główną cechą jest niewielka liczba bardzo rozciągniętych linii absorpcyjnych, a niektóre białe karły (klasa widmowa DC) w ogóle nie zawierają zauważalnych linii absorpcyjnych. Niewielką liczbę linii absorpcyjnych w widmach gwiazd tej klasy tłumaczy bardzo znaczne poszerzenie linii: tylko najsilniejsze linie absorpcyjne mają wystarczającą głębokość, aby pozostać widoczne podczas ich rozszerzania. Słabe linie, ze względu na małą głębokość, praktycznie znikają na tle widma ciągłego. Osobliwości widm białych karłów wyjaśnia kilka czynników. Po pierwsze, ze względu na dużą gęstość białych karłów, przyspieszenie swobodnego spadku na ich powierzchnię wynosi ~108 cm/s2, co z kolei prowadzi do małej grubości ich fotosfer, ogromnej gęstości i ciśnienia w nich oraz rozszerzania się linii absorpcyjnych. Inną konsekwencją silnego pola grawitacyjnego na powierzchni jest grawitacyjne przesunięcie linii w ich widmie ku czerwieni, odpowiadające prędkości kilkudziesięciu km/s. Po drugie, w niektórych białych karłach z silnymi polami magnetycznymi obserwuje się silną polaryzację promieniowania i rozszczepienie linii widmowych w wyniku efektu Zeemana.

Klasyfikacja białych karłów

Białe karły dzielą się na następujące typy: DA - w widmie występują linie wodorowe i brak linii helowych. ~75% białych karłów należy do tego typu i występują one w całym zakresie temperatur; DB — linie zjonizowanego helu są silne, linie wodoru są nieobecne. Helu jest 10 razy więcej, temperatura przekracza 12 000°K; DC — widmo ciągłe, brak linii absorpcyjnych o natężeniu mniejszym niż 90% intensywności widma ciągłego, temperatura — do 10 000°K; DF — są linie wapniowe, nie ma linii wodorowych; DG — są linie wapnia, żelaza, nie ma linii wodoru; DO — linie zjonizowanego helu są silne, są linie neutralnego helu lub (lub) wodoru. Są to najgorętsze białe karły, ich temperatury sięgają 50 000°K

Zjawiska astronomiczne z białymi karłami

Promieniowanie rentgenowskie z białych karłów

Temperatura powierzchni młodych białych karłów — izotermicznych jąder gwiazd zaraz po zrzuceniu powłok — jest bardzo wysoka — przekracza 2×105 K, ale dość szybko spada z powodu chłodzenia neutrin i promieniowania z powierzchni. Takie bardzo młode białe karły obserwuje się w zakresie rentgenowskim (na przykład obserwacja białego karła HZ 43 przez satelitę ROSAT). Temperatura powierzchni najgorętszych białych karłów wynosi 7×104 K, najzimniejszych — ~5×103 K. Osobliwością promieniowania białych karłów w zakresie rentgenowskim jest to, że głównym źródłem promieniowania rentgenowskiego w nich jest fotosfery, co znacznie odróżnia je od „normalnych” gwiazd: w tych ostatnich emitowane są w promieniach rentgenowskich przez koronę nagrzaną do kilku milionów kelwinów, a temperatura fotosfery jest zbyt niska do powstawania promieni rentgenowskich. W przypadku braku akrecji źródłem jasności białych karłów jest rezerwa energii cieplnej w ich wnętrzu, więc ich jasność zależy od ich wieku. Ilościowa teoria stygnięcia białych karłów została opracowana pod koniec lat czterdziestych XX wieku przez SA Kaplana [źródło?].

Akrecja na białych karłach w układach podwójnych

Niestacjonarna akrecja na białych karłach, gdy towarzyszem jest masywny czerwony karzeł, prowadzi do powstawania nowych karłowatych (gwiazd U Gem (UG)) lub gwiazd zmiennych podobnych do nowych. Akrecja na białych karłach silnym polem magnetycznym skierowana jest w rejony biegunów magnetycznych białego karła, a cyklotronowy mechanizm promieniowania plazmy akrecyjnej w obszarach okołobiegunowych powoduje znaczną polaryzację promieniowania w widzialnej części widma (biegunowe i bieguny pośrednie). Narastanie materii bogatej w wodór na białych karłach prowadzi do gromadzenia się wodoru na powierzchni (składającego się głównie z helu) i nagrzewania do temperatur, w których rozpoczynają się reakcje cyklu wodorowego. Kiedy rozwija się niestabilność termiczna, prowadzi to do eksplozji, która jest obserwowana jako błysk nowej gwiazdy.

Widzieć także

Gaz doskonały Gaz zdegenerowany Zoria Nukleosynteza Mgławica planetarna Supernowa Syriusz

Notatki

literatura

Debora Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artyści w optyce, Smithsonian Press, 1968 - Tom 33, nr 3, 1956. - S. 315-329. (rosyjski) Ya.B. Zeldovich, S.I. Blinnikov, NI Shakura. Fizyczne podstawy struktury i ewolucji gwiazd, M., 1981 [Zarchiwizowane 18 lutego 2006 r. W Wayback Machine.] (ros.) Szkłowski I. S. Gwiazdy: ich narodziny, życie i śmierć, M .: Nauka, 1984 (ros. ) Kippenhan R. 100 miliardów słońc. Narodziny, życie i śmierć gwiazd, M.: Mir, 1990 (ros.) Fizyka kosmosu. Little Encyclopedia, Moscow: Soviet Encyclopedia, 1986 [zarchiwizowane 1 kwietnia 2022 r. w Wayback Machine.] (rosyjski)

Połączyć

Adler Planetarium Astronomy Museum: The Dearborn Telescope [Zarchiwizowane 17 maja 2006 w Wayback Machine.]

Original article in Ukrainian language