Güneşin iç yapısı konulu sunum. Güneşin iç yapısı

“Yıldızlar ve Takımyıldızlar” - Ptolemy. Bulutsuz ve aysız bir gecede, nüfuslu bölgelerden uzakta yaklaşık 3.000 yıldız seçilebilir. Buzağı. Eski gökbilimciler yıldızlı gökyüzünü takımyıldızlara böldüler. Büyük Ayı kovasından kuzey yönünü belirlemek kolaydır. Yıldızlı gökyüzü. Balina. Hevelius'un antik atlasından takımyıldızların görüntüleri.

“Yıldızların Evrimi” - Yıldızlar helyum ve hidrojenin yanı sıra diğer gazlardan oluşan devasa toplardır. Yıldızlar galaksinin ana unsurudur. Süpernova patlaması. Tipik bir yıldızın evriminin grafiği. Boğa takımyıldızında iki genç siyah cüce. Yengeç Bulutsusu. Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir.

“Yıldızlı Gökyüzü” - Yunan alfabesinin harfleri. Büyük Ayı Kovası. Kış üçgeni. Johann Bayer. Gök küresinin bir bölümü. Yıldızlı gökyüzü. Kuzey yarımküre. Gök küresi. Yıldızlar. Antik gökbilimciler. Takımyıldızı Büyük Ayı. Yıldızlar ana yer işaretleriydi. Parlak yıldızlar. Takımyıldızı görüntüleri. Parlak yıldızlar.

“Yıldızların yapısı” - Masse. Yaş. Farklı yıldızlar için maksimum radyasyon farklı dalga boylarında meydana gelir. Yıldızların rengi ve sıcaklığı. Beyaz mavi. Yıldızların parlaklığı. Sarı beyaz. Yıldızlar çeşitli renklerde gelir. Sınıf. Yıldızlar. Arcturus'un sarı-turuncu bir tonu vardır, Havuç. Vega. Rigel. Bir. Yıldızların yarıçapları. Antares. Bina.

"Kara delikler" - Kara deliklerin ortaya çıkmasının küçük sonuçları. Bir yıldız patladığında süpernova meydana gelir. Gökbilimci Karl Schwarzschild, hayatının son yıllarında sıfır hacimli bir kütlenin etrafındaki çekim alanını hesapladı. Kara delikler, kütlesi Güneş'inkinden beş veya daha fazla kat daha büyük olan yıldızların faaliyetlerinin sonucudur.

“Yıldızlara olan mesafeler” - Yıldızlara olan mesafeler. Spektral çizgileri kullanarak bir yıldızın parlaklığını tahmin edebilir ve ardından uzaklığını bulabilirsiniz. Teleskop çalışmaları hiçbir yıldızın birbirine benzemediğini gösteriyor. Yıldızlara olan mesafe, spektral paralaks yöntemi kullanılarak tahmin edilebilir. Yıldızlar renk ve parlaklık bakımından birbirinden farklıdır.

Konuda toplam 17 sunum bulunmaktadır.

Konuyla ilgili sunum: “Güneşin iç yapısı” GBOU ortaokulu 11. sınıf “a” öğrencisi tarafından tamamlandı 1924 Valiler Anton

Güneşin iç yapısı.

Güneş, Güneş Sistemindeki diğer nesnelerin etrafında döndüğü tek yıldızdır: gezegenler ve uyduları, cüce gezegenler ve uyduları, asteroitler, meteoroidler, kuyruklu yıldızlar ve kozmik toz.

Güneşin Yapısı: -Güneş çekirdeği. -Radyatif aktarım bölgesi. - Güneş'in konvektif bölgesi.

Güneş çekirdeği. Güneş'in yaklaşık 150.000 kilometre yarıçaplı, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği merkezi kısmına güneş çekirdeği adı verilir. Çekirdekteki maddenin yoğunluğu yaklaşık 150.000 kg/m³'tür (suyun yoğunluğundan 150 kat, Dünya'daki en yoğun metal olan osmiyumun yoğunluğundan ~6,6 kat daha yüksek) ve çekirdeğin merkezindeki sıcaklık 14 milyon dereceden fazladır.

Işınım transfer bölgesi. Çekirdeğin üzerinde, merkezinden yaklaşık 0,2-0,7 güneş yarıçapı uzaklıkta, makroskobik hareketlerin olmadığı, enerjinin foton yeniden emisyonu kullanılarak aktarıldığı bir ışınım transfer bölgesi vardır.

