Как найти радиус звезды в радиусах солнца

Как определить радиус звезды

Определение радиуса звезды является одной из основных задач астрономии. Основываясь на наблюдениях, ученые исследуют свойства звезд и пытаются определить их параметры. В данной статье мы рассмотрим, как определить радиус звезды, если известен радиус Солнца.

Как определить радиус Солнца?

Перед тем, как перейти к определению радиуса звезды, необходимо рассмотреть, как определить радиус Солнца. Для этого астрономы используют методы, основанные на оптических и радиоволновых наблюдениях.

Одним из методов является метод транзитов. Этот метод основывается на наблюдении за транзитом планеты, проходящей перед Солнцем. Изменение яркости звезды, вызванное транзитом планеты, позволяет определить размеры Солнца.

Еще одним методом является метод дифракции миллиметровых волн. С помощью этого метода измеряются угловые размеры Солнца и его деформации. На основе этих данных можно рассчитать радиус Солнца.

Как определить радиус звезды?

После того, как радиус Солнца определен, астрономы могут перейти к определению радиуса других звезд. Существует несколько методов, позволяющих определить радиус звезды, используя данные о радиусе Солнца.

Метод сравнения плотности

Один из методов определения радиуса звезды основывается на сравнении плотности звезды с плотностью Солнца. Плотность звезды может быть определена на основе ее массы и объема.

Однако, так как масса звезд может быть измерена только косвенными методами, например, на основе изучения орбит планет вокруг звезды, полученные данные о плотности звезды имеют определенную погрешность.

Несмотря на это, метод сравнения плотности является одним из наиболее точных и часто используемых методов определения радиуса звезды.

Метод анализа спектра

Еще одним методом определения радиуса звезды является метод анализа спектра. Основная идея заключается в том, чтобы измерить ширину линии спектра, вызванную доплеровским эффектом, и использовать эту информацию для определения радиуса звезды.

Доплеровский эффект происходит, когда звезда движется в сторону наблюдателя или от него, вызывая изменение длины волны света. Измеренная ширина линии спектра будет зависеть от скорости вращения звезды и ее радиуса.

Общий итог

Определение радиуса звезды является сложной задачей, требующей использования различных методов и технологий. Однако, благодаря научному прогрессу и развитию астрономических исследований, сегодня ученым удается определить радиус звезды с высокой точностью.

• При определении радиуса звезды можно использовать данные о радиусе Солнца.
• Существует несколько методов определения радиуса звезды, включая метод сравнения плотности и метод анализа спектра.
• Определение радиуса звезды является важной задачей для астрономических исследований и позволяет лучше понять свойства звезд и вселенной в целом.

«Жажда знания – это стремление к небу, к общим знаниям о вселенной, и, по мере того, как мы понимаем все больше, наше видение становится все более ясным и красивым.» — Карл Саган.

Как определить радиус звезды если известен радиус солнца?

Изучение вселенной является одной из самых интересных и сложных тем для науки. Каждый день нам удается узнать больше и больше о нашей галактике, о ее законах и тайнах. Одно из самых важных знаний, которое мы можем получить об одной звезде, — ее радиус. Радиус звезды может дать нам много информации о том, как она развивается и какова ее масса. В этой статье мы рассмотрим, как определить радиус звезды, если нам известен радиус Солнца.

Определение радиуса звезды

Очевидно, что измерение радиуса звезды непосредственно невозможно. Как же ученые находят эту величину? Радиус звезды можно вычислить, используя другие сведения о ней. Давайте рассмотрим несколько методов, которые применяются для измерения радиуса звезды:

• Закон Стефана-Больцмана. Этот метод основывается на том, что температура звезды связана с ее светимостью. Более яркие звезды имеют более высокие температуры и большую светимость. Закон Стефана-Больцмана позволяет ученым измерить светимость звезды, а затем определить ее температуру. Температура и радиус звезды связаны формулой SV = L/(4πR²σ), где SV — является площадью поверхности звезды, L — ее светимостью, R — радиусом и σ — постоянной Стефана-Больцмана.
• Анализ звездной спектры. Такой подход используется для классификации звезд и определения их свойств. Спектроскопия изучает свет, излучаемый звездой. Анализ спектра позволяет ученым определить расстояние до звезды, ее температуру и состав. Теперь, зная температуру, мы можем использовать закон Стефана-Больцмана, чтобы вычислить радиус звезды.
• Метод параллакса. Этот метод использует изменение положения звезды на небосводе из-за движения Земли вокруг Солнца. Если мы измерим угловое смещение звезды в зимнем и летнем полушариях Земли, мы можем вычислить ее расстояние от нас. Наши измерения параллакса также могут использоваться для определения радиуса звезды.

Как определить радиус звезды на основе радиуса Солнца?

Мы рассмотрели несколько методов, которые позволяют нам измерить радиус звезды. Но как же мы можем использовать радиус Солнца для определения радиуса других звезд? Чтобы понять это, необходимо вспомнить несколько важных сведений о Солнце.

Радиус Солнца составляет около 700 000 км. Он имеет массу, равную 333 000 разам массе Земли, а плотность его ядра составляет около 100 г / см³.

