Ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај

Ѕвезда — масивно небесно тело од јонизиран гас (главно водород) во надворешната вселена, што произведува или произведувало енергија преку нуклеарна фузија. Најпозната и најблиска ѕвезда до Земјата е Сонцето. За разлика од планетите, една ѕвезда поради интензивната топлина зрачи светлина. Научно, ѕвездите се дефинираат како самогравитирачки сфери од плазма, што создаваат нивна сопствена енергија преку процесот на нуклеарна фузија. Науката што се занимава со проучување на ѕвездите се нарекува ѕвездена астрономија[1].

Ѕвездите можат да се видат на небото како точки што треперат, заради ефектот на земјината атмосфера и нивното растојание од нас (коешто обично се мери во светлосни години). Сонцето е исклучок - тоа е единствената ѕвезда доволно блиску до Земјата за да биде видлива како небесно тело составено од различни сфери. Најблиската ѕвезда до Сонцето, Проксима Кентаур, се наоѓа на приближно четири светлосни години од Сончевиот систем, односно 250 000 пати подалеку од Сонцето.

Една типична ѕвезда наликува на Сонцето. Нејзината маса е околу 1030 килограми, и нејзиниот дијаметар е неколку милиони километри. Моќта на зрачењето на една ѕвезда како Сонцето е околу 1026 вати.

Формирањето на ѕвездите е проследено со собирање и со загревање на облак од гас поради дејствувањето на гравитацијата. Доколку загревањето е доволно, тоа може да започне нуклеарни реакции во срцето на облакот. Енергијата ослободена со овие реакции е доволна за да се спречи собирањето. Тоа значи дека стабилноста на ѕвездата зависи од две меѓусебно спротиставени сили:

  • термонукларните реакции кои ослободуваат огромна енергија доведуваат до фантастичен притисок во јадрото на ѕвездата и така настојуваат да го распрснат материјалот на ѕвездата во околниот простор;
  • силата на гравитација, која се спротиставува на тоа, настојува да ја одржи масата на ѕвездата на едно место.

Ако преовладее силата на гравитацијата, материјалот на ѕвездата се собира, па се создаваат ѕвезди во кои материјата е збиена до многу големи густини (неутронска ѕвезди, бели џуџиња), а ако масата на ѕвездата е поголема до определена критична граница која се нарекува Чандрасекарова граница, доаѓа до бесконечно собирање во физичка сингуларност од која веќе не може да побегне ниту светлината, односно настанува црна дупка. Ако преовладее првата тенденција, ѕвездата може да експлодира во силна експлозија и така настанува нова или супернова.

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја покажува врската меѓу сјајот на ѕвездата (апсолутната ѕвездена големина) и температурата (спектралната класа).

Просечната галаксија содржи околу 100 милијарди ѕвезди. Бројот на ѕвезди во универзумот е проценет помеѓу 1022 и 1023, што е приближно еднакво на бројот на молекули во кубен центиметар воздух.

Набљудување на ѕвездите[уреди]

Карта на која е претставена формата на соѕвездието Лав

Историски гледано, ѕвездите биле многу важни за цивилизациите кои живееле во стариот век. Тие биле дел од религиозните обреди и биле користени за навигација во просторот. Многу антички астрономи верувале дека ѕвездите се прицврстени на небесната сфера и дека не се движат. По договор, астрономите ги групирале ѕвездите во соѕвездија кои ги користеле за да ги следат движењата на тогаш познатите планети и Сонцето.[2] Движењето на Сонцето наспроти позадината од ѕвезди (и хоризонтот) е употребено за да се состави календар, кој се користел за регулирање на земјоделството.[3] Движењето на Сонцето спроти ѕвезденета сфера која што била во позадина, било искористено за создавање на календари кои тогаш се користеле за одржување на редоследот во земјоделието. Грегоријанскиот календар којшто денес се користи насекаде во светот е соларен календар којшто е направен врз база на аголот на ротација на Земјината оска во однос на најблиската ѕвезда - Сонцето.

