Эта статья входит в число хороших статей

Главная последовательность

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Главная последовательность — класс звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная ими. Она расположена примерно на диагонали этой диаграммы и проходит из её верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет). То есть звёзды главной последовательности лежат в довольно широком диапазоне значений масс, температур и светимостей.

Главная последовательность была впервые описана в начале XX века в нескольких независимых работах, в которых строилась диаграмма спектр-светимость.

Пребывание на главной последовательности является наиболее длительным этапом в эволюции звёзд, при этом источником их энергии являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Практически все звёзды в определённый момент жизни оказываются на главной последовательности — исключением являются субкарлики, которые похожи на звёзды главной последовательности, но бедны тяжёлыми элементами и имеют меньшую светимость. Планетные системы звёзд главной последовательности с массой от долей до единиц солнечной являются объектом поиска обитаемых планет — ввиду длительного существования и стабильных размеров зоны обитаемости.

Дальнейшая эволюция звезды уже зависит от массы, но в любом случае следующие стадии эволюции длятся гораздо меньше, чем стадия главной последовательности. Как следствие, абсолютное большинство звёзд во Вселенной, в том числе и Солнце, принадлежит главной последовательности.

Возникновение термина[править | править код]

К началу XX века астрономы стали получать всё больше информации о типах звёзд и расстоянии до них. В частности, развивалась спектроскопия, что позволило искать закономерности в звёздных спектрах и классифицировать их. Наконец, к 1901 году Пикеринг и Кэннон, работавшие в Гарвардской обсерватории, разработали и опубликовали метод классификации звёзд по спектрам, названный Гарвардской классификацией. В 1943 году Уильям Морган и Филипп Кинан немного её улучшили: дополнительно она стала включать класс светимости от I до V. Звёздам главной последовательности в ней соответствовал класс V. Эта система классификации получила название Йеркской и используется до сих пор[1][2].

В 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звёзды — спектральных классов K и M — делятся на две группы по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие значительно тусклее. Эти классы были названы соответственно «гигантами» и «карликами». В следующем году он изучал звёздные скопления: это было удобно, так как звёзды одного скопления находятся почти на одном расстоянии от Земли. Он опубликовал диаграммы «цвет-светимость», в которых везде обнаруживалась последовательность (именно она стала главной последовательностью) звёзд от красных и тусклых до голубых и ярких[3]. В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга, похожим исследованием занимался Генри Норрис Рассел. Он составлял подобные диаграммы, но не для отдельных скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на их расстояние, чтобы получить абсолютную звёздную величину. Он получил похожие результаты и выяснил, что для звёзд-карликов по их спектральному классу можно с достаточной точностью оценивать светимость[4]. Сам термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» появился позже, благодаря датскому астроному Бенгту Стрёмгрену: в 1933 году он предложил так называть любую диаграмму «спектр-светимость»[5].

Самая далёкая звезда главной последовательности, неофициально названная Икар, была открыта в 2018 году. Она расположена в 9 миллиардах световых лет от Земли[6][7].

Исторически сложилось, что звёзды главной последовательности также называют «звёздами-карликами»[8][9]. Однако это иногда приводит к путанице. Хотя красные, оранжевые и жёлтые звёзды главной последовательности действительно значительно меньше других звёзд того же цвета, и потому называются «карликами», для белых и голубых звёзд это неверно: звёзды главной последовательности этих спектральных классов гораздо меньше отличаются от «гигантских», а для самых горячих звёзд разница и вовсе незаметна. Такие звёзды различают по их спектрам: у звёзд, сошедших с главной последовательности, и у звёзд, находящихся на ней, различаются линии поглощения[10]. Более того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности: первый относится к остаткам звёзд, прошедших стадию красного гиганта, а второй — к гипотетическому классу звёзд, в которые со временем должны превращаться красные карлики[11][12].

Свойства[править | править код]

Радиусы, светимости и температуры звёзд главной последовательности варьируются в довольно широком диапазоне, но эти величины тесно связаны и зависят от их масс. Влиять могут и другие параметры, но не так значительно, как масса.

В приближении, что звезда является абсолютно чёрным телом, светимость L пропорциональна квадрату радиуса R и четвёртой степени температуры T по закону Стефана — Больцмана[13]:

где σ — постоянная Стефана — Больцмана.

