ستاره محتویات تاریخچه مشاهدات[ویرایش] نام‌گذاری[ویرایش] درخشندگی[ویرایش] اندازه‌گیری[ویرایش] انرژی[ویرایش] سرگذشت[ویرایش] ستاره متغیر[ویرایش] رده‌بندی ستارگان[ویرایش] تجمع ستارگان[ویرایش] نظر پیشنیان[ویرایش] ستاره‌ها و سوخت جریان در مرکز کهکشان راه شیری[ویرایش] منابع[ویرایش] پیوند به بیرون[ویرایش] جستارهای وابسته[ویرایش] منوی ناوبری"How the Sun Shines""Late stages of evolution for low-mass stars""Stellar Evolution & Death"the original1991ApJS...76...55I10.1086/191565History of AstronomyJohannis Hevelii Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia totum coelum stellatum … exhibens«Other Ancient Calendars | Calendars»«Dating Egypt's oldest star map»The Norton History of Astronomy and Cosmologyastro-ph/۰۲۱۰۱۲۸2003ApJ...۵۸۳٫۱۰۲۴S10٫۱۰۸۶/۳۴۵۴۰۸1999SoPh..۱۸۶....۱T10٫۱۰۲۳/A:۱۰۰۵۱۱۶۸۳۰۴۴۵"Stellar Spectra""Galactic Geysers Fueled by Star Stuff""Giant magnetized outflows from the centre of the Milky Way"زایش، تکامل و فرجام ستارگانوو
ستارگاناجرام آسمانیاخترشناسی ستارگانمنابع روشنایی
پلاسماستنیروی گرانشصورت‌هاصورت‌واره‌های فلکیکاتالوگ‌هایی از ستارگانکهکشان راه شیریتلسکوپهاهمجوشی گرماهسته‌ایهیدروژنهلیمفضای بیرونیسنتز هسته‌ایسنتز هسته‌ایابرنواختریماده تباهیدهاخترشناساندرخشندگیطیف‌سنجی نجومیجرمفلزیگیرمبش گرانشیسحابیآغاز می‌شودهمرفتغول سرخکوتوله سفیدستاره نوترونیسیاهچالهستارگان دوتاییخوشه‌های ستاره‌ایکهکشانهاناوبری فلکیصور فلکیگاه‌شمارگاه‌شمار میلادیگاه‌شمار خورشیدینقشه آسماناخترشناسی مصراخترشناسان بابلیبین‌النهرینکاسی‌هاقلب‌العقربصورت فلکی عقربیوهان بایرالفبای یونانیجان فلمستیدروشنایی [قدر] ظاهریواحدهای اس‌آیانرژیواکنش‌هایرشته اصلیهیدروژنفرایندهمجوشی هسته‌ایهلیومنورتابشسحابیپیش‌ستارهرشته اصلیجرم خورشیدنواخترابرنواخترکوتولهستارگان نوترونیسیاهچالهمتغیر دلتا قیفاووسیمتغیر دلتا سپریمتغیر آرآر شلیاقیمتغیر میرامتغیر نامنظمخوشه ستاره‌ایخوشه ستاره‌ای بازخوشه ستاره‌ای کرویستاره دوتاییابن سیناسال نوریصفحه کهکشانی
ستاره
پرش به ناوبری
پرش به جستجو
یک ناحیه تولید ستارگان در ابر ماژلانی بزرگ، تصویر از اسا و ناسا
سِتاره گوی پرنور، درخشان و بسیار داغی از پلاسماست که انسجام خود را توسط نیروی گرانش خود حفظ می‌کند. نزدیکترین ستاره به زمین خورشید و پس از آن پروکسیما قنطورس است. ستارگان قابل دیدن که در شب از روی زمین، به دلیل فاصلهٔ بسیار دورشان به شکل نقاطی ثابت (گاهی چشمک زن) و روشن دیده می‌شوند. در طول تاریخ، گروه‌های ستاره‌های برجسته‌تر، به نام صورت‌ها و صورت‌واره‌های فلکی، گروه‌بندی شده و روشن‌ترین ستارگان نیز نام‌گذاری شده‌اند. کاتالوگ‌هایی از ستارگان توسط اخترشناسان گردآوری شده‌است که ستارگان شناخته‌شده را مشخص می‌کند و نام‌های استانداردی برای ستارگان پیشنهاد می‌کنند. هرچند که بیشتر ستارگان جهان از جمله تمامی ستارگان خارج از کهکشان راه شیری با چشم غیر مسلح از روی زمین قابل دیده شدن نیستند. در حقیقت بیشتر آن‌ها حتی از دید قویترین تلسکوپها نیز پنهان می‌مانند.