Најстарата прецизно напишана табела на ѕвезди се појавува во Стар Египет во 1534 г. п.н.е.[4] Старогрчкиот астроном Аристел го создал првиот ѕвезден каталог во 300 г.п.н.е. со помош на Тимохарис од Александија.[5] Птоломеевиот каталог на ѕвезди се базирал на понови записи од II в.п.н.е. кои потекнувале од Хипарх.[6] Тој е познат по откривањето на првата супернова.[7] Исламските астрономи на многу ѕвезди им дале арапски имиња кои се користат и денес, а измислиле и безбројни астрономски инструменти со кои ја одредувале местоположбата на ѕвездите. Во XI в. Ел-Бируни го опишал Млечниот пат како множество од делови кои имаат својства на замаглени ѕвезди, а исто така ги опишал и местоположбите на повеќе ѕвезди за време на затемнувањето на Месечината во 1019 г.[8]

Без оглед на очигледната непроменливост на небото, кинеските астрономи биле свесни дека може да се појават нови ѕвезди.[9] Младите европски астрономи како Тихо Брахе пронашле нови ѕвезди на небото, сугерирајќи дека не се непроменливи. Во 1584, Џордано Бруно сугерирал дека ѕвездите се всушност други сонца и можеби имаат други планети, слични на Земјата во орбитата околу нив,[10] идеја која била порано сугерирана од старите грчки философи, како Демокрит и Епикур.[11] До следниот век идејата за оддалечената ѕвезда Сунс го постигнува консензусот меѓу астрономите. За да се објасни зошто ѕвездите немаат гравитација во Соларниот систем, Исак Њутн сугерирал дека ѕвездите се еднакво распоредени во секоја насока. За оваа идеја се заинтересирал Ричард Бентли.[12]

Италијанскиот астроном Џеминиано Монтанари со набљудување ги забележал варијациите во сјајот на ѕвезадата Алгол во 1667 г. Едмонд Халеј ги обајвил првите мерења на правилните движења на пар од блиски ѕвезди, покажувајќи дека ја промениле својата позиција од времето на старите грчки астрономи Птоломеј и Хипарх. Првите директни мерења на растојанието до некоја ѕвезда (61 Cygni за 11,4 светлосни години) биле направени во 1838 г. од страна на Фридрих Безел, кој ја употребил ја техниката паралакса. Паралаксните мерења покажале огромна оддалеченост на ѕвездите на небото.[10]

Вилијам Хершел бил првиот астроном кој сакал да го прикаже распоредот на ѕвездите на небото. Во текот на 1780-тите, тој направил серии од мерења во 600 правци и линерано ги подредил според нивната светлосна магнитуда. Со ова заклучил дека бројот на ѕвезди постепено се зголемува во една страна на небото кон центарот на Млечниот пат. Неговиот син Џон Хершел го повторил неговото истажување во јужната хемисфера и открил совпаѓачко покачување во истиот правец.[13] Како додаток на неговите други постигнувања, Вилијам Хершел е запомнет и по неговото откритие дека некои ѕвезди и ѕвездени групи правеле отстапки според нивната светлосна магнитуда.

Први што започнале да ја проучуваат ѕвездената спектроскопија биле Јозеф фон Фраунхофер и Анџело Секи. Со споредување на спектарот на ѕвездите како на пример Сириус со Сонцето, тие пронашле разлики во должината и бројот на нивните апсорбирачки линии-темни дамки кај ѕвездите. Во 1865, Анџело Секи почнал да ги класифицира ѕвездите во групи според нивниот спектар. Како и да е најновата шема за ѕвездена групација била развиена од Ени Џамп Канон во 1900-тите.[14]

Именување на ѕвездите[уреди]

Концептот за соѕвездија бил познат уште во Вавилон. Античките астрономи сметале дека ѕвездите на небото се поставени така што формираат некои природни облици или ликови од митовите. Дванаесет од овие форми кои кружно се поврзани во ист појас станале основа за денешната астролгија. На повеќе од овие ѕвезди им биле давани имиња и тоа најчесто со потекло од арапскиот и латинскиот јазик.

Исто така и некои соѕвездија, а и Сонцето како ѕвезда имаат свои митови.[15] Луѓето сметале дека тие претставуваат души на нивните мртви богови. На пример ѕвездата Алгол се смета дека го претставува окото на Горгона Медуза.

За античките Грци некои ѕвезди познати како планети, претставувале важни божества, како: Меркур, Венера, Марс, Јупитер и Сатурн[15] (Уран и Нептун сѐ уште не биле познати за тогашните антички астрономи).

