Близкие звезды С планетами Ярчайшие звезды Спектральный класс Видимые звезды Двойные звезды Красные гиганты Переменные звезды Нейтронные звезды Красные сверхгиганты Физические переменные Пульсары Рентгеновские источники Голубые сверхгиганты Население I и II Белые карлики Какие могут быть звезды? 1
Основные характеристики звезд Ø Масса М – обычно выражается в солнечных единицах M = 1. 99*1033 грамм Ø Радиус R - обычно выражается в солнечных единицах R = 6. 96*1010 см Ø Светимость L – полная излучаемая энергия, обычно выражается в солнечных единица L = 3. 86*1033 эрг/сек Ø Химический состав – содержание химических элемен- тов, обычно выражается в виде отношения Nel/NH, где Nel и NH есть число атомов данного элемента и водорода в 1 см 3 2
Светимости звезд Первый метод Если известны для звезды радиус R и температура T, то светимость L определяется по формуле L = 4 R 2 T 4 =5. 67*10 -5 эрг / (см 2 град 4 сек) - постоянная Стефана-Больцмана. Метод по болометрическим звездным величинам. Сперва определяют абсолютную звездную величину по формуле MV = m. V + 5 log ”, Значок V означает визуальную часть спектра. Поскольку звезда излучает не только в визуальном диапазоне, к величине MV необходимо добавить поправку BCV (болометри- ческую поправку) за ненаблюдаемую часть спектра: Mболом = MV + BCV, (для BCV имеются специальные таблицы). Затем светимость определяется по формуле L / L = 10 -0. 4( Mболом - M ). Болометрическая звездная величина M для Солнца равна 4. 74. 3
Светимости некоторых ярких звезд Канопус ( Car) L=4700 L Арктур ( Boo) L=107 L Вега ( Lyr) L=50 L Сириус ( Cma) L=22 L L = 3. 86*1033 эрг/сек Это звезда самой высокой светимости. Ее светимость составляет 10 млн светимости Солнца (L=107 L ), т. е. порядка 1041 эрг/сек. 4 Звезда была открыта в 1999 году телескопом Хаббла.
В ноябре 1995 года японские астрономы обнаружили рядом с очень маленькой и холодной звездой Gliese 229 еще более мелкого и холодного партнёра, который имел температуру поверхности всего около 1000 К и мощность излучения в 160 тыс. раз слабее солнечной 5
Распределение звезд по светимости На графике приведены данные только по близким к Солнцу звездам. Видно, что в околосолнечной области находятся звезды низкой светимости (карлики) 6
Определение радиусов звезд (1) Фотометрический метод. Звезда излучает с всей своей R поверхности поток 4 R 2 F (звезда). D Распространяясь, этот поток Земля этот поток уменьшается по закону 1/(расстояние)2. На расстоянии D земли от звезды этот поток будет равен 4 D 2 F (земля). Если между звездой и землей нет поглощения света, то основная формула будет такой: 4 R 2 F (звезда) = 4 D 2 F (земля) R = D F (земля) / F (звезда) Здесь F (звезда) - поток, вышедший с поверхности звезды (устанавливается теоретически), F (земля) - поток, зарегестрированный на Земле, D – расстояние до звезды, R - радиус звезды. 7
Определение радиусов звезд (2) Метод, если известны светимость и температура. L =4 R 2 T 4 L=4 R 2 T 4 R/R = (L/L )(6000/T)4 Метод по затменно-переменным звездам. См. слайд N 29 этой темы. Метод интерферометрии Современные интерферометры позволяют определять угловые диаметры звезд (в основном, сверхгигантов и гигантов). Зная расстояния до звезд, можно определить и линейные радиусы звезд. P. S. Существуют и другие методы (по покрытиям звезд Луной, эмпирические и др. ) 8
Типичные угловые и линейные диаметры звезд Обычно угловые диаметры измеряются в секундах дуги. Например: Вега…………. =0”. 0032 Сириус……… =0”. 00599 Альдебаран. . =0”. 0211 Типичные линейные диаметры таковы: Солнце…………. . R =700 000 км Звезды главной последовательности R~0. 1… 10 R Гиганты……… …. . R~до 100 R Красные сверхгиганты… R~до 1000 R Голубые сверхгиганты… R~20 – 50 R Белые карлики… R~0. 01 R 9