Масса и светимость связаны одноимённым соотношением с кусочно-заданным степенным законом[14][15].

Масса и радиус также связаны степенным законом: например, для звёзд тяжелее Солнца выполняется R M0.78. В нулевом приближении связь можно считать линейной: из таблицы ниже можно увидеть, что диапазон масс занимает около 2,5 порядков, а диапазон радиусов — приблизительно 2 порядка[16][17].

Максимальная масса устойчивых звёзд главной последовательности — 120—200 M[18]. При большей массе звезда не успевает излучать всю энергию, которую производит, и поэтому будет терять массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не станет устойчивой[19]. Нижний предел массы — 0,08 M или примерно 80 MJ — при меньшей массе звезда не сможет поддерживать горение водорода в своих недрах и будет являться коричневым карликом, а не звездой[20].

Звёзды главной последовательности при формировании состоят в основном из водорода (около 91 % по количеству частиц) и гелия (около 9 %) — их состав близок к составу межзвёздной среды. Со временем доля гелия и тяжёлых элементов возрастает вследствие термоядерных реакций[21][22].

Параметры звёзд главной последовательности[23]
Спектральный класс Радиус Масса Светимость Температура Примеры[24][25][26]
R/R M/M L/L K
B0 07,4 18 020000 30000 Фи1 Ориона
B5 03,8 06,5 000,800 16400 Пи Андромеды A
A0 02,5 03,2 000,080 10800 Альфа Северной Короны A
A5 01,7 02,1 000,020 08620 Бета Живописца
F0 01,3 01,7 000,006 07240 Гамма Девы
F5 01,2 01,3 000,002,5 06540 Эта Овна
G0 01,05 01,10 000,001,26 05920 Бета Волос Вероники
G2 01.00 01.00 000,001.00 05780 Солнце
G5 00,93 00,93 000,000,79 05610 Альфа Столовой Горы
K0 00,85 00,78 000,000,40 05240 70 Змееносца A
K5 00,74 00,69 000,000,16 04410 61 Лебедя A
M0 00,68 00,52 000,000,072 03800 Глизе 338 A
M5 00,32 00,21 000,000,0079 03120 EZ Водолея A
M8 00,13 00,10 000,000,0008 02660 VB 10

Вариации температур и светимостей[править | править код]

При сгорании водорода в ядре звёзд образуется гелий, с которым в период, пока звезда находится на стадии главной последовательности, не проходят никакие термоядерные реакции. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего снижается темп реакций и давление, и звезда постепенно сжимается, что увеличивает давление в ядре, и, следовательно, энерговыделение, температуру поверхности и светимость[27][28]. Например, в начале жизни светимость Солнца составляла только 70 % от современной[29]. То есть, со временем звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, пока окончательно не сойдёт с неё[30].

Аномальные явления, такие, как влияние другой звезды[31], быстрое вращение[32] или наличие магнитного поля также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности. Существует отдельный тип звёзд, называемый субкарликами. Это звёзды, которые образовались вскоре после Большого взрыва и принадлежат звёздному населению II, они бедны тяжёлыми элементами, и из-за этого они имеют меньший размер, а их звёздная величина на 1—2m слабее, чем у звёзд главной последовательности[33]. Тем не менее, они точно так же выделяют энергию за счёт горения водорода[34]. Наконец, существуют переменные звёзды типа Дельты Щита или Беты Цефея, которые являются звёздами главной последовательности, но в силу переменности с некоторым периодом меняют своё положение на диаграмме[35]. Всё это обеспечивает главной последовательности некоторый разброс на диаграмме, особенно в области ранних спектральных классов[36].

Энерговыделение[править | править код]

Зависимость мощности энерговыделения (ε) от температуры (T) для p-p цикла, CNO-цикла и тройного альфа-процесса.
Основная статья: Звёздный нуклеосинтез

Все звёзды главной последовательности имеют плотное и разогретое ядро, в котором происходят термоядерные реакции, а именно, синтез гелия из водорода. Из-за этого они находятся в гидростатическом равновесии, которое является устойчивым: если энерговыделение в ядре увеличится, то звезда расширится и давление в ядре упадёт, и наоборот. Несмотря на это, между звёздами главной последовательности есть некоторые качественные отличия. От массы звезды зависит то, как именно происходит синтез гелия: у звёзд легче 1,5 M практически вся энергия выделяется за счёт протон-протонного (p-p) цикла, а у более массивных звёзд — за счёт CNO-цикла[37].