تصویربرداری رنگ کاذب از خورشید، یه ستاره نوع جی رشته اصلی و نزدیکترین ستاره به زمین است.
یک ستاره حداقل در بخشی از عمر خود، به دلیل همجوشی گرماهسته‌ای هیدروژن به هلیم در مرکز آن، می‌درخشد. انرژی ایجاد شده از بخش درونی ستاره می‌گذرد و به فضای بیرونی اطراف تابیده می‌شود. وقتی ذخیره هیدروژن در هسته یک ستاره رو به اتمام می‌رود، تقریباً تمام عناصر طبیعی سنگینتر از هلیم از طریق سنتز هسته‌ای، یا در برخی از ستارگان از طریق سنتز هسته‌ای ابرنواختری در هنگام انفجار آن‌ها پدید می‌آیند. ستاره در اواخر دوران عمر خود ممکن است شامل ماده تباهیده نیز باشد. اخترشناسان با بررسی حرکت ستاره‌ها در فضا، درخشندگی آن‌ها و طیف‌سنجی نجومی می‌توانند جرم، سن، فلزیگی (ترکیب شیمیایی ستاره) و سایر ویژگی‌های ستاره‌ها را به‌دست‌آورند. جرم کلی یک ستاره تعیین‌کننده مراحل تکامل و سرنوشت نهایی آن است. سایر مشخصات یک ستاره مانند قطر و دما در طول عمر ستاره متغیر هستند. با استفاده از نموداری به نام نمودار هرتسپرونگ-راسل دمای بسیاری از ستارگان را نسبت به روشنایی آن‌ها نمایش می‌دهد که از طریق آن می‌توان وضعیت تکامل و سن ستاره را تعیین نمود.
عمر یک ستاره از رمبش گرانشی یک سحابی گازی آغاز می‌شود که عمدتاً شامل هیدروژن به همراه هلیم و کمی از عناصر دیگر است. وقتی که چگالی هسته ستاره به اندازه کافی می‌رسد، هیدروژن در فرایندی پایدار توسط همجوشی هسته‌ای به هلیم تبدیل شده و انرژی فراوانی آزاد می‌شود.[۱]
سایر قسمت‌های داخلی ستاره این انرژی را از طریق فرایندهای تابش و همرفت به بیرون انتقال می‌دهند. فشار داخلی ستاره از فروریختن آن براثر نیروی گرانشی خودش جلوگیری می‌کند. وقتی که سوخت هیدروژن ستاره به پایان می‌رسد، اگر جرم ستاره حداقل ۰٫۴ بار از خورشید بزرگتر باشد، منبسط شده و تبدیل به غول سرخ می‌گردد.[۲]
پس از آن ستاره به مرحله تباهیدگی رسیده و بخشی از جرم خود را در فضا دفع می‌کند که بعدها در تشکیل ستارگان نسل جدیدتر با عناصر سنگینتر به کار می‌رود[۳] و هسته ستاره هم به بقایای ستاره‌ای تبدیل می‌شود که ممکن است کوتوله سفید، ستاره نوترونی یا در صورت کافی بودن جرم سیاهچاله باشد.
ستارگان دوتایی یا چندتایی شامل دو یا چند ستاره کوچک می‌شود که در میدان گرانش یکدیگر اسیر هستند و معمولاً در مدارهای پایداری به دور یکدیگر می‌گردند. وقتی دو ستاره خیلی به هم نزدیک باشند، برهمکنش گرانشی میان آن‌ها بر تکامل آن‌ها تأثیر می‌گذارد.[۴] ستارگان می‌توانند بخشی از ساختارهای بزرگ مثل خوشه‌های ستاره‌ای یا کهکشانها باشند.
