Нейтронная звезда

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.

I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ яд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её образования.

2 Происхождение белых карликов

2.1 Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов 2.2 Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки

3 Физика и свойства белых карликов

3.1 Зависимость масса-радиус и предел Чандрасекара 3.2 Особенности спектров

4 Классификация белых карликов 5 Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1 Рентгеновское излучение белых карликов 5.2 Аккреция на белые карлики в двойных системах

Примечания
Литература

Введение

Белые карлики - звезды низкой светимости с массами, сопоставимыми с массой Солнца, и высокими эффективными температурами. Название белые карлики связана с цветом первых открытых представителей этого класса - Сириуса B и 40 Эридана B. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они расположены на 10-12 m ниже зрение главной последовательности такого же спектрального класса .

Радиусы белых карликов примерно в 100 раз меньше солнечного, соответственно, их светимость в ~раз меньше солнечной. Плотность вещества белых карликов составляетг / см 3, в миллионы раз больше плотности вещества в звездах главной последовательности. По численности белые карлики составляют 3-10% зрение Галактики. Однако известна лишь небольшая их часть, потому что из-за низкой светимостью обнаружены лишь те, расстояние до которых не превышает 200-300 пк.

По современным представлениям белые карлики - конечный продукт эволюции нормальных звезд с массами от солнечной массы до 8-10 солнечных масс. Они образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах звезды и сброса оболочки.

1. История открытия

1.1. Открытия белых карликов

темный" спутник, причем период вращения обоих зрение вокруг общего центра масс должно быть около 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку темный спутник оставался невидимым, а его масса должна быть достаточно большой - сравнимой с массой Сириуса.

Я был у своего друга... профессора Э. Пикеринга с деловым визитом. Со свойственной для него добротой он предложил взять спектры всех звезд, Хинксом и я наблюдали с целью... определения их параллаксов. Эта часть работы, казавшейся медленно, оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звезды очень малой абсолютной величины (т. е. низкой светимости) имеют спектральный класс M (т. е. очень низкую поверхностную температуру). Я вспоминаю, как обсуждая этот вопрос, я спросил у Пикеринга о некоторых других слабые звезды, вспомнил числе 40 Эридана B. Поводя себя характерным для него образом, он сразу же послал запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я считаю, миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (т. е. высокая поверхностная температура). Даже в те "палеозойские" времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же понять, что здесь есть существенное несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы "возможными" значениями поверхностной яркости и плотности. Я, пожалуй, не скрыл, что не только удивлен, а просто поражен этим исключением из правила, которое казалось вполне нормальным для характеристики звезд. Пикеринг улыбнулся мне и сказал: "именно такие исключения и приводят к расширению наших знаний" - и белые карлики вошли в мир изучаемого "

Удивление Рассела вполне понятно: 40 Эридана B относится к сравнительно близких звезд, и за параллаксом можно достаточно точно определить расстояние до нее и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для ее спектрального класса - белые карлики образовали новую область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятным и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звезд главной последовательности, разработанную в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой с точки зрения классической физики, однако нашла объяснение в квантовой механике после появления статистики Ферми-Дирака. 1926 года Фаулер в статье "Густая материя" ("Dense matter", Monthly Notices R. Astron. Soc . 87, 114-122 ) Доказал, что, в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнения состояния построено на модели идеального газа (стандартная модель Едингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (Ферми-газа).

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы и Чандрасекара. 1928 года Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и 1930 года Чандрасекар в работе "Максимальная масса идеального белого карлика" (" The maximum mass of ideal white dwarfs", Astroph. J. 74, 81-82 ) Доказал, что белые карлики с массой свыше 1,4 солнечной неустойчивые (предел Чандрасекара) и имеют коллапсировать .

2. Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснил внутреннее строение белых карликов, но не объяснил механизма их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи:

мнение Е. Эпика, что красные гиганты образуются из звезд главной последовательности в результате выгорания ядерного топлива предположение, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звезды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна существенно влиять на эволюцию звезд.

Эти предположения полностью подтвердились.

2.1. Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звезд главной последовательности происходит "выгорание" водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатия и, соответственно, к повышению плотности и температуры в ее ядре. Рост плотности и температуры в звездном ядре приводит к условиям, в которых активизируется новый источник термоядерной энергии: выгорания гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерное для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах около 10 8 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточной для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be 8:

He 4 + He 4 = Be 8

Большая часть Be 8 еще распадается на две альфа-частицы, но если за короткое время существования ядро Be 8 зиткнется с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 м эВ.

Несмотря на довольно низкую равновесную концентрацию Be 8 (например, при температуре ~ 10 8 K отношение концентраций / ~, скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно сильна, так, для диапазона температур ~ 1-2 ? 10 8 K энерговыделения http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ {3 \ alpha} = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ({{T \ over {10 ^ 8}}} \ right) ^ {30}" width="210 height=46" height="46">

где выгорания" водорода она близка к единице).

Стоит, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете в пересчете на единицу массы: энерговыделения при "горении" гелия более чем в 10 раз ниже, чем при "горении" водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания этого источника энергии в ядре становятся возможными сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы таких реакций падает с ростом массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

DIV_ADBLOCK170">

В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (около солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае массивных звезд - из углерода и тяжелых элементов. Однако, в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами плазмы, образующей ядро, становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля http://*****/images/ukbase_2__23813.jpg" width="220" height="220 src=">

Рис. 5. Популяция белых карликов в шарообразному звездном скоплении NGC 6397. Синие квадраты - гелиевые белые карлики, Фиолетовые кружки - "нормальные" белые карлики с высоким содержанием углерода.