Güneşin konvektif bölgesi. Güneş'in yüzeyine yaklaştıkça plazmanın girdap karışımı meydana gelir ve enerjinin yüzeye aktarımı öncelikle maddenin kendisinin hareketleri ile gerçekleştirilir. Bu enerji aktarımı yöntemine konveksiyon adı verilir ve Güneş'in yaklaşık 200.000 km kalınlığındaki yüzey altı katmanına konvektif bölge adı verilir. Modern verilere göre, güneş enerjisi süreçlerinin fiziğindeki rolü son derece büyüktür, çünkü güneş maddesinin ve manyetik alanların çeşitli hareketleri buradan kaynaklanmaktadır.

Güneşin Atmosferi: -Fotosfer. -Kromosfer. -Taç. -Güneşli rüzgar.

Güneşin fotosferi. Fotosfer (ışık yayan katman), Güneş'in boyutunun, Güneş yüzeyinden uzaklığının vb. belirlendiği Güneş'in görünür yüzeyini oluşturur. Fotosferdeki sıcaklık ortalama 5800 K'ye ulaşır. Burada ortalama gaz yoğunluğu dünya havasının yoğunluğunun 1/1000'inden azdır.

Güneşin Kromosferi. Kromosfer, Güneş'in fotosferi çevreleyen yaklaşık 10.000 km kalınlığındaki dış kabuğudur. Güneş atmosferinin bu bölümünün adının kökeni kırmızımsı rengiyle ilişkilidir. Kromosferin üst sınırı belirgin bir pürüzsüz yüzeye sahip değildir; buradan sürekli olarak spikül adı verilen sıcak emisyonlar meydana gelir. Kromosferin sıcaklığı 4000'den 15.000 dereceye kadar yükseklikle artar.

Güneşin Tacı. Korona Güneş'in son dış kabuğudur. 600.000 ila 5.000.000 derece arasında değişen çok yüksek sıcaklığına rağmen, yalnızca tam güneş tutulması sırasında çıplak gözle görülebilmektedir.

Güneşli rüzgar. Dünyadaki birçok doğal olay, jeomanyetik fırtınalar ve auroralar da dahil olmak üzere güneş rüzgârındaki rahatsızlıklarla ilişkilidir.

Slayt 2

Eski Mısır'da Güneş ana tanrı olarak saygı görüyordu. Persler, Babilliler, Çinliler ve Japonlar Güneş'e yaşamın kaynağı, her şeyin temel ilkesi olarak saygı duyuyorlardı. Eski Rusya'nın çok sayıda tatili - Ivan Kupala, Yarila, Marya Morevna - Güneş'e adanmıştır.

Slayt 3

Yaş 4,7 milyar yıl Ömür 10 milyar yıl Kütle 330.000 Dünya kütlesi Yarıçap 109 Dünya yarıçapı Dünyaya Uzaklık 149.600.000 km Galaksinin merkezine uzaklık 28.000 ışıkyılı Galaksideki Hız 220 km/s Genel bilgi

Slayt 4

Güneşin Yapısı

Çekirdek Radyant bölge (radyasyon bölgesi) Konveksiyon bölgesi Kromosfer Fotosfer Güneş koronası Önem Güneşin Atmosferi

Slayt 5

Güneşin iç yapısı

Güneş çekirdeği bir termonükleer reaksiyon bölgesidir. Maddenin yoğunluğu 158 t/m3'tür; sıcaklık 15,5 milyon derece; 350 milyar atmosfer basınç. Radyant bölge – radyasyon yoluyla enerji aktarımının bölgesi. Kuantumun emilmesi ve yeniden emisyonu sonucunda enerji gerçekleştirilir. Konvektif bölge, dolaşan gaz akışları yoluyla enerji aktarımının yapıldığı bir bölgedir.

Slayt 6

güneş atmosferi

Fotosfer, güneş atmosferinin 300-400 km kalınlığındaki alt tabakasıdır. Maddenin yoğunluğu yaklaşık 10-4 kg/m3'tür; ortalama sıcaklık 6000 0C. Kromosfer, güneş atmosferinin 2500 km kalınlığındaki iç kısmıdır. İçinde yoğun atomik hidrojen radyasyonu meydana gelir, sıcaklık 100 bin dereceye yükselir. Güneş koronası, birkaç milyon kilometre uzunluğundaki güneş atmosferinin üst katmanıdır. Sıcaklık 1-2 milyon derece.