محتویات
۱ تاریخچه مشاهدات
۲ نام‌گذاری
۳ درخشندگی
۴ اندازه‌گیری
۵ انرژی
۶ سرگذشت
۶.۱ زایش
۶.۲ عمر
۷ ستاره متغیر
۸ رده‌بندی ستارگان
۹ تجمع ستارگان
۱۰ نظر پیشنیان
۱۱ ستاره‌ها و سوخت جریان در مرکز کهکشان راه شیری
۱۲ منابع
۱۳ پیوند به بیرون
۱۴ جستارهای وابسته
تاریخچه مشاهدات[ویرایش]
مردم از دوران باستان الگوهایی در ستارگان می‌دیدند.[۵] این تصویر مربوط به سال ۱۶۹۰ از صورت فلکی شیر است که توسط یوهانس هولیوس کشیده شده‌است.[۶]
از نظر تاریخی ستارگان برای تمدنهای مختلف در سراسر تاریخ اهمیت داشته‌اند. گاهی ستارگان بخشی از آیین‌های مذهبی بوده‌اند و برای ناوبری فلکی و جهت‌یابی از آن‌ها استفاده می‌شده‌است. بسیاری از ستاره‌شناسان باستان بر این باور بودند که ستارگان به‌طور دائمی به کره آسمانی دوخته شده‌اند و هرگز تغییر نمی‌کنند. ستاره‌شناسان بر مبنای قراردادهایی ستارگان را در قالب صور فلکی دسته‌بندی می‌کردند و از آن‌ها برای ردیابی مسیر حرکت سیارات و موقعیت خورشید استفاده می‌کردند.[۵] از حرکت خورشید نسبت به ستارگان پس زمینه و افق در ساختن گاه‌شمار استفاده شد که در قاعده‌مند کردن فعالیتهای کشاورزی به‌کار می‌رفت.[۷]گاه‌شمار میلادی که امروزه در بسیاری از نقاط دنیا مورد استفاده قرار می‌گیرد، یک گاه‌شمار خورشیدی بر اساس زاویه محور چرخشی زمین نسبت به ستاره محلی‌اش خورشید است.
قدیمی‌ترین نقشه آسمان که تاریخ دقیقی دارد، حاصل تلاشهای اخترشناسی مصر باستان در سال ۱۵۴۸ پیش از میلاد است.[۸] قدیمی‌ترین کاتالوگ ستارگان کشف شده توسط اخترشناسان بابلی بین‌النهرین در اواخر هزاره دوم پیش از میلاد در دوره کاسی‌ها گردآوری شده‌است (۱۵۳۱–۱۱۵۵ پیش از میلاد).[۹]
نام‌گذاری[ویرایش]
بر اساس سنت باستانی ستارگان هر کدام در یک صورت فلکی که مجموعه‌ای بصری از ستارگان است قرار می‌گیرند و ستارگان پرنورتر یا ویژه، نام یا عنوان خاصی داشتند که گاه نسبت آن‌ها را با صورت فلکی‌شان معین می‌کند (مانند ستارهٔ قلب‌العقرب در صورت فلکی عقرب).
در سال ۱۶۰۳ میلادی ستاره‌شناس آلمانی یوهان بایر ۱۶ نقشهٔ صورت‌های فلکی را ترسیم کرد و به هریک از ستارگان یکی از حروف الفبای یونانی را اختصاص داد، به این ترتیب که نخستین حرف الفبا ویژه روشن‌ترین ستاره آن صورت باشد و به همین ترتیب از حرفی به حرف دیگر برسد و اگر شمارهٔ ستارگان صورتی از عدد ۲۴ شمارهٔ حروف الفبای یونانی تجاوز کرده، باقی ستارگان را با حروف الفبای لاتینی نمایانده‌است.[۱۰]
پس از آن‌که با اکتشاف دوربین‌های بزرگ شمارهٔ ستارگان هر صورت فلکی رو به فزونی گذاشته، اخترشناسان از نشانه‌های دیگری، ازجمله اعداد، برای شناساندن بازماندهٔ ستارگان هر صورت استفاده کردند.