На фотографии шаровидного звездного скопления NGC 6397 (Рис. 5) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звезд, и углеродные белые карлики - результат эволюции звезд с большей массой.

2.2. Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки

Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на еще богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водород областей. Аналогичная ситуация возникает и с утроенной гелиевой реакции: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелий областями. Светимость звезд с такими "двухслойными" областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая нескольких тысяч светимости Солнца, звезда при этом "раздувается", увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~ 70% массы звезды. "Раздувание" сопровождается довольно интенсивным утечкой вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как протопланетарного туманности (см. рис. 6).

Шклов" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей путем сброса оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звезд приводит к образованию белых карликов. Точные механизмы потери массы и последующего сброса оболочки для таких звезд пока неизвестны, но можно предложить такие факторы, которые могут привести к потере оболочки:

В протяженных звездных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательных процессов, сопровождающихся изменением теплового режима звезды. На Рис. 6 четко заметны волны плотности выброшенной звездной материи, которые могут быть последствиями таких колебаний. Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае красных гигантов мощность конвективных потоков имеет значительно превосходить солнечную. Из-за слишком высокой светимостью существенным становится световое давление потока излучения звезды на ее внешние слои, по расчетным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.

избытка массы" красных гигантов.

Предложенный Шкловским сценарий эволюции красных гигантов является общепризнанным и подкреплен данным многочисленных наблюдений.

3. Физика и свойства белых карликов

Как уже отмечалось, массы белых карликов близки к солнечной, но их размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет г / см 3. При такой плотности электронные оболочки атомов разрушаются и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем ее электронная составляющая является вырожденным электронным газом. Давление P такого газа подчиняется зависимости:

где DIV_ADBLOCK171">

3.1. Зависимость масса-радиус и предел Чандрасекара

http://*****/images/ukbase_2__535.jpg" alt="kT << E_F" width="91 height=17" height="17">). Вместе с тем, при росте плотности вещества через запрет Паули (два электрона не могут иметь одинаковый квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности - вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:

Для такого уравнения состояния возникает интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Масса, а - Радиус белого карлика. Тогда давление http://*****/images/ukbase_2__716.jpg" alt="{P \ over R} \ sim {{M ^ {4/3}} \ over {R ^ 5}}" width="89 height=46" height="46">

Гравитационные силы, противодействующие давления:

есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но они по разному зависят от массы - как ~ и ~ disc"> DA - в спектре есть линии и нет линий гелия. Этот тип ~ 75% белых карликов, они встречаются во всем диапазоне температур; DB - линию ионизированного гелия сильные, линий водорода нет. Гелия в 10 раз больше, температуры - свыше? K; DC - непрерывный спектр, немее линий поглощения с интенсивностью менее 90% от интенсивности непрерывные спектра, температура - до? K; DF - есть линии кальция, нет линий водорода; DG - есть линии кальция, железа, нет линий водорода; DO - линии ионизированного гелия сильные, есть линии нейтрального гелия и (или) водорода. Это горячие белые карлики, их температуры достигает? K

5. Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1. Рентгеновское излучение белых карликов

Температура поверхности молодых белых карликов - изотропных ядер звезд после сброса оболочек, очень высока - более 2 ? 10 5 K, однако довольно быстро падает благодаря нейтринных охлаждению и излучению с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT).

Температура поверхности горячих белых карликов - 7 ? 10 4 K, холодных - ~ 5 ? 10 3 K.

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является то, что основным источником рентгеновского излучения в них фотосфера, что очень отличает их от "нормальных" звезд: в последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низкая для образования рентгеновского излучения (см. рис. для них 9).

При отсутствии аккреции белых карликов есть запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию охлаждения белых карликов построил конце 1940-х гг.

5.2. Аккреция на белые карлики в двойных системах

disc"> Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к образованию карликовых новых (звезд типа U Gem (UG)) или новоподобные переменных звезд. Аккреция на белые карлики, имеют сильное магнитное поле, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения акрециюючои плазмы в приполярная областях вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области спектра (поляры и промежуточные поляры). Аккреция на белые карлики богатой водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящий преимущественно из гелия) и разогрева до температур реакции синтеза гелия, что в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, который наблюдается как вспышка новой звезды. Довольно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превосходит его массой предела Чандрасекара и гравитационного коллапса, который наблюдается как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 10).

См.. также

Аккреция Идеальный газ Вырожденный газ Звезда Нуклеосинтез Планетарная туманность Сверхновая Сириус

Примечания

1. ^ а б в Белые карлики - www. franko. / publish / astro / bukvy / b. pdf / / Астрономический энциклопедический словарь - www. franko. / publish / astro / Под общей редакцией и. - Львов: ЛНУ-ГАО НАНУ, 2003. - С. 54-55. - ISBN -X, УДК

Литература

Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics, Smithsonian Press, 1968 Шкловский, И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер / / Астрономический журнал. - Том 33, № 3, 1956. - Сс. 315-329. , . Физические основы строения и эволюции звезд, М., 1981 - nature. ***** / db / msg. html? mid = 1159166 & uri = index. html Звезды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984 - shklovsky-ocr. *****/online/shklovsky. htm Киппенхан г. 100 млрд солнц. Рождение, жизнь и смерть звездах, М.: Мир, 1990 - . ru / astro / index. html Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986 - www. *****/db/FK86/