Физика звёзд

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Физика звезд — одна из отраслей астрофизики, изучающая физическую сторону звезд (масса, плотность и так далее). Понимание процессов рождения и смерти звёзд требует приложения почти всех подразделов современной физики.[1]

Размеры, массы, плотность, светимость звезд[править | править вики-текст]

В настоящее время существует множество изученных звезд, каждая из которых уникальна в своем роде. И отличается от других своими размерами, массой, плотностью, цветом и пр. Говоря о физических данных звезд, невозможно обойти стороной способы получения этих данных. Размеры звезд можно определять несколькими способами. Первый способ, это применение оптического интерферометра. С дальнейшим использованием полученных данных в вычислении размера по формулам. Недостатком такого способа является отсутствие точных данных о радиусе изучаемой звезды и такой способ сложно использовать для звезд находящихся в дали от нашей планеты. Для определения размеров многих других звезд применяется второй способ. В вычислении данных используется спутник нашей планеты — Луна. Именно она закрывает исследуемую звезду, постепенно перекрывая её свет. В это время фиксируется так называемый угловой размер звезды, после чего высчитывается истинный размер звезды с использованием данных о расстоянии до неё. Существует так же третий способ вычисления размеров. Заключается он в теоретическом расчете размера звезды, исходя из оценок полной светимости и температуры по закону Стефана — Больцмана. Как упоминалось ранее, каждая звезда уникальна по-своему. Если разделить звезды исходя из их размера, то можно увидеть: звезды карлики, гиганты (размер которых сравним с размером нашей Солнечной системы) и обычные звезды, которых большинство.

Масса звёзд[править | править вики-текст]

Масса звезд как объект исследования представляет очень важную характеристику. Масса различается в зависимости от количества вещества находящегося в звезде. Соответственно от количества вещества меняется и давление, температура и многие многие другие факторы. В настоящее время астрономия не располагает методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Будет уместно сказать, что самые маленькие по размерам звезды будут значительно больше любой планеты нашей Солнечной системы. А вообще массы звезд, от самой большой до самой маленькой различаются всего в несколько сот раз.

Плотность звёзд[править | править вики-текст]

Плотность звезд зависит в большей степени от размера звезды. Вспомним общеизвестное правило, что у звезд гигантов и сверхгигантов плотность намного меньше, чем у средних и маленьких звезд. Лидерами по плотности являются звезды карлики (их плотность варьируется от 900 до1011кг/м3). Большую разбежку в плотности можно объяснить весьма интересными свойствами веществ этих звезд. Дело в том, что электроны звездного вещества оторваны от атомов ядер. А агрегатное состояние этого вещества сложно назвать однозначно. Ведь это и не жидкое и не твердое состояние, но тем не менее принято считать газообразным.

Светимость звезд[править | править вики-текст]

При помощи использования современных телескопов, стало возможно разделение звезд в зависимости от их яркости на 24 группы. Ранее было принято делить звезды только лишь на шесть групп. За единицу измерения яркости звезд принять считать латинскую букву «m», сокращенное слово «magnitude», что в переводе с латинского означает величина. Самые яркие звезды относят к звездам первой величины (1m). Звезды с меньшей яркостью относят к 2m. Дальнейшее деление яркости звезд происходит по нисходящей (то есть самые слабые звезды относят к группе 24m).

Магнитное поле звёзд[править | править вики-текст]

Звёздное магнитное поле — магнитное поле, создаваемое движением проводящей плазмы внутри звёзд главной последовательности. Это движение создается путем конвекции, которая является одной из форм переноса энергии из центра звезды к её поверхности с помощью физического перемещения материала. Локальные магнитные поля воздействуют на плазму, в результате чего намагниченные области поднимаются по отношению к остальной части поверхности, и могут достичь даже фотосферы звезды. Этот процесс создает звёздные пятна на поверхности звезды (по аналогии с солнечными пятнами), и связанное с этим появление корональных петель[2].