نخستین کسی که چنین کرد ستاره‌شناس انگلیسی جان فلمستید بود. وی در جدول مشهور ستارگان خویش که چاپ آن در ۱۷۲۵ م پایان پذیرفت، نزدیک به سه هزار ستاره را با تعیین طول و عرض آن‌ها آورده‌است. امروزه هر زمان از جدول او انتخابی شود، ستاره مورد نظر را با عدد آن جدول می‌نمایند و پیش از آن حرف Fl را که اشاره به نام فلمستید است قرار می‌دهند.[۱۰]
درخشندگی[ویرایش]
| ترتیب روشنایی | ستاره | قدر ظاهری | درجه قدر |
|---|---|---|---|
| ۱ | شباهنگ | ۱٫۴۵- | I |
| ۲ | سهیل | ۰٫۶۵- | I |
| ۳ | کرکس نشسته | ۰٫۰۰ | I |
| ۴ | عیوق | ۰٫۰۵ | I |
| ۵ | آلفا قنطورس | ۰٫۱۰ | I |
| ۶ | نگهبان شمال | ۰٫۱۵ | I |
| ۷ | رجل الجبار | ۰٫۱۵ | I |
| ۸ | شعرای شامی | ۰٫۴۰ | I |
| ۹ | ابط الجوزا | ۰٫۴۵ | I |
| ۱۰ | آخرالنهر | ۰٫۴۵ | I |
| ۱۱ | بتا قنطورس | ۰٫۵۵ | I |
| ۱۲ | کرکس پرنده | ۰٫۷۵ | I |
| ۱۳ | بزبان | ۰٫۸۵ | I |
| ۱۴ | قلب العقرب | ۱٫۰۵ | I |
| ۱۵ | بتا جوزا | ۱٫۱۵ | I |
| ۱۶ | فم الحوت | ۱٫۱۵ | I |
| ۱۷ | ذنب | ۱٫۲۵ | I |
| ۱۸ | آلفا صلیب | ۱٫۲۵ | I |
| ۱۹ | بتا صلیب | ۱٫۲۵ | I |
| ۲۰ | قلب الاسد | ۱٫۳۵ | I |
از زمان باستان ستارگان بر اساس درخشندگی ظاهری تقسیم می‌شده‌اند. چشم ظاهری حدود ۶۰۰۰ ستاره را می‌تواند مشاهده کند. از نظر روشنایی [قدر] ظاهری رتبه‌بندی [قدر] ستارگان چنین است:[۱۱]
- قدر اول: ۲۰ ستاره روشنتر
- قدر دوم: حدود ۵۰ ستاره
- قدر سوم: حدود ۲۰۰ ستاره معرفی شده‌اند
- قدر چهارم: تنها حدود ۴۷۰ ستاره بطور ویژه معرفی شده‌اند
- قدر پنجم: تنها حدود ۲۲۰ ستاره بطور ویژه معرفی شده‌اند
- قدر ششم: تنها حدود ۵۰ ستاره بطور ویژه معرفی شده‌اند
اندازه‌گیری[ویرایش]
به علت بزرگ بودن ستارگان بیان ابعاد آن‌ها در واحدهای اس‌آی کار دشواری است و به همین دلیل اندازه دیگر ستارگان را بر اساس اندازه خورشید بیان می‌کنند:
جرم خورشید:
M⊙=1.9891×1030displaystyle beginsmallmatrixM_odot =1.9891times 10^30endsmallmatrix kg[۱۲]
درخشندگی خورشید:
L⊙=3.827×1026displaystyle beginsmallmatrixL_odot =3.827times 10^26endsmallmatrix وات[۱۲]
شعاع خورشید:
R⊙=6.960×108displaystyle beginsmallmatrixR_odot =6.960times 10^8endsmallmatrix متر[۱۳]
انرژی[ویرایش]
انرژی ستارگان ناشی از واکنش‌های هسته‌ای است. ماده اصلی تشکیل دهنده ستارگان رشته اصلی، هیدروژن است. هیدروژن موجود در ستارگان طی فرایند همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود و در حین این واکنش گرما و نور بسیار زیادی تابش می‌یابد.