Радиусы звезд Бетельгейзе 300 R R 25 =3 са ар ы ит М б ты ор 5 R и с 1 рб о иу и=2 с ад л иу д Р ем Ра З Радиусы звезд лежат в большом диапазоне: - от нескольких сотен радиусов Солнца – это звезды сверхгиганты, -до сотых долей радиуса Солнца – это звезды белые карлики. Омикрон Кита 80 R Арктур 23 R Капелла Вега Сириус А Солнце 2 R 10 R 4 R Солнце Юпитер 0. 1 R Сириус В 0. 01 R 10
Самая большая по размерам звезда Солнце VY Canis Majoris (VY CMa) красный сверхгигант расположен в созвездии Большой Пес (Canis Major). Ее радиус равен 2600 R - самый большой известный радиус среди звезд. Расстояние до звезды 1. 5 кпс (4. 6× 1016 км). 11
Самая маленькая по размерам звезда Такой зездой к настоящему времени является звезда красный карлик Gliese 623 b. Ее масса равна 0. 1 массы Солнца, светимость - в 60 000 раз слабее, чем у Солнца. Радиус звезды равен 0. 005 Радиуса Солнца. Звезда была открыта Самая маленькая звезда телескопом Хаббла в 1994 году. 12
Массы звезд Метод по двойным звездам. Применим 3 закон Кеплера к относительному вращению звезды А вокруг звезды В и к вращению Земли вокруг Солнца: P*2 (MA+MB) / D 3 = P 2 (M +M ) / (1 a. e. )3 , = DА + DВ MA+MB = D 3 / P*2 , D В последних двух формулах массы М выражены в единицах масс Солнца, а большие полуоси D - в астрономических единицах. * DА DВ . * При вращении вокруг общего центра тяжести имеем МАDА = Мв DВ. Здесь DА и DВ -большие полуоси истинных эллипсов вращения. Эти формулы дают возможность определить индивидуальные значения масс компонент двойных звезд. Метод по эмпирической зависимости «масса-светимость» . Такая зависимость приведена в теме Т 28_ДРГ на слайде N 11. P. S. Существует ряд других методов определения масс (по красному 13 смещению линй, по диаграмме Ресселла-Герцшпрунга и др. )
Пример: определение массы Сируса и его спутника У Сириуса (Sirius A) есть спутник – белый карлик (Sirius В). Период обращения равен P=50 годам, а расстояние между звездами равно D=20 а. е. Тогда из 3 закона Кеплера имеем: 14
15
16
Массивная звезда Eta Carinae Эта двойная звезда имеет компоненты с массами в 60 и 70 масс Солнца. В 1843 году у этой системы произошел взрыв, который привел к образованию двух полостей. Сейчас у этой звезды наблюдается звездный ветер - истекание 17 вещества с поверхности звезды.
Самая массивная звезда В скоплении NGC 3603 астрономы обнаружили три объекта (A 1, B и C), масса которых при рождении должна была приближаться к 150 солнечным или превосходить эту величину. Светила скопления R 136 оказались ещё более крупными: начальная масса звезды R 136 a 2 была оценена в 240 солнечных, R 136 c отстала от неё на 20 масс Солнца, а R 136 a 3 на начальном этапе развития по своим параметрам 18
Другая массивная звезда Такая звезда расположена туманности Тарантул. Ее масса в 265 раз больше солнечной, а светимость – в 1 000 раз больше. Следует отметить, что допустимый теорией преде звездной массы это 150 масс Солнца. Поэтому некоторые астрон сомневаются в существова такой звезды. 19
Распределение звезд по массам Наиболее распространенные звезды это звезды с массам меньше массы Солнца. Очень редки звезды с масса- ми в 50 М. Вероятно, что звезд с масса- ми в 100 М всего несколько. 20
Коричневые карлики Коричневый карлик Дефект снимка Наземный снимок Снимок из космоса Звезды с массами в интервале 1/100 - 1/120 M не могут поддерживать термоядерные реакции. Такие звезды называются коричневыми карликами. Их размер порядка радиуса Юпитера, но массы в 10 -80 раз больше массы Юпитера. 21
Ти пы двойных звезд 5 мин Орбиты двойных звезд – 5 мин 22
Двойные звезды – это две звезды, образующие единую систему и вращающиеся под влиянием взаимного тяготения вокруг общего центра тяжести. M 1 a M 2 Если две звезды имеют массы M 1 и M 2 и расстояние между ними равно а, то вращение обеих компонент будет происходить вокруг общего центра тяжести (центр масс), положение которого определяется соотношениями: При своем вращении обе звезды находятся на одной линии с центром тяжести и по обе стороны от него 23