Slayt 7

Kimyasal bileşim

Güneşin spektrumundan belirlenir. Ana elementler hidrojen (yaklaşık %75) ve helyumdur (yaklaşık %25). Geriye kalan elementler (yaklaşık 70 tanesi) %1'den azını oluşturur.

Slayt 8

Enerji kaynakları

Termonükleer reaksiyonlar Güneş'in derinliklerinde meydana gelir. Döngü iki hidrojen çekirdeğinin birleşmesiyle başlar. Ciddi bir engel, yaklaşan protonların itilmesidir. Ancak aşırı koşullar altında bunun üstesinden gelinebilir. Bu nedenle termonükleer füzyon yalnızca sıcaklığın ve basıncın çok yüksek olduğu Güneş'in çekirdeğinde meydana gelebilir. Güneş'te her saniye 500 milyon ton hidrojen helyuma dönüşüyor.

Slayt 9

Güneş aktivitesi, manyetik alanların etkisi altında güneş atmosferinde periyodik olarak meydana gelen bir dizi olaydır.

Güneş aktivitesinin 11 yıllık bir döngüsü vardır. Güneş aktivitesinin olduğu yıllar boyunca Güneş'te çok sayıda aktif oluşum bulunurken, en az olduğu yıllar boyunca birkaç aktivite merkezi vardır.

Slayt 10

Güneş aktivitesinin belirtileri

flaş çıkıntıları noktalar

Slayt 11

Güneş'teki aktif oluşumlar

Güneş lekeleri, Güneş'in fotosferindeki aktif oluşumlardır. Bunlar manyetik alan çizgilerinin tüpleridir. Manyetik alan gazın konvektif hareketini bastırır. Bu nedenle spot bölgedeki sıcaklık 10.000 derece daha düşük. Güneş'te her zaman güneş lekeleri vardır, ancak yıllar süren güneş aktivitesi sırasında boyutları ve sayıları önemli ölçüde artar. Fotoğraf Dünya'ya kıyasla güneş lekelerini gösteriyor. Dünya Güneş lekelerinin hareketinden Galileo, Güneş'in kendi ekseni etrafında döndüğünü tespit etti.

Slayt 12

Parlamalar, Güneş'in kromosferinde meydana gelen en hızlı ve en güçlü süreçlerden biridir. Birkaç dakika içinde belirli bir alandaki parlaklığın büyük ölçüde artmasıyla başlıyorlar. Genellikle lekelerin üzerinde, özellikle de hızla değişenlerin üzerinde belirir. Sebep: Manyetik alanlardaki bir değişiklik, kromosferin ani bir şekilde sıkıştırılmasına yol açar. Patlamaya benzer bir şey meydana gelir ve çok hızlı yüklü parçacıklardan ve kozmik ışınlardan oluşan yönlendirilmiş bir akış oluşur. Süre: birkaç dakikadan birkaç saate kadar. Güçlü ultraviyole, x-ışını ve radyo radyasyonu eşliğinde. Güneş patlamasının gelişimi.

Slayt 13

Öne çıkanlar, onlarca kilometre uzunluğunda dev sıcak gaz bulutlarıdır. Çeşitli şekilleri, zengin yapıları, bireysel düğümlerin karmaşık hareketleri ve sessiz varoluş dönemlerine yol açan ani değişiklikleriyle dikkat çekiyorlar. Çıkıntılar çevredeki koronadan daha yoğun ve daha soğuktur ve renksferle yaklaşık olarak aynı sıcaklığa sahiptir. Güneş koronasının koronal püskürme ile Dünya fotoğrafı.

Slayt 14

Güneş aktivitesinin jeofiziksel belirtileri.

İyonosferik belirtiler - radyo iletişiminin bozulması veya geçici olarak kesilmesi. Manyetik fırtınalar, Dünya'nın manyetik alanında meydana gelen kısa süreli değişikliklerdir. Auroralar, Dünya'nın kutup bölgelerindeki atmosferin parıltısıdır. Troposfer üzerindeki etki, yani. hava durumu, doğal afetler ve insanların refahı hakkında.