Пузырь звёздного ветра[править | править вики-текст]

Пузырь звёздного ветра (астросфера) — эта область объёма пространства звёздной системы, в котором звёздный ветер звезды (или звёзд) имеет положительную скорость по направлению от своей звезды. Извне астросфера условно ограничена бесстолкновительной ударной волной, определяемой балансом давлений звёздного ветра с одной стороны, с другой — давлением магнитного поля и межзвездной среды[3]. Гелиосфера является частным случаем астросферы.

Область может иметь несколько световых лет в поперечнике у массивной звезды классов O, B, звёзд Вольфа — Райе. Она ограничиваться горячим газом межзвёздной среды в зоне ударной волны, который нагревается высокой скоростью звёздного ветра (до нескольких тысяч км/с (у молодых и горячих звёзд). Также газ изнутри системы „выдувается“ ветром наружу. Астросфера менее горячих звёзд (например, Солнца) мало нагревает межзвёздный газ.

Астросферы имеют структуру с двумя ударными волнами[4]: область, на которой происходит замедление ветра носит название граница ударной волны; область, вдоль которой уравновешивается давление ветра и межзвёздной среды, т. е. на которой ветер теряет скорость полностью, называется астропаузой (по аналогии с гелиопаузой); граница, на которой происходит столкновение и смешивание межзвёздной среды с набегающим звёздным ветром — головная ударная волна. Газ в зоне граница ударной волны может нагреваться до 106 K и порождать рентгеновское излучение из-за своей ионизации до плазменного состояния.

Сам пузырь не имеет формы шара. С одной стороны он вытянут, а с другой сжат, в зависимости от направления вращения звёздной системы вокруг галактического центра галактики и от плотности близлежащих звёзд и их энергетической мощности.

При высокой плотности межзвёздного газа и пыли или при наличии ранее сброшенной звёздной оболочки, образуются наблюдаемые с Земли туманности, созданные ударными волнами (например, туманность Полумесяц).

Существуют также «суперпузыри», так называемые области H II — полости, поперечником до нескольких образованные в межзвёздном газе под действием звёздного ветра скоплений крупных молодых звёзд.

Например[источник не указан 1098 дней], объект, обозначаемый как N44F, расположен приблизительно в 160 тысячах световых лет от Земли в соседней карликовой галактике Большое Магелланово облако (в направлении на южное созвездие Золотая Рыба). N44F раздувается потоками звёздного ветра от экстремально горячей звезды, «захороненной» когда-то в холодном плотном облаке.

туманность Полумесяц
туманность Шлем Тора

Гарвардская классификация звездных спектров[править | править вики-текст]

Основной метод изучения звезд — исследование их спектров. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.

В 1950-х по Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O — голубой, А — белый, G — жёлтый, М — красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд. Позже был добавлен новый класс W.

Самые горячие звезды — звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет — голубой. Голубые также звезды класса O. Их температура от 50000 К (кельвинов) и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 — 25000 К; белые звезды класса А — 11000 К. Желтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды — красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.

Физические процессы, происходящие в недрах звезд[править | править вики-текст]

Главный процесс, проходящий в недрах звезд называется термоядерный синтез. Термоядерный синтез — это разновидность ядерной реакции, при которой лёгкие атомные ядра объединяются в более тяжёлые за счет кинетической энергии их теплового движения.

При изучении процессов проходящий в недрах звезд был проделан опыт по слиянию двух или более ядер легких элементов. В итоге это привело к тому, что в момент слияния высвобождается огромное количество энергии. В связи с этим был сделан вывод, что внутри звезд протекает постоянный процесс термоядерного синтеза, который служат неисчерпаемым источником энергии звезд. Так же стоит отметить, о воздействии температуры на проходящие реакции внутри звезд. При предельно низких температурах происходит всего два вида реакции: «протон — протонная цепочка» и «углеродно-азотный цикл». Каждая из этих реакций приводит к превращению водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. При высоких же температурах преобладает протон — протонная цепочка и углеродно-водородный цикл. Происходящие в звездах реакции позволяют объяснить элементный состав нашей вселенной, которая состоит примерно из водорода и гелия, а содержание остальных элементов составляет доли процента.