Околу 1600. вакви имиња на соѕвездија почнале почесто да се даваат и се оформувале според местоположбата на небото. Германскиот астроном Јохан Баер создал голем број на ѕвездени карти на кои додал грчки букви со што ги именувал ѕвездите во соѕвездијата. Подоцна бил воведен системот со нумерирање и е додаден во ѕвездениот каталог на Џон Фламстед, насловен „Historia coelestis Britannica“ (изданието од 1712.), па со текот на времето овој систем на нумерирања бил наречен Фламстедов систем.[16][17]

Единственото тело коешто може да ги именува ѕвездите и другите небесни тела е Меѓународната астрономска унија.[18] Голем број на приватни компании се осмелиле да даваат имиња на ѕвезди, но тие не биле прифатени или воопшто не се користат (на пример Меѓународниот регистар на ѕвезди). Денес треба да се помине низ посебна процедура за да се именува некоја ѕвезда или небесно тело.[19]

Настанок и еволуција[уреди]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Ѕвездена еволуција.

Ѕвездите се формираат во проширени области на голема густина во меѓуѕвездениот простор, иако таа густина е пониска од густината на една обична вакумска комора. Овие области се наречени молекуларни облаци и содржат најмногу водород, од 23-28% хелиум и неколку проценти потешки елементи. Еден таков пример за област каде се формира ѕвезда е Орионовата маглина[20]. Кога ѕвездите ќе се оформат, молекуларните облаци исчезнуваат. Тие исто така го јонизираат водородот создаваќи H II региони.

Формирање на протоѕвезди[уреди]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Формирање на ѕвезда.

Формирањето на ѕвездата започнува со гравитациска нестабилност во ватрешността на молекуларниот облак, најчесто проследено со масивни бранови од суперновата (огромна ѕвездена експлозија). Кога една област ќе достигне одредена густина, односно ќе го задоволи критериумот за Џинсоновата нестабилност започнува да се срушува во своето сопствено јадро под дејство на гравитационата сила.[21]

Кога облакот ќе колабира самостојни конгломерати од густа прашина и гас формираат нешто што е познато како глобула (темен облак од прашина). Овие облаци содржат материјал колку 50 Сонца. Кога глобулата ќе колабира и густината ќе се зголеми гравитационата енергија е претворена во топлотна, така што температурата во облакот се зголемува. Кога протоѕвездениот облак ќе ја достигне приближно состојбата на хидростатичка рамнотежа, протоѕвездата го формира своето јадро.[22]

Овие млади протоѕвезди најчесто се опкружени со протопланетарни дискови. Периодот за гравитациона контракција трае од 10-15 милиони години. Младите ѕвезди кои имаат маса помалку од две Сонца се наречени Т Tauri ѕвезди, а додека оние со поголема маса се наречени Хербих А/Б-ѕвезди. Овие новродени ѕвезди околу своето јадро привлекуваат гасови и создаваат мали маглини познати како Хербих-Харови објекти.[23]

Живот[уреди]

Ѕвездите трошат околу 90% од нивниот живот во нуклеарна фузија за производство на хелиум со реакции на висока температура и притисок кои се одвиваат околу нивното јадро. Таквите ѕвезди се вели дека се во раниот дел од животот и се наречени ѕвезди-џуџиња. Откако ѕвездата ќе се оформи, количеството на хелиум во текот на нејзиниот живот постојано расте. Како последица на тоа, за да го задржи процесот на нуклеарна фузија во јадрото ѕвездата полека ја зголемува нејзината температура и волумен.[24] Сонцето на пример, има зголемен волумен околу 40% од неговиот настанок-пред 4,6 милиони години.

Секоја ѕвезда произведува ѕвезден ветер од честички што предизвикува постојано испуштање на гасови во вселената. За повеќето ѕвезди губитокот на гасови многу малку влијае на нивната маса. Сонцето секоја година губи од 10-7 до 10-5 солаарни единици на маса секоја година или околу 0,01% од масата во целиот живот.[25] Како и да е некои масивни ѕвезди губат големо количество маса во овој процес што негативно се одразува на нивната еволуција.