Теперь давайте рассмотрим три метода, которые позволяют нам использовать радиус Солнца для определения радиуса других звезд:

• Метод светимости. Как мы уже упоминали, светимость звезды связана с ее радиусом. Если мы знаем светимость и температуру звезды, мы можем использовать закон Стефана-Больцмана, чтобы вычислить ее радиус. Если мы знаем, что звезда имеет светимость, равную светимости Солнца (около 3,83×10^26 Вт), мы можем использовать это для определения ее радиуса. Формула будет выглядеть как R = √(L/4πσT^4), где L — светимость звезды, T — ее температура и σ — постоянная Стефана-Больцмана.
• Метод параллакса. Как мы уже упоминали, метод параллакса может использоваться для определения расстояния до звезды. Когда мы измеряем угловое смещение звезды на небосводе из-за движения Земли, мы можем вычислить ее расстояние от нас. Зная ее расстояние и зная ее звездную величину, мы можем определить ее светимость. Используя светимость и закон Стефана-Больцмана, мы можем вычислить ее радиус.
• Метод сравнения. Этот метод используется для сравнения Солнца с другими звездами. Сравнивая светимость звезды с той, которую имеет Солнце, мы можем определить ее размер. Если, например, звезда имеет светимость, равную 100 разам светимости Солнца, ее радиус будет примерно в 10 раз больше радиуса Солнца.

Вывод

Изучение радиуса звезды — это важная область науки, которая позволяет нам понимать, как звезды развиваются и каковы их свойства. Несмотря на то, что измерение радиуса звезды непосредственно невозможно, ученые используют различные методы, чтобы получить это значение. Радиус Солнца может иметь важное значение при определении радиуса других звезд, особенно если мы рассматриваем звезды, которые имеют светимость, сравнимую со светимостью Солнца. Знание радиуса звезды дает нам много информации о ее интересных свойствах, а использование радиуса Солнца помогает ученым упростить измерения и сделать их более точными.

Как определить радиус звезды, если известен радиус Солнца

Многие научные изыскания основываются на сравнительном анализе. Одна из таких задач — определение радиуса звезды. Но как мы можем вычислить размеры этих светил, если мы не можем их замерить непосредственно?

Возможность определить радиус звезды достигается благодаря её связи с массой. В отличие от радиуса, масса звезды оценивается намного точнее. Массу звезды можно измерить по закону всемирного тяготения, который связывает её с орбитой в общесистемном центре масс. С ростом массы звезды, её также начинает компрессироваться под своим весом, что приводит к снижению объёма, а следовательно, и радиуса звезды.

Как использовать радиус Солнца?

В настоящее время, Солнце является одной из наиболее точно измеренных звёзд, поэтому радиус Солнца хорошо продокументирован. Если данный параметр известен, он может использоваться для оценки радиуса других звёзд.

Для вычисления радиуса любой звезды можно использовать следующую формулу:

R = R_sun * sqrt(T_sun/T)

где R_sun — радиус Солнца, T_sun — эффективная температура Солнца, а T — эффективная температура звезды, для которой вы хотите вычислить радиус.

К сожалению, измерение температур других звезд — это сложная задача. Эффективная температура для многих звёзд определяется путём сравнения их излучения и спектра со звёздами определённых типов. В результате, точность определения эффективной температуры звёзды может быть затруднена при условии недостаточной информации. Ошибка в оценке температуры может привести к сильной ошибке в расчёте радиуса.

Как рассчитать массу звезды?

Для того, чтобы вычислить массу звезды, мы можем использовать закон всемирного тяготения, известный также как закон Ньютона. Этот закон формулирует взаимное воздействие тел на расстоянии друг от друга, зависящее от их массы и расстояния между ними.

Масса звезды может быть рассчитана, исходя из её орбиты в двойной или многозвёздной системе и её собственной орбиты по отношению к общесистемному центру масс. Этот метод измерения массы звезд называется астрометрией.

Другой метод измерения массы звезд — это использование эффекта доплера. С помощью эффекта доплера мы можем измерить дополнительное движение звезды в ответ на гравитационные силы компаньона в бинарной системе.

Точность определения радиуса звезды

Одним из основных источников погрешности при измерении радиуса звезды является точность измерения температуры эффективности. Малейшая погрешность в оценке эффективной температуры может привести к серьезной ошибке в определении радиуса звезды.

Кроме того, другие факторы, такие как гравитационное сжатие и наличие изменчивой структуры (например, пятен света, пульсации или вращения), могут также оказывать значительное влияние на точность измерений. Следовательно, для того, чтобы получить наиболее точный результат, необходимо учитывать как можно больше параметров и использовать различные методы измерения.

Заключение

Определение радиуса звезды является сложным процессом, который может содержать различные факторы погрешности и препятствия. Однако, благодаря точно известным данным о Солнце, мы можем использовать его радиус, чтобы оценить размеры других звёзд. Оценка радиуса звезды может быть полезной во многих научных областях, включая астрономию, космологию и эксплорацию компьютерных моделей Вселенной.