Срок жизни звезд[править | править вики-текст]

Срок жизни каждой звезды напрямую зависит от её массы. Если взять за единицу измерения массы звезды — массу Солнца, то можно сказать, что звезда с массой больше в два, три раза будет существовать 15-25 миллионов лет. Больше масса звезды, меньше срок её жизни.

Звёздная эволюция[править | править вики-текст]

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла[5]. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

Эволюция звезды класса G на примере Солнца

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

p-процесс[править | править вики-текст]

p-процесс — термоядерная реакция, происходящая, в частности, при коллапсе ядра сверхновой звезды, и ответственная за происхождение некоторых богатых протонами атомных ядер тяжелее железа.

r-процесс[править | править вики-текст]

r-Процесс или быстрый процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе \left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\right) реакций.

Захват нейтронов продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов \left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\right) выше, чем темп распада изотопа. Затем атом претерпевает β-распад и захват нейтронов продолжается.

rp-процесс[править | править вики-текст]

rp-Процесс — процесс захвата быстрых протонов атомным ядром. Является одним из процессов нуклеосинтеза, ответственных за рождение многих элементов тяжелее железа, встречающихся во Вселенной. В отличие от s- и r- процессов, rp-процесс проходит в ядрах, богатых протонами. Верхний предел rp-процесса (наиболее тяжёлые ядра, которые могут быть получены в ходе реакции) пока точно не установлен, однако последние исследования[источник не указан 1304 дня] говорят о том, что в нейтронных звёздах он не может идти дальше теллура из-за торможения α-распадом. Этот факт позволяет сказать, что наиболее массивным элементом, который может получиться в результате rp-процесса, является 105Te — легчайший изотоп, для которого наблюдается α-распад (хотя другие, более лёгкие, изотопы теллура также, возможно, подвержены α-распаду).

s-процесс[править | править вики-текст]

s-Процесс или медленный процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов. Характерное время протекания s-процессов много больше периода β-распада, поэтому в них включаются либо стабильные ядра, либо β-радиоактивные ядра, имеющие большие периоды полураспада. Исходным элементом в s-процессе служит изотоп железа 56Fe.

Переменная звезда типа α² Гончих Псов[править | править вики-текст]

Переменная звезда типа α² Гончих Псов — тип вращающихся переменных звёзд. Это звёзды главной последовательности спектральных классов B8p-A7p. Они обладают сильными магнитными полями, их атмосферы химически-пекулярны — в спектрах присутствуют аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов. Интенсивности спектральных линий подобных звёзд меняются вместе с напряжённостью магнитного поля. Периодичность этих изменений совпадает как с периодом вращения звезды, так и с периодом изменения блеска, лежащим в пределах от 0,5 до 160 дней. Амплитуды изменения блеска составляют от 0,01 до 0,1 звёздной величины[6].

Прототипом класса переменных звёзд является звезда Сердце Карла (α² Гончих Псов), изменяющая свою яркость на 0,14m с периодом 3,47 дня[7]. Из ярких звёзд к этому типу относятся Алиот (ε Большой Медведицы) и Альферац (α Андромеды).

В классификации 4-го издания Общего каталога переменных звёзд этот тип звёзд обозначается ACV[6].

Переменная звезда типа Дельты Щита[править | править вики-текст]

Фазовая кривая блеска в фильтре V переменной звезды типа Дельта Щита с большой амплитудой (0,6m) периода ≈0,1 дня из созвездия Рака, по ПЗС-наблюдениям[8].