Образование двойных звезд Двойные звезды образуются в том случае, когда сжимающееся газо-пылевое облако имело столь быстрое вращение, что оно не позволяет облаку сжаться в одну звезду. Лишь после разде- ления на несколько частей большая часть вращательного мо- мента перейдет в орбитальное движение частей системы. И при дальнейшем сжатии этих частей облака могут сформироваться звезды. Сжимающееся облако Двойная звезда Число двойных звезд в нашей Галактике – более 50%. 24
Типы двойных звезд -- визуально двойные - когда компоненты двойной системы видны и можно проследить их орбитальное движение; -- астрометрические двойные – когда одной компоненты системы из-за слабости блеска не видно, но ее наличие проявляется по пространственному движению двойной звезды; -- затменно-переменные звезды - когда одной компоненты системы из-за слабости блеска не видно, но ее наличие проявляется по периодическому изменению блеска другой компоненты; -- спектрально-двойные - когда одной компоненты системы из-за слабости блеска не видно, но ее наличие проявляется по периодическому смещению спектральных линий. 25
Визуально-двойные звезды (пример 1) У визуально-двойных звезд двойственность определяется непосредственно. Слева дана орбита звезды Крюгер 60. Справа даны результаты наблюдений в указанные годы. 26
Визуально-двойные звезды (пример 2) май июнь центральная звезда Вторая звезда в ковше Большой Медведицы является двойной - Мицар и Алькор. Для визуально двойных звезд обычно определяют положение слабой компоненты относительно более яркой звезды. На снимке приведена такая орбита одной звезды (спутника) относительно другой (главной звезды). Обратить внимание на то, что центральная звезда, вокруг которой происходит обращение другой звезды, находится не в фокусе эллипса. Дело в том, этот эллипс есть проекция истинного эллипса на картинную 27 плоскость (см. следующий слайд).
28
Визуально-двойные звезды (пример 3) созвездие Центавра Период= 79. 92 дня Сent A Разделение между h ь компонентами 14” =14 36 =-60038’ m. V=-0. 1 На левом снимке дано изображение главной и более яркой звезды А и спутника В двойной системы в созвездии Центавра : Сent. Справа приведена орбита, полученная по наблюдениям и вычисленная на будущее (до 2070 года). 29
Астрометрические двойные звезды В Траектория невидимой звезды С* Траектория А центра масс Траектория видимой звезды Допустим, что система состоит из видимой звезды А и невиди- мой звезды В. Они обращаются вокруг центра тяжести С. Вся система движется в Галактике в направлении, указанном красной стрелкой. Тогда видимая траектория видимой звезды А будет иметь вид волнистой линии, показанной синей линией. Траектория звезды В видна не будет. Итак, если наблюдаемая в течение долго времени звезда на небе меняет свое положение, описывая волнистую линию, то у этой звезды имеется второй компонент. 30
Пример: открытие невидимой звезды около Сириуса А При наблюдениях Сириуса (Sirius А) астрономы обнаружили, что эта звезда при своем движении в пространстве испытывает колебания. Это было объяснено наличием невидимого спутника (Sirius B) Оптическое изображение Рентгеновское Позднее спутник B был обнаружен с Сириуса изображение помощью более Сириуса крупных телескопов, и он оказался белым карликом. Справа дан снимок =6 h 43 ь =-16039’ двойной системы в m. V=-1. 45 рентгеновской области спектра. Видно, что белый карлик оказался даже ярче. Звезда находится в созвездии Большого Пса. 31
Орбиты звезды Сириус и его спутника 5 угловых секунд Сириус А Центр масс Сириус В Орбита белого карлика 32
Затменно-переменные звезды Такой вид двойных звезд обнаруживается по изменению блеска системы, вызванного затмением одной звезды другой. Это случается лишь тогда, когда плоскость орбиты системы почти совпадает с лучом зрения. Зависимость блеска от времени называется кривой блеска. m Время На этом рисунке внизу показана кривая блеска системы, у которой спутник имеет более низкую светимость (или из-за меньшего радиуса или меньшей температуры). 33