Дело в том, что при увеличении массы звезды увеличивается и температура и плотность в её ядре, а от них, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций (а следовательно, и мощность энерговыделения). Причём для p-p цикла она пропорциональна 4-й степени температуры в ядре, а для CNO-цикла — 17-й[38]. Однако, диапазон температур в недрах звёзд меньше, чем диапазон их масс. Например, для звезды с массой 0,1 M температура в ядре составляет 4 миллиона K, а для звезды с массой 50 M — 40 миллионов, то есть, прирост массы в 500 раз приводит к увеличению температуры в центре звезды лишь в 10 раз[37].

Из-за разницы коэффициентов зависимости энерговыделения от температуры при низких температурах p-p цикл производит большую часть энергии, при температуре 18 миллионов K (которая достигается в звёздах с массой 1,5 M) циклы сравниваются в эффективности, а при большей температуре CNO-цикл выделяет больше энергии. Например, у Солнца, при температуре ядра около 16 миллионов K, CNO-цикл обеспечивает только 1,5 % выделяемой энергии[37].

Строение[править | править код]

Строение звёзд главной последовательности различных масс.
Основная статья: Строение звёзд

Из-за того, что в звёздах должно выполняться уравнение гидростатического равновесия, температура, давление и плотность в них возрастают с глубиной. Поэтому ядерные реакции идут только в самой горячей и плотной части звезды — ядре[39].

Энергия из ядра должна каким-то образом переноситься к поверхности, чтобы сохранялось гидростатическое равновесие. В звёздах есть два основных способа передачи энергии: конвекция и лучистый перенос — последовательное поглощение и переизлучение фотонов. Конвекция позволяет быстрее переносить энергию, однако, возможна лишь в областях, которые конвективно неустойчивы. Для появления конвективной неустойчивости, в свою очередь, требуется достаточно большой температурный градиент: он возникает в случае, если вещество непрозрачно и лучистый перенос не позволяет достаточно быстро переносить энергию во внешние слои звезды[27][37].

У звёзд с массами больше 1,5 M ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы появляется область конвекции у поверхности звезды, то есть в некотором диапазоне масс звезда имеет две зоны конвекции. При массе 1,15 M конвекция в ядре полностью исчезает, то есть внешние слои остаются конвективными, а внутренние слои и ядро становятся зоной лучистого переноса. При дальнейшем уменьшении массы зона лучистого переноса уменьшается и при массе в 0,35 M полностью исчезает. От этого, в свою очередь, зависит, будет ли гелий концентрироваться в её ядре или равномерно распределяться по объему, что также влияет на дальнейшую эволюцию[37][40][41].

Главная последовательность как стадия эволюции[править | править код]

Области звездообразования с большим количеством звёзд главной последовательности спектрального класса O[42].
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для двух рассеянных звёздных скоплений: M 67 и NGC 188, позволяющая определить их возраст.
Эволюционный трек после главной последовательности для звезды с массой как у Солнца и солнечной металличностью на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.
Основная статья: Звёздная эволюция

Звёзды попадают на главную последовательность после стадии протозвезды. Момент, когда мощность излучения звезды сравнивается с мощностью термоядерных реакций внутри неё (то есть, когда энергия перестаёт вырабатываться за счёт сжатия), считается моментом попадания звезды на главную последовательность. Считается, что в этот момент у звезды нулевой возраст, и область, где расположены такие звёзды, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части главной последовательности[43][44].

Общее количество энергии, которое звезда сможет произвести в процессе синтеза гелия из водорода, ограничено, в первую очередь, количеством водорода. Если звезда находится в равновесии, то она должна излучать столько же энергии, сколько и вырабатывает. Следовательно, можно оценить время нахождения звезды на главной последовательности, поделив общий запас энергии, который выделится, если весь водород в термоядерных реакциях превратится в гелий, на её светимость. Например, для Солнца этот период составит порядка 1010 лет[45].