سرگذشت[ویرایش]
نمودار هرتسپرونگ-راسل
به‌طور کلی چرخهٔ تبدیل مواد بینِستاره‌ای به ستاره‌ها که در نتیجهٔ این چرخه واکنش‌های هسته‌ای با عناصر سنگین غنی می‌شود و سپس به‌صورت باد ستاره‌ای یا سحابی سیاره‌ای یا اَبَرنواختر به فضای میان‌ستاره‌ای بازمی‌گردد را اخترش astration می‌گویند.[۱۴]
زایش[ویرایش]
تولد ستارگان در ناحیه‌هایی از فضا که نام سحابی دارند صورت می‌گیرد بدین صورت که ملکول‌های هیدروژن که در ناحیه‌های بزرگی از فضا پراکنده هستند آرام آرام به هم نزدیک می‌شوند و زمانی که ستاره به تعادل هیدرودینامیکی برسد پیش‌ستاره و زمانی که بتواند همجوشی هسته‌ای انجام دهد تا انرژی خود را آزاد کند یک ستارهٔ رشته اصلی به‌شمار می‌آید. حداقل جرم ستاره برای سوزاندن هیدروژن ۰٫۱ جرم خورشید، سوزاندن هلیوم ۰٫۴ جرم خورشید، سوزاندن کربن ۵ برابر جرم خورشید و سوزاندن نئون نیاز به جرمی برابر ۸ جرم خورشید دارد.
عمر[ویرایش]
هر ستاره دارای دوره عمر می‌باشد که بسته به نوع ستاره متفاوت است. ستارگان حجیم با نور بیشتر و حرارت زیاد عمر کوتاهتری نسبت به ستارگان کم نور و کوچک دارند. پایان عمر هر ستاره بستگی به میزان ذخیره هیدروژن در آن دارد. زمانی که هیدروژن درون ستاره‌ای پایان یابد هلیوم تبدیل به سوخت اصلی می‌شود و می‌سوزد. سوختن هلیوم سبب ایجاد گرمای بسیار زیادی می‌شود که تا آن زمان در ستاره پیش نیامده بوده‌است (این مراحل تا سوزاندن سیلیسیم پیش می‌رود زیرا تولید آهن که از همجوشی سیلیسیم به وجود می‌آید فرایندی گرماگیر و نه گرماده‌است) این گرمای زیاد سبب انبساط ستاره می‌شود و حجم آن را چند برابر می‌کند. مثلاً اگر زمانی خورشید شروع به سوزاندن هلیوم کند آنقدر انبساط می‌یابد که زمین در حجم زیاد آن محو می‌شود. این انبساط تا سر حد مریخ ادامه پیدا کرده و سپس متوقف می‌شود. مرحلهٔ بعدی بستگی به نوع ستاره دارد. ستارگان عظیم پس از این مرحله آنقدر انبساط یافته‌اند که دیگر نمی‌تواند جاذبه‌ای روی سطوح بیرونی خود داشته باشند. پس از آن این ستارگان منفجر شده و تبدیل به نواختر می‌گردند. هرچه ستاره بزرگتر باشد میزان نواختر بزرگتر خواهد بود. غولها تبدیل به ابرنواختر می‌گردند. پس از آن این ستاره‌ها بسته به نوع نواختر ادامه عمر می‌دهند. نواخترهای معمولی تبدیل به کوتوله شده و عمری طولانی را آغاز می‌کنند. اما ابرنواخترها در خود فرو می‌ریزند و بسته به جرم هسته آن‌ها ستارگان بسیار کوچکی و چگالی به نام ستارگان نوترونی بوجود می‌آورند. این ستارگان عمر طولانی دیگری در پیش خواهند داشت. بعد از آن کوتوله‌ها یا کوتوله‌های سفید تبدیل به کوتوله سیاه شده و تا آخر جهان زندگی خواهند کرد. اگر جرم آن بسیار زیادتر از این موارد باشد تبدیل به سیاهچاله می‌شود.