34
Затменно-переменные звезды Такой вид двойных звезд обнаруживается по изменению блеска системы, вызванного затмением одной звезды другой. Это случается лишь тогда, когда плоскость орбиты системы почти совпадает с лучом зрения. Зависимость блеска от времени называется кривой блеска. Пример1: звезда А малой яркости и малого размера вращается вокруг звезды В большой светимости и большого радиуса. 35
Пример 2: Здесь приведена кривая блеска для системы, у которой светимость обеих компонент одинакова. B А m время вклад в общее излучение компоненты В вклад в общее излучение компоненты А 36
Случай частного затмени часть диска спутника закрывает диск главной звезды. Случай полного затмения весь диск вторичной звезды покрывает диск главной звезды. Из-за приливного взаимодействия фигура звезды может быть эллипсоидальной. На поверхности звезды может образоваться горячее пятно за счет облучения соседней звезды. 37
Виды кривых блеска I II I – II: Положение главного III IV и вторичного минимумов зависит от ориентации эллиптической орбиты относительно наблюдателя. III: Плавный рост и падение яркости в зонах В и D обусловлен эффектом отражения: наличием пятна на поверхности спутника, обра щенной к цен тральной звезде. IV: вид кривой блеска при эл- липсоидальной 38 форме компонент.
Что можно получить из кривых блеска? 1. Затмение может быть полным или частным в зависимости от от угла наклона орбиты к лучу зрения и радиусов звезд. При полном затмении участок 2 будет плоским, а при частном – острым. 2. Длительность минимумов а и в определяет радиусы компонент в единицах большой полуоси орбиты 3. При полном затмении отношение глубин минимумов дает отношение светимостей компонент, а при известных радиусах и отношение а в время температур. 4. Отношения расстояний между минимумами позволяют оценить значение эксцентриситета и долготы периастра орбиты (см. предыдущий слайд, случаи I и II) 5. Определить период обращения 6. Определить массы компонент по 3 закону Кеплера 39
Спектрально-двойные звезды (СДЗ) Такой вид двойных звезд обнаруживается по спектру, а именно по изменению положений спектральных линий из-за эффекта Доплера. В этих положениях звезды двигаются: одна к наблюдателю, другая – от наблюдателя. Поэтому линии будут смещены в синюю и красную части спектра. наблюдатель В этих двух положениях звезды двигаются перпен- дикулярно лучу зрения, и эффект Доплера не вызывает смещения линий. 40
Расщепление линий в спектре двойной системы 1 2 a) + 1 2 b) a) В этом положении одна звезда двигается к нам, а вторая – от нас. Поэтому спектральная линия будет смещаться в синюю часть спектра (от звезды 1) и в красную часть спектра (от звезды 2). b) В этом положении обе звезды двигаются перпендикулярно лучу зрения: смещение линий отсутствует. 41
Кривая лучевых скоростей для СДЗ Лучевая скорость Про измерениям смещений линий можно определить лучевую скорость звезд Vr=c /. Зависимость этих скоростей от времени называется кривой лучевых скоростей. По этим кривым можно установить параметры орбиты, а также характеристики звезд, и что особенно важно - массы звезд. Кривые лучевых скоростей для каждой компоненты время 42
Значение двойных звезд для астрономии Для двойных звезд справедлив третий закон Кеплера (M 1 + M 2)T 2 / (M + M 0)P 2 =(a 1 + a 2 )3/ a 3 Здесь M 1, M 2 – массы двух звезд, имеющих период обращения T, ( а 1 + а 2 ) – большая полуось орбиты звезды, обращающейся вокруг другой звезды, М 0 и M – массы Солнца и Земли, P = 1 год, а – расстояние от Земли до Солнца. Эта простая формула дает сумму масс компонент двойной звезды. Если еще определить из наблюдений расстояния звезд до их общего центра тяжести, то можно определить массу каждой звезды. Это самый надежный способ определения масс звезд. Все другие методы уступают ему по точности. 43
Для звезд ГП имеется очень важная эмпирическая зависимость Эмпирический результат 44