Колку една ѕвезда ќе живее зависи од количеството на водород кое го користи за нуклеарна фузија со која создава хелиум. Со други зборови, зависи од нејзината големина и волумен. За сонцето, пресметано е дека ќе живее околу 1010 години. Поголемите ѕвезди го трошат водородот многу брзо и кратко живеат. Малите ѕвезди (наречени црвени џуџиња) го трошат нивното гориво многу бавно и живеат 10 до 100 милијарди години. На крајот, тие стануваат посјајни и посјајни. Се смета дека животниот век на овие ѕвезди е ист со на староста на универзумот (13.7 милијарди години).

Освен нивната маса, делот на елементи потешки од хелиум може да одигра значајна улога во еволуцијата на ѕвездите. Во астрономијата, сите елементи потешки од хелиум се разгледуваат како метали, а хемиската концентрација на овие елементи се нарекува металност на елементите. Металноста може да влијае на времето за кое ѕвездата го троши своето гориво, да го контролира формирањето на магнетни полиња[26] и да ја менува силата на ѕвездениот ветер.[27]

Процес на нуклеарна фузија[уреди]

Различни нуклеарни реакции се случуваат во јадрото на ѕвездите во зависност од нивната маса и состав и се дел од процесот на оформување на ѕвезденото јадро. Вкупната маса на атомите кои се добиле во нуклеарната реакција е секогаш помала од атомите кои стапуваат во нуклеарна реакција. Според равенката Е=mc2, губитокот на маса се објаснува како електромагнетна енергија.

Нуклеарната фузија на водородот зависи од температурата во јадрото и нејзината промена влијае на нуклеарната реакција. Како резултат на температурата во јадрото која варира од 4 милиони К за малите ѕвезди, до 40 милиони К за масивните.[28] Во Сонцето, кое има јадро со температура до 10 милиони К, водородот со фузија се претвора во хелиум преку следната реакција:

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)

21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)

23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

Масивни ѕвезди[уреди]

слоевите кај една еволуирава ѕвезда

Во процесот на согорување на хелиум, ѕвездите со голема маса (повеќе од 9 Сонца) значително го зголемуваат својот волумен претворајќи се во црвени суперџинови[29]. Кога нивното гориво ќе се истроши до одредена граница, во јадрото почнуваат да се создаваат елементи потешки од хелиум.

Јадрото на ѕвездата се контрахира, за да може преку нуклеарна фисија да создаде јаглерод. Овој процес на нуклеарна фузија продолжува, така што се создаваат елементите: неон, кислород и силициум (елементи за кои е потребна поголема енергија и температура во јадрото за нивно создавање). При крајот на животот на една ѕвезда може да се случи, таа да создаде повеќе слоеви во кои преку нуклеарна фузија ќе се создаваат различни елементи, односно одејќи однадвор навнатре во слоевите ќе се создаваат елементи според редоследот на енергија потребна за нивно производство. Така на пример, во првиот слој ќе се создава водород, потоа хелиум и т.н.[30]

Создавањето на елементи заршува со добивањето на железо, бидејќи тоа е најцврст и најстабилен елемент и за негово создавање е потребна најголема енергија. Железото е последниот производ на нуклеарната фузија на една ѕвезда. Ако таа почне да произведува нешто што треба да биде постабилно од железото, тогаш тоа не се случува со нуклеарна реакција каде се ослободува енергија, туку со обратен процес каде ѕвездата ќе почне да прима енергија. Во релативно старите, масивни ѕвезди, големо јадро од инертно железо започнува да се насобира во центарот на ѕвездата. Потешките елементи кај овие ѕвезди се искачуваат на површината, формирајќи објекти, познати како Волф-Раетови ѕвезди, кои испуштаат густа ѕвездена прашина што се шири низ вселената.

Распаѓање на ѕвездите[уреди]

Експлозија на супернова

Ѕвезда која е со просечна големина и веќе еволуирала, ги распространува надворешните слоеви како планетарна маглина. Тоа што ќе остане во надворешната атмосфера е помалку од 1,4 сончеви маси, се стеснува во релативно ситен објект (со големина колку Земјата) и не е доволно масивен за понатамошна компресија, односно познат е како бело џуџе.[31] Јадрото на ѕвездата не е повеќе составено од плазма иако ѕвездите, генерално се дефинираат како објекти составени од плазма. Белите џуџиња веројатно со тек на долг временски период ќе се претворат во црни џуџиња.