| نوع سوخت | دمای سطح (میلیون کلوین) | چگالی (kg/cm۳) | مدت زمان سوزاندن (سال) |
|---|---|---|---|
| H | ۳۷ | ۰٫۰۰۴۵ | ۸٫۱ میلیون |
| He | ۱۸۸ | ۰٫۹۷ | ۱٫۲ میلیون |
| C | ۸۷۰ | ۱۷۰ | ۹۷۶ |
| Ne | ۱٬۵۷۰ | ۳٬۱۰۰ | ۰٫۶ |
| O | ۱٬۹۸۰ | ۵٬۵۵۰ | ۱٫۲۵ |
| S/Si | ۳٬۳۴۰ | ۳۳٬۴۰۰ | ۰٫۰۳۱۵[۱۵] |
ستاره متغیر[ویرایش]
تعادل ستاره زمانی بدست می‌آید که دو نیروی همجوشی (رو به بیرون) و گرانش (رو به درون) با هم برابر باشند اما هنگامی که یک ستاره به اواخر عمر خود می‌رسد و همجوشی آن دچار تغییراتی می‌شود روندی پیش می‌آید که گاهی همجوشی نیروی بیشتری وارد می‌کند و ستاره بزرگ و پرنور می‌شود و گاهی گرانش غلبه کرده و ستاره کوچک و کم‌نور می‌شود به این ستارگان ستارگان متغیر می‌گویند که آن‌ها دارای انواع زیادی هستند مانند متغیر دلتا قیفاووسی، متغیر دلتا سپری، متغیر آرآر شلیاقی، متغیر متغیر میرا و متغیر نامنظم
رده‌بندی ستارگان[ویرایش]
| کلاس | دما | ستاره نمونه |
|---|---|---|
| O | ۳۳٬۰۰۰ K یا بیشتر | زتا مارافسای |
| B | ۱۰٬۵۰۰–۳۰٬۰۰۰ K | پای شکارچی |
| A | ۷٬۵۰۰–۱۰٬۰۰۰ K | کرکس پرنده |
| F | ۶٬۰۰۰–۷٬۲۰۰ K | شعرای شامی |
| G | ۵٬۵۰۰–۶٬۰۰۰ K | خورشید |
| K | ۴٬۰۰۰–۵٬۲۵۰ K | اپسیلون هندی |
| M | ۲٬۶۰۰–۳٬۸۵۰ K | پروکسیما قنطورس |
ستارگان بر اساس رنگ (که ناشی از دمای سطحی است) به دسته‌های O, B, A, F, G, K, M تقسیم می‌شوند.
تجمع ستارگان[ویرایش]
به گروهی از ستارگان که با نیروی گرانش به هم پیوستگی داشته باشند خوشه ستاره‌ای می‌گویند که در دو دسته خوشه ستاره‌ای باز و خوشه ستاره‌ای کروی تقسیم می‌شوند. خوشه‌های ستاره‌ای کروی در مرکز کهکشانها یافت می‌شوند و معمولاً عمر بسیار بیشتری دارند. اما اگر فقط دو ستاره در کنار هم باشند به آن ستاره دوتایی گفته می‌شود.