Физические переменные звезды Физически переменные звезды находятся в определенной части диаграммы Ресселла- Герцшпрунга. Такими звездами называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физичес- ких процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь одинковын кривые блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная» . В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2 m, в период минимума она уменьшается до 10 m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331, 6 суток. 45
Типы физически переменных звезд Тип I, классические цефеиды Цефеиды RR Lyr Пульсирующие RV Tau Долгопериодические Физические перменные звезды Тип II, W Virginis Мириды Полурегулярные Сверхновые Новые Повторно Новые Эруптивные Карликовые новые Симбиотические R CBr 46
Пульсирующие звезды: цефеиды Цефеиды это высокосветимые и массивные пульсирующие звезды с периодом пульсаций от 1 до 70 дней. Они названы таким образом по названию первой открытой пульсирующей звезды Сеph (созвездие Цефея). Изменение яркости для цефеид от 0. 5 до 2 звездных величин. При пульсациях спектральный класс изменятся: в максимуме блеска – F класс, фаза в минимуме – G-K класс. Два типа цефеид: - звезды типа I (или классические цефеиды) имеют период в 5 -10 дней и амплитуду изменений блеска в m 0. 5 – 2 звездной величины; - звезды типа II (или звезды типа W Virginis=W Девы) имеют дни период в 12 -30 дней и амплитуду изменений блеска 0. 3 – 1. 2 звезд. Кривая блеска для Цефея ной величины. Эти звезды в среднем слабей цефеид I типа на 1. 5 -2 47 звездной величины.
Август 26 Май 4 Май 9 Май 16 Май 20 Май 31 =12 р23 ь =+1509’ m. V=9. 3 Цефеида в галактике М 100. Галактика расположена на расстоянии 60 000 с. л. Снимки получены телескопом Хаббла. 48
Долгопериодические переменные Это холодные гиганты или сверхгиганты с периодом пульсаций от месяца до нескольких годов. Светимость этих звезд лежит в интервале от 10 до 10 000 светимостей Солнца. Звезды типа Мира Кита (Мириды) имеют период от 80 до 1000 дней с изменением яркости от 2. 5 до 10 звездных величин. Они имеют протяженные атмосферы, нагреваемые за счет пульсаций. Пример: звезда Cygni имеет период пульсаций в 408 дней. В минимуме ее диаметр равен 480 млн. км. В максимуме ее размер достигает величины 800 млн. км. Это диаметр пояса астероида в Солнечной системе. 49
Звезды типа RR Lyr Это звезды-гиганты населения II. Период их пульсации всего от 1. 5 до 24 часов. Колебания блеска у них от 0. 3 до 2 звездных величин. Главное замечательное свойство этих звезд – у них абсолютная звездная величина примерно одна и та же: MV=0. 6 Полурегулярные переменные показывают некую периодичность, но в некоторые моменты могут быть и стабильными. Период колебаний – от нескольких дней до нескольких годов. Изменение блеска – не более 2 звездных величин. Причины пульсаций звезд Теория должна ответить на два вопроса: - за счет какой энергии пульсирует звезда? Ответ теории – меха нические колебания звезда осуществляет за счет энергии, осво бождающейся в ее недрах. - каким образом лучистая энергия , выходящая на поверхность, производит раскачку слоев звезды? Ответ теории – клапаном, регулирующим такую раскачку, является слой с ионизован ным гелием. Не. I задерживает и нагревает газ. Повышение температуры вызывает появление ионов He. II, и это приводит50 к охлаждению газа и увеличению числа Не. I и т. д.
Эруптивные звезды: Новые 1918 1926 1931 Фотографии Новой, вспыхнувшей в 1918 году в созвездии Орла. Снимки сделаны в 1922, 1926 и 1931 годах. Видно, как расширяется сброшенная оболочка Новой. Кривые блеска трех новых Новые это взрывные звезды, у которых во время вспышки светимость увеличивается в примерно в 10 000 раз. После вспышки следует постепенный спад яркости, и звезда становится горячим карликом. В некоторых случаях вспышка может повториться. Такие 51 звезды называются повторно новые.