Slayt 15

Güneş fırtınalarının dünyevi yankısı

Sovyet jeofizikçisi A.L. Chizhevsky'nin güneş aktivitesinin dünyevi yaşamımız üzerindeki etkisi dediği şey budur. Chizhevsky, MÖ 430'dan itibaren veba ve kolera salgınları hakkında bilgi topladı. 1899'a kadar Bunları güneş aktivitesi kroniklerinden elde edilen verilerle karşılaştırdı. Güneş aktivitesinin zirve noktalarının yaklaşık olarak en şiddetli hastalık salgınlarıyla çakıştığı ortaya çıktı. Dünya çapındaki kolera salgınları ve salgınlarının (siyah eğrinin bölümleri) güneş aktivitesi (ince eğri) üzerine bindirilmesi

Slayt 16

1823'ten 1923'e kadar olan dönemde Rusya'daki kolera salgınları arasındaki bağlantıyı inceleyen Chizhevsky, ikincisi ile güneş aktivitesi arasında oldukça belirgin bir bağlantı keşfetti.

Güneş döngüsündeki (ince çizgi) kolera vakalarının sayısı (Siyah çizgi). Kapsamlı istatistiksel araştırmalardan sonra, değişen güneş aktivitesinin patojen mikropların hayati aktivitesi üzerindeki etkisi hakkında bir sonuca varıldı.

Slayt 17

Güneş tutulmaları

Tam tutulma sırasında Ay, Güneş diskinin tamamını kaplar. Küçük bir alanda gözlemlendi. Güneş Ay Kısmi tutulma şeridi Tam faz şeridi Ay, belirli anlarda Dünya ile Güneş arasında belirir ve Güneş'i örter. Ay'ın gölgesi Dünya'nın üzerine düşer. Toplam faz şeridinin her iki tarafında kısmi bir tutulma gözleniyor.

Slayt 18

Güneş tutulmalarının periyodikliği.

Saros, güneş ve ay döngülerinin belirli bir sırayla tekrarlandığı bir zaman dilimidir. Saros yaklaşık 18 yıl 11 gündür. Bu süre zarfında 42 güneş ve 28 ay tutulması meydana geliyor. Dünyanın belirli bir yerindeki tam güneş tutulmaları her 200-300 yılda bir defadan fazla görülemez. Tam tutulmanın süresi 2-3 dakikadır. Güneş tutulması sırasında güneş koronasının gözlemlenmesi.

Slayt 19

Güneşin Doğuşu ve Ölümü

Pierre-Simon Laplace'a göre Güneş, 4,7 milyar yıl önce dönen dev bir gaz ve toz bulutunun kendi yerçekiminin etkisi altında sıkışması sonucu oluşmuştur. Sıkıştırma 30 milyon yıl sürdü. Bu süre zarfında dönen bulutun çekirdeği, hidrojen çekirdeklerinin füzyonunun mümkün olduğu bir sıcaklığa kadar ısıtıldı. Modern bilgisayar modellemesinin sonuçları, Güneş'in 5 milyar yıl daha istikrarlı bir şekilde yaşayacağını gösteriyor. Nükleer yakıt tükendiğinde Güneş'in çekirdeği küçülecek ve dış katmanları genişleyecek. Güneş, Mars'ın yörüngesinden daha büyük yarıçapa sahip bir kırmızı deve dönüşecek. Dev bir yıldızın ömrü birkaç yüz milyon yıldan fazla sürmeyecektir. Daha sonra Güneş dış kabuğunu dökerek beyaz bir cüceye dönüşecek. Boyut olarak Dünya'ya yakın olacak ancak maddenin yoğunluğu 1 t/m3'ü aşacak. Güneşin Evrimi.

Slayt 20

İlginiz için teşekkür ederiz.

Tüm slaytları görüntüle

Slayt 1

Slayt 2

Yıldızların iç yapısı Yıldızların enerji kaynakları Eğer Güneş kömürden oluşsaydı ve enerjisinin kaynağı yanma olsaydı, mevcut enerji emisyonu seviyesi korunsaydı, Güneş 5000 yıl içinde tamamen tükenirdi. Ama Güneş milyarlarca yıldır parlıyor! Yıldızların enerji kaynakları sorunu Newton tarafından gündeme getirildi. Yıldızların enerji rezervlerini düşen kuyruklu yıldızlardan doldurduklarını varsaydı. 1845'te Almanca Fizikçi Robert Meyer (1814-1878), Güneş'in yıldızlararası maddenin üzerine düşmesi nedeniyle parladığını kanıtlamaya çalıştı. 1954 Hermann Helmholtz, Güneş'in yavaş sıkışması sırasında açığa çıkan enerjinin bir kısmını yaydığını öne sürdü. Basit hesaplamalardan Güneş'in 23 milyon yıl sonra tamamen yok olacağını anlayabiliriz ki bu çok kısa bir süre. Bu arada, bu enerji kaynağı prensip olarak yıldızlar ana diziye ulaşmadan önce ortaya çıkar. Hermann Helmholtz (1821-1894)