Переменная типа δ Щита — переменная звезда, светимость которой резко меняется из-за радиальных и нерадиальных пульсаций поверхности звезды.

Переменные типа BY Дракона[править | править вики-текст]

Так художник представляет себе вспышку на звезде EV Ящерицы

Переменные типа BY Дракона — переменные звёзды главной последовательности поздних спектральных классов, обычно K или M. Прототипом данной категории звёзд является BY Дракона. Вариации их блеска возникают из-за вращения, поскольку на их поверхности находятся пятна, аналогичные солнечным, но занимающие намного бо́льшую площадь, а также из-за хромосферной активности. Амплитуда яркости обычно не превышает 0,5 звёздной величины, а характерная продолжительность циклов равна периоду вращения звезды (от нескольких часов до нескольких месяцев). Некоторые из этих звёзд демонстрируют переменность других типов — например, испытывают вспышки, характерные для переменных типа UV Кита; в таких случаях они относятся также и к этому типу. Ярким примером такой звезды является EV Ящерицы.

Переменная типа RR Лиры[править | править вики-текст]

Кривая блеска звезды RR Лиры: зависимость видимой звёздной величины от фазы пульсации.

Переменные типа RR Лиры — тип радиально пульсирующих переменных звезд, гигантов спектральных классов А — F, лежащих на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела, с периодами, заключенными в пределах от 0,2 до 1,2 дня, и амплитудами изменения блеска от 0,2m до 2m. Прототипом этих переменных стала RR Лиры.

По традиции переменные типа RR Лиры иногда называют короткопериодическими цефеидами или переменными шаровых скоплений. В большинстве случаев входят в сферическую составляющую Галактики, встречаются (иногда в большом количестве) в некоторых шаровых скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд лет, принадлежат к самым старым представителям звездного населения Галактики. Количество известных звёзд такого типа превышает 6 тыс. и они являются самым многочисленным подтипом переменных.
Как у цефеид, максимум скорости расширения поверхностных слоев этих звезд практически совпадает с максимумом их блеска. Однако, в отличие от цефеид, это более старые звёзды и они относительно маломассивны (немного больше половины солнечной массы). Средняя абсолютная звёздная величина — 0,75m, то есть они ярче Солнца в 40-50 раз. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода (эффект Блажко).
Отношение между периодом переменности и абсолютной звёздной величиной делает их хорошими кандидатами в стандартные свечи для относительно близких объектов, в пределах Млечного пути. Они очень часто используются для изучения шаровых звёздных скоплений. Плохо подходят для изучения внешних галактик в силу их малой светимости.

Переменные типа RR Лиры делятся на три подтипа:

  • RRab — переменные с асимметричной кривой блеска (крутой восходящей ветвью), периодами от 0.3 до 1.2 дней и амплитудами от 0.5m до 2m (RR Лиры). Первоначально исследователи выделяли отдельные подтипы RRa и RRb, отличающиеся крутизной восходящей ветви, но дальнейшие исследования не выявили между ними чёткой грани. В ОКПЗ они объединены.
  • RRc — переменные с почти симметричными, иногда синусоидальными, кривыми блеска с периодами от 0.2 до 0.5 дней и амплитудами, не превышающими 0.5m (SX UMa). В современной теории звёздных пульсаций считается, что в отличие от подтипа RRab (пульсирующего в основном тоне) звёзды подтипа RRc пульсируют в обертоне.
  • RR(B) — переменные, характеризующиеся наличием двух одновременно действующих мод пульсации — основного тона с периодом P0 и первого обертона с периодом Р1 (AQ Льва). Отношение Р10 ≈ 0.745.

Переменная типа RS Гончих Псов[править | править вики-текст]

Переменные типа RS Гончих Псов — эруптивные переменные звёзды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m.