Причины вспышек новых БК 1 2 3 1. В последние годы было установлено, что новые 2. При эволюции звез- 3 -4. Когда размер гиганта являются тесными двой- да переходит в ставыходит за пределы ными системами, одной дию красного гиган- полости Роша, происхота из компонент может дит перетекание вещебыть белый карлик (БК). ства на БК. В итоге 5. На самом БК водорода уже образуется такая система нет, так как он уже исчерпался в результате термоядер. Белый карлик Аккреция ных реакций. Но в падаю5 щем на поверхность БК водород есть, он постепенно будет накапливаться и нагре- ваться до температур, при которой Аккреционный диск начинается термоядер- ная реакция. Если при 52 4 этом скорость выделения энергии превысит скорость теплоотвода, то может
Тесные двойные системы (ТДС) ТДС – это двойные системы, у которых расстояние между компонентами сравнимо с радиусами звезд. Но это не очень точное определение ТДС – это двойные системы, у которых имеется сильное взаимодействие между компонентами, например, перетекание вещества с одной звезды на другую. Когда более массивная звезда израсходует практически весь водород, она начнет разбухать и переполняет свою полость Роша и через точку Лагранжа L 1 газ будет частично захватываться второй звездой. 53
Тесные двойные звезды (ТДС) Наиболее важным является аккреции, когда в результате эволю ции образуется Белый карлик раздувшаяся до Нейтронная звезда размеров полости Черная дыра Роша звезда, а второй звездой является компактный объект: белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. Падающее на подиск верхность этих Звезда-донор объектов вещество создает мощное рентгенов- вское излучение, которое наблюдается космическими аппаратоами (земная атмосфера в этом диапазоне непрозрачна). Необходимо подчеркнуть, что до недавнего времени все нейтронные звезды, открытые по рентгеновским наблюдениям, входили в состав ТДС. 54
Джет Аккреционный диск Рентгеновскмй Горячее нагрев пятно =19 h 09 ь =+04054’ m. V=14. 2 Ветер от диска Аккреционная струя Вторая звезда Объект SS 433 - очень экзотическая звездная система. Необычное поведение этой системы обусловлено присутствием в ней компактного объекта – черной дыры или нейтронной звезды , вокруг которых вращается аккреционный диск с джетами. Как показано на рисунке, массивная горячая звезда (справа) имеет рядом компактный объект. Вещество массивной звезды переносится в аккреционный диск, окружающий компактный объект. Далее вещество выбрасывается в виде джетов ионизованного газа в двух противоположных направлениях со скоростью, равной ¼ скорости света ! Излучение джета, направленного к 55 наблюдателю, смещено в голубую сторону, тогда как излучение джета, наклоненного от наблюдателя, смещено в красную сторону. Период
Сценарий эволюции тесной двойной системы 1 – ТДС из двух массивных горячих ОВ (М 1>M 2). Указаны критические полости Роша каждой компоненты и внутренняя точка Лагранжа Л (в области их соприкосновения. 2 – Первичный обмен масс в системе через внутреннюю точку Лагранжа. 3 – Система WR 1+OB 2. 4 – Стадия двойной системы C+OB 2, содержа- щей релятивистский объект (С), но без аккре -ции и мощного рентгеновского излучения. 5(a) – Рентгеновская двойная система с аккреционным диском вокруг релятивист -ского объекта. 5(б) – Эволюция с общей оболочкой, Приводящей либо к образованию объекта Ландау-Торна-Житков, либо 5(в) к двойной системе C+WR 2 тип Cyg X 3. Стадия 5(а) может привести также к образова- нию объекта типа SS 433 со 56
Столкновения звезд. Сразу отметим, что в условиях Галактики, где расстояния между звездами велики, вероятность столкновений двух звезд практически нулевая. Но в шаровых скоплениях, где число звезд в единичном объеме велика, такие столкновения могут случаться, что приводит к грандиозным катастрофам. Подтверждающие факты таковы. 1. В шаровых скоплениях имеются звезды, называемые голубыми бродягами. Их происхождение можно объяснить столкновениями звезд. 2. В шаровых скоплениях обнаружено аномально большое количество рентгеновских источников (10% от всех источников). Вероятно, они являются результатом столкновений звезд. 57
Компьютерный сценарий столкновения двух звезд 1. Две звезды сближаются Выброс вещества 2. Начальный момент 3. столкновения из звезд 4. Начало слияния звезд 5. Звезды двигаются по спирали 58 6. Окончател двух зве
Скачать презентацию Близкие звезды С планетами Ярчайшие звезды Спектральный класс
16_Звезды.PPT