Slayt 3

Yıldızların iç yapısı Yıldız enerjisi kaynakları Yüksek sıcaklıklarda ve 1,5 güneş kütlesinden büyük kütlelerde karbon döngüsü (CNO) hakimdir. Reaksiyon (4) en yavaş olanıdır; yaklaşık 1 milyon yıl sürer. Bu durumda biraz daha az enerji açığa çıkar çünkü nötrinolar tarafından taşındığından daha fazlası. 1938'deki bu döngü Hans Bethe ve Carl Friedrich von Weizsäcker tarafından bağımsız olarak geliştirildi.

Slayt 4

Yıldızların iç yapısı Yıldızların enerji kaynakları Yıldızların iç kısımlarındaki helyumun yanması sona erdiğinde, daha yüksek sıcaklıklarda, demir ve nikele kadar daha ağır elementlerin sentezlendiği başka reaksiyonlar mümkün hale gelir. Bunlar a-tepkimeleri, karbon yanması, oksijen yanması, silikon yanması... Böylece Güneş ve gezegenler, uzun zaman önce patlayan süpernovaların “küllerinden” oluşmuşlardır.

Slayt 5

Yıldızların iç yapısı Yıldızların yapısının modelleri 1926'da Arthur Eddington'un “Yıldızların İç Yapısı” adlı kitabı yayınlandı ve bununla birlikte yıldızların iç yapısının incelenmesinin başladığı söylenebilir. Eddington, ana dizi yıldızlarının denge durumu hakkında, yani yıldızın iç kısmında üretilen enerji akışı ile yüzeyinden yayılan enerjinin eşitliği hakkında bir varsayımda bulundu. Eddington bu enerjinin kaynağını hayal etmemişti, ancak bu kaynağı oldukça doğru bir şekilde yıldızın en sıcak kısmına - merkezine yerleştirdi ve uzun bir enerji yayılımının (milyonlarca yıl) yakınlarda görünenler dışındaki tüm değişiklikleri dengeleyeceğini varsaydı. yüzey.

Slayt 6

Yıldızların iç yapısı Yıldızların yapısının modelleri Denge, bir yıldıza katı kısıtlamalar getirir, yani bir denge durumuna ulaşan yıldız, kesin olarak tanımlanmış bir yapıya sahip olacaktır. Yıldızın her noktasında yerçekimi kuvvetleri, termal basınç, radyasyon basıncı vb. dengesi korunmalıdır. Ayrıca sıcaklık gradyanı, dışarı doğru ısı akışının yüzeyden gözlemlenen radyasyon akışına tam olarak karşılık gelmesini sağlayacak şekilde olmalıdır. Tüm bu koşullar, çözümü yalnızca sayısal yöntemlerle mümkün olan matematiksel denklemler (en az 7) şeklinde yazılabilir.

Slayt 7

Yıldızların iç yapısı Yıldızların yapı modelleri Mekanik (hidrostatik) denge Merkezden yönlendirilen basınç farkından kaynaklanan kuvvet, yerçekimi kuvvetine eşit olmalıdır. d P/d r = M(r)G/r2, burada P basınçtır, yoğunluktur, M(r) r yarıçaplı bir küre içindeki kütledir. Enerji dengesi Merkezi r'den belli bir uzaklıkta, dr kalınlığındaki bir tabakanın içerdiği enerji kaynağı nedeniyle parlaklıktaki artış, dL/dr = 4 r2 (r) formülüyle hesaplanır; burada L parlaklıktır, (r) Nükleer reaksiyonların spesifik enerji salınımı. Termal denge Katmanın iç ve dış sınırlarındaki sıcaklık farkının sabit olması ve iç katmanların daha sıcak olması gerekir.