Для звёзд главной последовательности с массами в диапазоне 2 M < M < 20 M зависимость масса — светимость выглядит как L M3,5, похожее соотношение выполняется и для меньших масс[46]. Следовательно, у таких звёзд время нахождения на главной последовательности связано с массой как t M−2,5. Значит, более тяжёлые звёзды раньше сходят с главной последовательности и меньше живут. Тем не менее, у самых тяжёлых звёзд зависимость светимости от массы становится линейной, срок их жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы, но составляет, по разным оценкам, от одного до нескольких миллионов лет, что очень мало с астрономической точки зрения[47][48][49]. Самые маломассивные красные карлики могут жить порядка 10 триллионов лет[50].

Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений с учётом того, что звёзды в них образовались одновременно. Если построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, то главная последовательность будет ограничена слева и будет переходить в ветвь субгигантов — скопление живёт уже достаточно времени, чтобы самые массивные звёзды сошли с главной последовательности. Эта особенность позволяет рассчитывать возраст скопления как время нахождения на главной последовательности для звёзд на точке изгиба[51].

В течение жизни звезды в ядре постепенно накапливается гелий, который уменьшает темп реакций, и характеристики звезды меняются, чтобы сохранялось равновесие. Она постепенно отходит от начальной главной последовательности в сторону увеличения светимостей и уменьшения температур. Для звёзд средней массы стадия главной последовательности завершается, когда температура в недрах становится настолько большой, что водород начинает сгорать уже за пределами ядра. В этот момент звезда переходит на ветвь субгигантов, а через некоторое время становится красным гигантом, после чего в ней происходит гелиевая вспышка и начинается горение гелия[52][53][54]. У звёзд с большей массой также начинается горение гелия, хотя и немного другим путём[55][56].

О дальнейшей эволюции звёзд наименьшей массы имеются лишь теоретические сведения, так как потенциальный срок их жизни превышает возраст Вселенной. Считается, что звёзды с массами меньше 0,5 M не могут стать гигантами, и по мере накопления гелия в ядре звезда сжимается и нагревается, становясь голубым карликом[12].

Так или иначе, дальнейшим стадиям эволюции звезды соответствует большая светимость, чем на стадии главной последовательности. Напротив, дальнейшие термоядерные реакции, если они идут, имеют гораздо меньшее удельное энерговыделение: для горения гелия оно примерно в 10 раз меньше, чем для синтеза гелия из водорода, а для следующих реакций оно ещё меньше. Из-за этого дальнейшие стадии эволюции звёзд проходят гораздо быстрее, чем стадия главной последовательности: к примеру, для Солнца стадия красного гиганта займёт около 130 миллионов лет — примерно на два порядка меньше, чем стадия главной последовательности[57][58]. У большинства звёзд ситуация аналогичная, поэтому абсолютное их большинство, до 90 %, находится на главной последовательности[47].

Примечания[править | править код]