Первым, кто выделил эти переменные в отдельный класс, был Отто Струве в 1946 году. В 1974 американский астроном Оливер (Oliver D.S.) определил набор визуальных характеристик переменные типа RS Гончих Псов и 1976 американский астроном Халл (Hall), основываясь на них разделил эти системы на пять групп).[9]:

Кривая блеска переменные типа RS Гончих Псов демонстрирует квазипериодическую структуру. На кривой присутствуют плато. В 1979 году американские астрономы Итон (Eaton) и Халл (Hall) предложили простейший механизм образования плато — «звёздные пятна», то есть холодные крупные области на поверхности звезды по аналогии с солнечными пятнами. Подобные пятна в настоящее время обнаружены косвенными методами у многих звёзд[10].

Хромосферная активность выявляется по присутствию спектральных линий Ca II Н и К, а также по серии Балмера или Hα. По аналогии с Солнцем можно предположить, что эта активность связана с мощными магнитными полями и пятнами на поверхности звезды.

Некоторые переменные типа RS Гончих Псов являются источниками рентгеновского и радиоизлучения. Радиоизлучение не связано с температурой поверхности и может служить указателем на мощные магнитные поля. Рентгеновское излучение Lx >> 1024 ватт. Такое мощное излучение, по аналогии с Солнцем, может быть интерпретировано как свидетельство весьма горячей короны: T ~ 107 K.

Переменная типа W Девы[править | править вики-текст]

Переменные типа W Девы — пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0,8 до 35 дней и амплитудами от 0,3m до 1,2m. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа δ Цефея. При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0,7—2m слабее переменных типа δ Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска цефеид соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы:

  • CWA — переменные типа W Девы с периодами больше 8 дней (W Девы);
  • CWB — переменные типа W Девы с периодами меньше 8 дней (BL Геркулеса).

По традиции переменные типов W Девы нередко также называют цефеидами, так как часто (при периодах от 3 дней до 10 дней) по виду кривой блеска бывает невозможно отличить переменные этих типов друг от друга. Однако в действительности это совершенно разные объекты, находящиеся на разных этапах эволюции. Переменные типа W Девы принадлежат ко второму поколению звёзд (популяция II), то есть они появились из материала звёзд первого поколения и имеют довольно малую металличность. Одно из существенных спектральных отличий звезд типа W Девы от цефеид состоит в том, что в спектрах первых в некотором диапазоне фаз наблюдаются эмиссии в водородных линиях, а в спектрах цефеид — в линиях Н и К Ca II. Именно недооценка этих особенностей привела к тому, что Эдвин Хаббл неверно применил формулы для классических цефеид, чтобы оценить расстояние до Туманности Андромеды, тем самым занизив его.

Прототипом этих переменных является W Девы.

Переменная типа Альфы Лебедя[править | править вики-текст]

Переменные типа альфы Лебедя принадлежат к классу переменных звёзд с ярко выраженными нерадиальными пульсациями. Эти звёзды являются сверхгигантами спектральных классов B или A. Вариации яркости порядка 0,1 звёздной величины (10 % яркости) с периодами от нескольких дней до нескольких недель. Эти вариация часто выглядят нерегулярными из-за биений, то есть наложения множества пульсаций с близкими периодами.

Прототипом данного класса звёзд послужил Денеб (альфа Лебедя), чьи пульсации яркости лежат в диапазоне от +1,21m до +1,29m.

Фотометрическая система u'g'r'i'z'[править | править вики-текст]

Фильтры в фотометрической системе u'g'r'i'z'

Фотометрическая система u'g'r'i'z' - астрономическая широкополосная пятицветная фотометрическая система. Разрабатывается для каталога SDSS. На конец 2009 года существуют фотометрические стандарты только для северного полушария.

Фотометрическая система UBV[править | править вики-текст]

UBV-изображение, сделанное в лоуэлловской обсерватории, в котором голубой цвет представляет U-диапазон (ультрафиолет), зеленый цвет — B-диапазон (синий) и красный цвет — V-диапазон (видимый свет).