Кај големите ѕвезди, нуклеарната фузија продолжува сè додека железното јадро не се зголеми (повеќе од 1,4 сончеви маси) толку многу, така што не ќе може да ја издржи својата сопствена маса. Јадрото одеднаш ќе колабира и неговите електрони ќе се претворат во протони, формираќи неутрони кои се распрскуваат. Силниот бран кој се формира од овој ненадеен колапс, предизвикува остатокот од ѕвездата да експлодира како супернова. Суперновите се толку светли така што можат да ја засенат галаксијата во која се наоѓаат. Во Млечниот Пат, суперновите се набљудувани како нови ѕвезди.[32]

Создавање на црна дупка

Најголемиот дел од материјата од ѕвездата е разнесен од експлозијата на супернова (формирајќи маглина каква што е Орионовата[32]) и тоа што останува ќе биде неутронска ѕвезда или во случај ѕвездата да е поголема (повеќе од 4 сончеви маси) ќе се претвори во црна дупка.[33] Во неутронската ѕвезда, материјата е во состојба позната како неутронско-дегенеративна материја, која најмногу се содржи во јадрото. Кај црната дупка материјата е во состојба која сѐ уште не е позната.

Разнесените материјали од експлозијата кои вклучуваат тешки метали, потоа се вклучени во циклусот на формирање на нови ѕвезди. Овие тешки елементи го овозможуваат создавањето на карпестите планети. Изливот од суперновата и ѕвездениот ветер имаат многу значајна улога во оформувањето на меѓуѕвездениот елемент[32]

Карактеристики на ѕвездите[уреди]

Сјај и големина[уреди]

Сјајот преку кој може да се набљудуваат ѕвездите зависи од ниваната големина, од нивниот сјај и оддалеченоста од нас. Така, една многу голема и сјајна ѕвезда која се наоѓа многу далеку, нам ни изгледа послаба, помалку сјајна од некоја друга помала ѕвезда која се наоѓа поблиску до нас. Затоа секоја ѕвезда има своја привидна големина (сјајот со кој ние ја гледаме) и една апсолутна големина(големината што навистина ја има).

Боја на ѕвездите[уреди]

Сите ѕвезди не се со иста боја. Порано биле поделени во четири бои: црвена, портокалова, жолта и бела. Секоја од овие бои соодвествува на температурата што ја има ѕвездата. За најтопли се сметале белите, а за најстудени црвените ѕвезди. Ова е слично на тоа што се случува на железото кога ќе се стави на оган. Тоа прво станува црвено и како што се зголемува температурата станува бело-сино. Современите астрономи според температурата разликуваат 7 главни видови ѕвезди[34].

Видови ѕвезди според бојата[уреди]

Вид Боја Температура (0C)
0 сино-виолетова 28.000-50.000
В синобела 10.000-28.000
А бела 7.500-10.000
F бело-жолта 6.000-7.500
G жолта 5.000-6.000
К портокалова 3.500-5.000
М црвена 2.500-3.500

Дваесет најсветли ѕвезди видливи од Земјата[уреди]

Научно име Име по коешто е позната Оддалеченост(светлосни години)
Alpha Canis Majoris Сириус 9
Alpha Carinae Канопус 98
Alpha Centauri Ригли Кент 4
Alpha Boötis Арктур 36
Alpha Lyrae Вега 26
Alpha Aurigae Капела 42
Beta Orionis Ригел 91
Alpha Canis Minoris Прокион 1
Alpha Eridani Архенар 85
Alpha Orionis Бетелгез 510
Beta Centauri Хадар 460
Alpha Aquilae Алтаир 17
Alpha Tauri Алдебаран 65
Alpha Crucis Акрукс 360
Alpha Scorpii Антарес 330
Alpha Virginis Спица 260
Beta Geminorum Полукс 36
Alpha Piscis Austrini Фомалхаут 22
Alpha Cygni Денеб 1,830
Beta Crucis Мимоза 420
Alpha Leonis Регулус 85

Наводи[уреди]