  1. Longair, Malcolm S. The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology (англ.). — Cambridge University Press, 2006. — P. 25–26. — ISBN 978-0-521-47436-8.
  2. Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.). — Chicago, Illinois: The University of Chicago press, 1943.
  3. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.); Pippard, A. B. (англ.). — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  4. Russell, H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory (англ.). — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — Bibcode1913Obs....36..324R.
  5. Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.), 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — Bibcode1933ZA......7..222S.
  6. Kelly, Patrick L. et al. Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens (англ.) // Nature : journal. — 2018. — 2 April (vol. 2, no. 4). — P. 334—342. — doi:10.1038/s41550-018-0430-3. — Bibcode2018NatAs...2..334K. — arXiv:1706.10279.
  7. Howell, Elizabeth Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen. Space.com (2 апреля 2018). Дата обращения 2 апреля 2018.
  8. The Hertzsprung Russell Diagram.
  9. The Hertzsprung-Russell Diagram.
  10. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  11. Белые карлики и нейтронные звезды. Астронет.
  12. 1 2 Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. M dwarfs: planet formation and long term evolution. Astronomische Nachrichten.
  13. Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram. University of Nebraska. Дата обращения 6 декабря 2007.
  14. Salaris, Maurizio; Santi Cassisi. Evolution of stars and stellar populations (англ.). — John Wiley & Sons, 2005. — P. 138—140. — ISBN 0-470-09220-3.
  15. Duric (англ.), Nebojsa (англ.). Advanced astrophysics. — Cambridge University Press, 2004. — С. 19. — ISBN 978-0-521-52571-8.
  16. Соотношения для звезд главной последовательности. Астронет. Астронет.
  17. A course on stars' physical properties, formation and evolution. University of St. Andrews. Дата обращения 18 мая 2010.
  18. Oey, M. S.; Clarke, C. J. Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 620, no. 1. — P. L43–L46. — doi:10.1086/428396. — Bibcode2005ApJ...620L..43O. — arXiv:astro-ph/0501135.
  19. Ziebarth, Kenneth. On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1970. — Vol. 162. — P. 947—962. — doi:10.1086/150726. — Bibcode1970ApJ...162..947Z.
  20. Karttunen, Hannu. Fundamental Astronomy. — Springer, 2003. — ISBN 978-3-540-00179-9.
  21. Gloeckler, George; Geiss, Johannes (2004). “Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions”. Advances in Space Research. 34 (1): 53—60. Bibcode:2004AdSpR..34...53G. DOI:10.1016/j.asr.2003.02.054.
  22. Межзвездная среда. Астронет. Астронет.
  23. Zombeck, Martin V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (англ.). — 2nd. — Cambridge University Press, 1990. — ISBN 978-0-521-34787-7.
  24. SIMBAD Astronomical Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения 21 ноября 2008.
  25. Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike. Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 129, no. 2. — P. 1063—1083. — doi:10.1086/427250. — Bibcode2005AJ....129.1063L.
  26. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 395. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  27. 1 2 Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: рождение, жизнь, и смерть звёзд. — Мир. — Москва, 1990. — ISBN 5-03-001195-1.
  28. Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — University of Chicago Press (англ.), 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.
  29. Gough, D. O. Solar interior structure and luminosity variations (англ.) // Solar Physics (англ.). — 1981. — Vol. 74, no. 1. — P. 21—34. — doi:10.1007/BF00151270. — Bibcode1981SoPh...74...21G.
  30. Padmanabhan, Thanu. Theoretical Astrophysics. — Cambridge University Press, 2001. — ISBN 978-0-521-56241-6.
  31. Tayler, Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 1994. — ISBN 978-0-521-45885-6.
  32. Sweet, I. P. A.; Roy, A. E. The structure of rotating stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1953. — Vol. 113, no. 6. — P. 701—715. — doi:10.1093/mnras/113.6.701. — Bibcode1953MNRAS.113..701S.
  33. Светимости классы. Астронет. Астронет.
  34. Ken Croswell, The Alchemy of the Heavens, (New York: Oxford UP, 1995), 87.
  35. Переменные звёзды.
  36. Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности. Астронет. Астронет.
  37. 1 2 3 4 5 Main-Sequence Stars.
  38. Main Sequence Stars.
  39. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 243. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  40. Строение звёзд главной последовательности. Астронет.
  41. Pavel Kroupa. The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems (англ.) // Science. — 2002.
  42. The Brightest Stars Don't Live Alone. Дата обращения 27 июля 2012.
  43. Hansen, Carl J. & Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, с. 39, ISBN 978-0387941387, <https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39> 
  44. Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — University of Chicago Press (англ.), 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.
  45. Stellar evolution on the main sequence.
  46. Mass-Luminosity Relationship.
  47. 1 2 Главная последовательность. Астронет.
  48. The Eddington Limit (Lecture 18). jila.colorado.edu (2003). Дата обращения 22 января 2019.
  49. Сергей Попов. Глава 4 // Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной. — 2018. — 400 с. — ISBN 5961450481.
  50. Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing.
  51. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 441. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  52. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е. — Москва: Наука, 1987.
  53. Leo Girardi, Alessandro Bressan, Gianpaolo Bertelli, Cesare Chiosi. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03 (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences (англ.).
  54. Эволюция звезд после главной последовательности. Астронет.
  55. Stellar structure and evolution.
  56. Красные гиганты. Астронет. Астронет.
  57. Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
  58. Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert. Distant future of the Sun and Earth revisited (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — May (vol. 386, no. 1). — P. 155—163. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. — Bibcode2008MNRAS.386..155S. — arXiv:0801.4031.

Литература[править | править код]

Ссылки[править | править код]