نظر پیشنیان[ویرایش]
ابن سینا ستاره را چنین تعریف می‌کند: جسمی است بسیط، کروی که جایگاه طبیعی آن در فلک است. روشنی می‌بخشد و قابل کون و فساد نیست. بر فراز مرکز، بی‌آنکه بر آن احاطه داشته باشد در حرکت است.[۱۷]
ستاره‌ها و سوخت جریان در مرکز کهکشان راه شیری[ویرایش]
یک جریان خروجی بسیار بزرگ از ذرات شارژ شده که به شکل یک آبفشان است، در مرکز کهکشان راه شیری کشف گردید. این جریان خروجی به کشیدگی و درازای ۵۰٬۰۰۰ سال نوری از صفحه کهکشانی است. محققین بر این باورند که سوخت و انرژِی این جریان شدید ذرات، از شکل‌گیری ستاره‌ها تأمین می‌شود.[۱۸][۱۹]
منابع[ویرایش]
↑ Bahcall, John N. (June 29, 2000). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. Retrieved 2006-08-30..mw-parser-output cite.citationfont-style:inherit.mw-parser-output qquotes:"""""""'""'".mw-parser-output code.cs1-codecolor:inherit;background:inherit;border:inherit;padding:inherit.mw-parser-output .cs1-lock-free abackground:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/65/Lock-green.svg/9px-Lock-green.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center.mw-parser-output .cs1-lock-limited a,.mw-parser-output .cs1-lock-registration abackground:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d6/Lock-gray-alt-2.svg/9px-Lock-gray-alt-2.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center.mw-parser-output .cs1-lock-subscription abackground:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/aa/Lock-red-alt-2.svg/9px-Lock-red-alt-2.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registrationcolor:#555.mw-parser-output .cs1-subscription span,.mw-parser-output .cs1-registration spanborder-bottom:1px dotted;cursor:help.mw-parser-output .cs1-hidden-errordisplay:none;font-size:100%.mw-parser-output .cs1-visible-errorfont-size:100%.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration,.mw-parser-output .cs1-formatfont-size:95%.mw-parser-output .cs1-kern-left,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-leftpadding-left:0.2em.mw-parser-output .cs1-kern-right,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-rightpadding-right:0.2em
↑ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04.
↑ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Archived from the original on 2008-02-10. Retrieved 2006-06-08.
↑ Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565.
↑ ۵٫۰۵٫۱ Forbes, George. History of Astronomy. Plain Label Books. ISBN 9781603031592.
↑ Hevelius، Johannes (۱۶۹۰-۰۱-۰۱). Johannis Hevelii Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia totum coelum stellatum … exhibens (به لاتین)..mw-parser-output cite.citationfont-style:inherit.mw-parser-output qquotes:"""""""'""'".mw-parser-output code.cs1-codecolor:inherit;background:inherit;border:inherit;padding:inherit.mw-parser-output .cs1-lock-free abackground:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/65/Lock-green.svg/9px-Lock-green.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center;padding-right:1em;padding-left:0.mw-parser-output .cs1-lock-limited a,.mw-parser-output .cs1-lock-registration abackground:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d6/Lock-gray-alt-2.svg/9px-Lock-gray-alt-2.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center;padding-right:1em;padding-left:0.mw-parser-output .cs1-lock-subscription abackground:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/aa/Lock-red-alt-2.svg/9px-Lock-red-alt-2.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center;padding-right:1em;padding-left:0.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registrationcolor:#555.mw-parser-output .cs1-subscription span,.mw-parser-output .cs1-registration spanborder-bottom:1px dotted;cursor:help.mw-parser-output .cs1-hidden-errordisplay:none;font-size:100%.mw-parser-output .cs1-visible-errorfont-size:100%.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration,.mw-parser-output .cs1-formatfont-size:95%.mw-parser-output .cs1-kern-left,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-leftpadding-left:0.2em.mw-parser-output .cs1-kern-right,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-rightpadding-right:0.2em
↑ «Other Ancient Calendars | Calendars». www.webexhibits.org. بازبینی‌شده در 2016-12-12.
↑ Spaeth، Ove von. «Dating Egypt's oldest star map». www.moses-egypt.net. بازبینی‌شده در 2016-12-12.
↑ North, John David (1994-01-01). The Norton History of Astronomy and Cosmology. Norton. ISBN 9780393311938.
↑ ۱۰٫۰۱۰٫۱ آرام، احمد: اطلاعاتی دربارهٔ قسمتی از علم نجوم عربی و اسلامی (بروج - منازل قمر - انواء به دو مفهوم عربی و یونانی آن. در: مجله «معارف اسلامی» (سازمان اوقاف). اسفند ۱۳۴۵ - شماره ۲. (از صفحه ۶۶ تا ۸۴).