Slayt 8

Yıldızların iç yapısı Yıldızların iç yapısı 1. Bir yıldızın çekirdeği (termonükleer reaksiyon bölgesi). 2. Çekirdekte salınan enerjinin yıldızın dış katmanlarına ışınımsal aktarım bölgesi. 3. Konveksiyon bölgesi (maddenin konvektif karışımı). 4. Dejenere elektron gazından yapılmış helyum izotermal çekirdeği. 5. İdeal gazın kabuğu.

Slayt 9

Yıldızların iç yapısı Güneş kütlesine kadar olan yıldızların yapısı Güneş kütlesi 0,3'ten az olan yıldızlar tamamen konvektiftir, bu da düşük sıcaklıkları ve yüksek soğurma katsayılarıyla ilişkilidir. Güneş kütleli yıldızlar çekirdekte ışınımsal taşınmaya maruz kalırken, dış katmanlarda konvektif taşınma meydana gelir. Ayrıca, ana kolda yukarıya doğru hareket edildiğinde konvektif kabuğun kütlesi hızla azalır.

Slayt 10

Slayt 11

Yıldızların iç yapısı Dejenere yıldızların yapısı Beyaz cücelerdeki basınç santimetreküp başına yüzlerce kilograma ulaşır ve pulsarlarda birkaç kat daha yüksektir. Bu tür yoğunluklarda davranış, ideal bir gazınkinden keskin biçimde farklıdır. Mendeleev-Clapeyron gaz yasasının geçerliliği sona eriyor; basınç artık sıcaklığa bağlı değil, yalnızca yoğunlukla belirleniyor. Bu, dejenere maddenin bir durumudur. Elektronlar, protonlar ve nötronlardan oluşan dejenere bir gazın davranışı kuantum yasalarına, özellikle de Pauli dışlama ilkesine uyar. İkiden fazla parçacığın aynı durumda olamayacağını ve dönüşlerinin zıt yönde olduğunu iddia ediyor. Beyaz cüceler için bu olası durumların sayısı sınırlıdır; yerçekimi, elektronları zaten dolu olan alanlara sıkıştırmaya çalışır. Bu durumda belirli bir karşı basınç kuvveti ortaya çıkar. Bu durumda p~5/3. Aynı zamanda elektronlar yüksek hareket hızlarına sahiptir ve dejenere gaz, olası tüm enerji seviyelerinin dolu olması ve soğurma-yeniden emisyon işleminin imkansızlığı nedeniyle yüksek şeffaflığa sahiptir.

Slayt 12

Yıldızların iç yapısı Bir nötron yıldızının yapısı 1010 g/cm3'ün üzerindeki yoğunluklarda, maddenin nötronlaşma süreci gerçekleşir, + e n + B reaksiyonu. 1934'te Fritz Zwicky ve Walter Baarde, nötron yıldızlarının varlığını teorik olarak öngördü. dengesi nötron gazının basıncıyla sağlanır. Bir nötron yıldızının kütlesi 0,1M'den az ve 3M'den fazla olamaz. Bir nötron yıldızının merkezindeki yoğunluk 1015 g/cm3 değerlerine ulaşır. Böyle bir yıldızın iç sıcaklığı yüz milyonlarca derece olarak ölçülür. Nötron yıldızlarının boyutları onlarca kilometreyi geçmiyor. Nötron yıldızlarının yüzeyindeki manyetik alan (Dünya'nınkinden milyonlarca kat daha büyük) bir radyo emisyon kaynağıdır. Bir nötron yıldızının yüzeyinde maddenin katı bir cismin özelliklerine sahip olması gerekir, yani nötron yıldızları birkaç yüz metre kalınlığında katı bir kabukla çevrilidir.

Slayt 13

M.M. Dagaev ve diğerleri - M.: Eğitim, 1983 P.G. Kulikovski. Bir Astronomi Amatörü için El Kitabı - M.URSS, 2002 M.M. Dagaev, V.M. Charugin “Astrofizik. Astronomi üzerine okunacak bir kitap” - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I.Eremeeva, F.A. Tsitsin “Astronomi Tarihi” - M .: Moskova Devlet Üniversitesi, 1989. W. Cooper, E. Walker “Yıldızların ışığının ölçülmesi” - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 milyar güneş. Yıldızların doğuşu, yaşamı ve ölümü. M.: Mir, 1990. Yıldızların iç yapısı Referanslar