  1. NASA worldbook
  2. Forbes, George (1909) (Free e-book from Project Gutenberg). „History of Astronomy“. London: Watts & Co.. http://www.gutenberg.org/etext/8172. 
  3. Tøndering, Claus. „Other ancient calendars“. WebExhibits. http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html. конс. 10 декември 2006. 
  4. von Spaeth, Ove (2000). „Dating the Oldest Egyptian Star Map“. „Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology“ 42 (3): 159–179. http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp. конс. 21 октомври 2007. 
  5. Murdin, P. (November 2000). „Aristillus (c. 200 BC)“. „Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics“. doi:10.1888/0333750888/3440. 
  6. Grasshoff, Gerd (1990). „The history of Ptolemy's star catalogue“. Springer. стр. 1–5. ISBN 0387971815. 
  7. Pinotsis, Antonios D.. „Astronomy in Ancient Rhodes“. Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html. конс. 2 јуни 2009. 
  8. Zahoor, A. (1997). „Al-Biruni“. Hasanuddin University. http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html. конс. 21 октомври 2007. 
  9. Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1981-06-29). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute: 355–370, Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co (консултирано на 2006-09-24). 
  10. 10,0 10,1 Drake, Stephen A. (17 август 2006). „A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy“. NASA HEASARC. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html. конс. 24 август 2006. 
  11. „Exoplanets“. ESO. 24 јули 2006. http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/. конс. 11 октомври 2006. 
  12. Hoskin, Michael (1998). „The Value of Archives in Writing the History of Astronomy“. Space Telescope Science Institute. http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html. конс. 24 август 2006. 
  13. Proctor, Richard A. (1870). „Are any of the nebulæ star-systems?“. „Nature“ 1: 331–333. doi:10.1038/001331a0. http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M. 
  14. MacDonnell, Joseph. „Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics“. Fairfield University. http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm. конс. 2 октомври 2006. 
  15. 15,0 15,1 Coleman, Leslie S. „Myths, Legends and Lore“. Frosty Drew Observatory. http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm. конс. 13 август 2006. 
  16. „Naming Astronomical Objects“. International Astronomical Union (IAU). http://www.iau.org/public_press/themes/naming/. конс. 30 јануари 2009. 
  17. „Naming Stars“. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html. конс. 30 јануари 2009. 
  18. „The Naming of Stars“. National Maritime Museum. http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309. конс. 13 август 2006. 
  19. Adams, Cecil (1 април 1998). „Can you pay $35 to get a star named after you?“. The Straight Dope. http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html. конс. 13 август 2006. 
  20. bbc.uk
  21. Smith, Michael David (2004). „The Origin of Stars“. Imperial College Press. стр. 57–68. ISBN 1860945015. 
  22. Seligman, Courtney. „Slow Contraction of Protostellar Cloud“. „Self-published“. http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm. конс. 5 септември 2006. 
  23. Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995: 491, Space Telescope Science Institute (консултирано на 2006-07-14). 
  24. Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). „Stellar evolution from the zero-age main sequence“. „Astrophysical Journal Supplement Series“ 40: 733–791. doi:10.1086/190603+ (неактивно 2009-07-21). http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M. 
  25. Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). „Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity“. „The Astrophysical Journal“ 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797+ (неактивно 2009-07-21). http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797. 
  26. Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). „Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests“. „Astronomy & Astrophysics“ 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626. http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html. 
  27. „Mass loss and Evolution“. UCL Astrophysics Group. 18 јуни 2004. http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html. конс. 26 август 2006. 
  28. „Main Sequence Stars“. The Astrophysics Spectator. 16 февруари 2005. http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html. конс. 10 октомври 2006. 
  29. http://www.nasa.gov/worldbook/supernova_worldbook.html супернова
  30. „What is a star?“. Royal Greenwich Observatory. http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/. конс. 7 септември 2006. 
  31. Liebert, J. (1980). „White dwarf stars“. „Annual review of astronomy and astrophysics“ 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051+ (неактивно 2009-07-21). http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L. 
  32. 32,0 32,1 32,2 „Introduction to Supernova Remnants“. Goddard Space Flight Center. 6 април 2006. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html. конс. 16 јули 2006. 
  33. Fryer, C. L. (2003). „Black-hole formation from stellar collapse“. „Classical and Quantum Gravity“ 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309+ (неактивно 2009-07-21). http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309. 
  34. astronomija.com.mk

Литература[уреди]

Надворешни врски[уреди]

Ова е избрана статија. Стиснете тука за повеќе информации.
Статијата „Ѕвезда“ е избрана статија. Ве повикуваме и Вас да напишете и предложите избрана статија (останати избрани статии).