Система UBV (система Джонсона или система Джонсона — Моргана) — наиболее широко используемая широкополосная фотометрическая система. Разработана в 1950-х гг. американскими астрономами Гарольдом Л. Джонсоном и Уильямом У. Морганом для классификации звёзд в зависимости от их цвета[11].

В этой системе звёздные величины измеряются в трех широких полосах спектра, названных U (ultraviolet — ультрафиолетовый), B (blue — синий) и V (visual — визуальный). Максимум чувствительности этих полос лежит на длинах волн 350, 430 и 550 нм соответственно. Выбор цветов из голубой части спектра был сделан потому, что фотоплёнки того времени были наиболее чувствительны в этой области спектра. Звёздные величины определяются таким образом, что для звёзд спектрального класса A0 V без межзвёздного покраснения все три величины равны друг другу. Таким образом, у таких звёзд показатели цвета B-V и U-B — разности звёздных величин в разных полосах — равны нулю[12].

Показатели цвета (U-B) и (B-V), можно использовать для определения некоторых физических свойств отдельных звёзд или их групп. Наиболее часто используется разность (B-V), причем B и V, если говорить очень упрощённо, соответствуют фотографической и визуальной звездным величинам. Показатель цвета (B-V) удобен потому, что для большинства звезд он относительно быстро и легко измеряется, оставаясь хорошим индикатором спектрального класса. Это одна из переменных, используемых при построении диаграммы цвет-звездная величина (диаграмма Герцшпрунга — Рассела). Чтобы расширить возможности метода, в 1965 г. Джонсон предложил использовать дополнительно еще несколько полос в инфракрасной части спектра (от 0,7 до 10,2 мкм). Они были названы R, I, J, H, K, L, M и N.

Система UBV имеет ряд недостатков. Коротковолновая отсечка фильтра U определяется главным образом земной атмосферой, а не самим фильтром. Таким образом, наблюдаемые величины могут изменяться с высотой и переменой атмосферных условий. Тем не менее в этой системе было сделано много измерений, в том числе и многих ярких звёзд.[13].

Примечания[править | править вики-текст]

  1. G.S. Bisnovatyi-Kogan, Stellar Physics (Springer-Verlag: Berlin 2002)
  2. Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator (06.07.2005). Проверено 7 октября 2012. Архивировано из первоисточника 2 июля 2012. (англ.)
  3. Бургин М.С. Гелиосфера на astronet.ru. astronet.ru. Проверено 7 октября 2012. Архивировано из первоисточника 24 ноября 2012. (рус.)
  4. Castor, J.; McCray, R., & Weaver, R. (1975). «Interstellar Bubbles». Astrophys. J. (Letters) 200: L107–L110. DOI:10.1086/181908. Bibcode:1975ApJ...200L.107C.
  5. Институт физики им. Киренского СО РАН | Строение и эволюция вселенной
  6. 1 2 ГАИШ. GCVS Variability Types (англ.). — Классификация переменных звёзд по ОКПЗ. Проверено 9 сентября 2008. Архивировано из первоисточника 18 марта 2012.
  7. ГАИШ. GCVS Query Result for alf 2 CVn (англ.). Проверено 9 сентября 2008. Архивировано из первоисточника 18 марта 2012.
  8. A New High Amplitude Delta Scuti Star on the Scanned Moscow Archive Plates
  9. Berdyugina 2.4 RS CVn stars
  10. Анимация показывает пятна на XY Большой Медведицы и V361 Лиры
  11. Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953), Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas, The Astrophysical Journal, vol. 117, pp. 313-352 (англ.)
  12. Миронов, А.В. ПРЕЦИЗИОННАЯ ФОТОМЕТРИЯ.. Astronet (1997). Архивировано из первоисточника 2 мая 2012.
  13. Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I., and Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars, Sky & Telescope, vol. 30, p. 21 (англ.)

Литература[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]