↑ جهان دانش، ابن مسعودی، مؤسسه فرهنگی اهل قلم، ۱۳۸۱، ص ۸۸.
↑ ۱۲٫۰۱۲٫۱ Sackmann, I. -J. ; Boothroyd, A. I. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–۱۰۳۹. arXiv:astro-ph/۰۲۱۰۱۲۸ Check|arxiv=value (help). Bibcode:2003ApJ...۵۸۳٫۱۰۲۴S Check|bibcode=length (help). doi:10٫۱۰۸۶/۳۴۵۴۰۸ Check|doi=value (help).نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)
↑ Tripathy, S. C. ; Antia, H. M. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. 186 (1/۲): 1–۱۱. Bibcode:1999SoPh..۱۸۶....۱T Check|bibcode=length (help). doi:10٫۱۰۲۳/A:۱۰۰۵۱۱۶۸۳۰۴۴۵ Check|doi=value (help).نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)
↑ واژه‌های مصوّب فرهنگستان تا پایان سال ۱۳۸۹ (مجموع هشت دفتر فرهنگ واژه‌های مصوّب فرهنگستان)
↑ ۱۱٫۵ روز یا ۰٫۰۳۱۵ سال.
↑ Smith, Gene (1999-04-16). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. Retrieved 2006-10-12.
↑ ابن سینا، حدود یا تعریفات با مقدمه و تعلیقات مترجم همراه با متن عربی، ترجمهٔ محمد مهدی فولادوند، دوم. تهران: انتشارات سروش ۱۳۶۶
↑ "Galactic Geysers Fueled by Star Stuff". (دانش روزانه)Science Daily. ۲ ژانویه ۲۰۱۳. Retrieved ۵ فوریه ۲۰۱۳.
↑ "Giant magnetized outflows from the centre of the Milky Way". Nature. 3 January 2013. Retrieved 5 February 2013.
- Wikipedia contributors, "Star," Wikipedia, The Free Encyclopedia, http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Star&oldid=445855370 (accessed September 6, 2011).
پیوند به بیرون[ویرایش]
- زایش، تکامل و فرجام ستارگان
جستارهای وابسته[ویرایش]
- فهرست ستارگان
- فهرست صورت‌های فلکی
ردهها:
- ستارگان
- اجرام آسمانی
- اخترشناسی ستارگان
- منابع روشنایی
(window.RLQ=window.RLQ||[]).push(function()mw.config.set("wgPageParseReport":"limitreport":"cputime":"0.600","walltime":"0.793","ppvisitednodes":"value":3072,"limit":1000000,"ppgeneratednodes":"value":0,"limit":1500000,"postexpandincludesize":"value":70354,"limit":2097152,"templateargumentsize":"value":1982,"limit":2097152,"expansiondepth":"value":13,"limit":40,"expensivefunctioncount":"value":4,"limit":500,"unstrip-depth":"value":1,"limit":20,"unstrip-size":"value":39146,"limit":5000000,"entityaccesscount":"value":3,"limit":400,"timingprofile":["100.00% 585.109 1 -total"," 73.18% 428.179 1 الگو:پانویس"," 19.26% 112.713 6 الگو:Cite_web"," 18.08% 105.796 3 الگو:یادکرد_کتاب"," 15.39% 90.035 2 الگو:یادکرد_وب"," 14.75% 86.276 3 الگو:Cite_journal"," 14.15% 82.783 2 الگو:یادکرد/هسته"," 8.82% 51.626 1 الگو:کاربردهای_دیگر"," 5.05% 29.519 1 الگو:درباره۲"," 4.78% 27.951 2 الگو:Navbox"],"scribunto":"limitreport-timeusage":"value":"0.261","limit":"10.000","limitreport-memusage":"value":5847402,"limit":52428800,"cachereport":"origin":"mw1244","timestamp":"20190412112423","ttl":2592000,"transientcontent":false);mw.config.set("wgBackendResponseTime":155,"wgHostname":"mw1331"););