Размеры звезд

Линейный радиус (R) звезды можно определить, если известны ее угловой радиус ({rho}”) и расстояние до звезды (r) или годичный параллакс ({pi}”) по формуле (R = r cdot sin {rho}”).

Так как (r = frac{{205:265}”}{{pi}”}:а.:е.), для углового радиуса (sin {rho}” = frac{{rho}”}{{205:265}”}), то имеем (R = frac{{rho}”}{{pi}”}:а.:е.)

Линейные радиусы звезд принято выражать в радиусах Солнца. В радиусах Солнца 1 а. е. равна (frac{149,6 cdot 10^{6}:км}{0,696 cdot 10^{6}:км} = 215). Используя это соотношение, получим формулу для определения линейных радиусов звезд в радиусах Солнца в следующем виде: [R = 215frac{{rho}”}{{pi}”}.]

Звезды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Для ярких близких звезд угловой радиус находят по интерференционной картине, которая получается в результате перекрытия изображений звезды, при помощи двух широко расставленных телескопов. Например, с помощью оптического интерферометра, состоящего из двух сферических зеркал диаметром 6,6 м каждое, разнесенных на максимальное расстояние 180 м, удалось измерить угловой диаметр (varepsilon) Ориона. Он оказался равным ({0,00072}”), а так как годичный параллакс звезды равен ({pi}” = {0,0024}”), то (R = 215 cdot frac{{0,00036}”}{{0,0024}”} = 32:R).

Радиусы звезд могут быть вычислены по их мощности излучения (светимости) и температуре. Запишем значение полной мощности излучения для какой-либо звезды и для Солнца: [L = 4pi R^{2}sigma T^{4},] [L_{odot} = 4pi R^{2}sigma T_{odot}^{4},] где (L) и (L_{odot}), (R) и (R_{odot}), (T) и (T_{odot}) — соответственно светимости, линейные радиусы и абсолютные температуры звезды и Солнца.

Принимая (L_{odot} = 1) и (R_{odot} = 1), получим: [L = R^{2}frac{T^{4}}{T_{odot}^{4}},] или окончательно в линейных радиусах Солнца: [R = sqrt{L}left(frac{T_{odot}}{T}right)^{2}.]

Размеры звезд сильно отличаются: от диаметров, сравнимых с диаметром орбиты Юпитера (красные сверхгиганты), до размеров планет солнечной системы (белые карлики) или даже до нескольких километров у нейтронных звезд.

Читать далее

Ответ:   Радиус Регула  ≈ 3,53 радиуса Солнца

Объяснение:    Дано:

Угловой диаметр звезды Регул p“ = 0,00138“.

Годичный параллакс звезды π“ = 0,042“

Линейный радиус Солнца Rс = 6,9551*10^5 км

Найти радиус звезды в радиусах Солнца R – ?

Расстояние до звезды в парсеках Sпк = 1/π“ = 1/0,042“ ≈ 23,8095 пк

Один парсек = 206264,8 астрономических единиц. Одна астрономическая единица = 149 597 870,7 километров.

Таким образом, расстояние до звезды в километрах будет равно

Sкм = Sпк*206264,8*149 597 870,7

Линейный радиус звезды в километрах Rлин = p“*Sкм/2*206264,8“

Радиус звезды в радиусах Солнца:

R = Rлин/Rс = p*Sкм/Rс*2*206264,8“.

Подставив числовые значения параметров, имеем:

R = 0,00138“*23,8095*206264,8*149 597 870,7/ 6,9551*10^5*2*206264,8“ = 0,00138“*23,8095*149 597 870,7/ 2*6,9551*10^5 ≈  3,53 радиуса Солнца

Материал из Викирешебника

Астрономия для 11-го класса
Предмет:	Астрономия
Класс:	11 класс
Автор учебника:	Галузо И. В.
Год издания:	2016
Издательство:
Кол-во заданий:
Кол-во упражнений:	30
Мы в социальных сетях
Телеграм • ВКонтакте

Температура и размеры звёзд[править | править код]

• Заполните таблицу с характеристиками звёздных спектров.

Спектральный класс	Характеристики спектральных классов	Типичные звёзды
цвет	температура	особенности спектра
O	Синий	15 000–50 000 К (27,000°C)	Излучают в основном в ультрафиолетовом и видимом спектрах, лишь с небольшим количеством инфракрасного излучения.	Сириус А, Ригель, Зета Змееносца, Му Цефей.
B	Сине-белый	10 000–30 000 К (9,700°C)	излучают в основном в ультрафиолетовом, видимом и инфракрасном спектрах	Ригель B, Зета Возничего, Бета Лебедя и Гамма Кассиопеи
A	Белый	7 500–10 000 К (7,200°C)	излучают в основном в ультрафиолетовом, видимом и инфракрасном спектрах	Сириус Б, Вега, Альфа Центавра А и Гамма Девы.
F	Желто-белый	6 000–7 500 К (5,700°C)	излучают в основном в видимом и инфракрасном спектрах	Процион А, Эпсилон Инда, Гамма Золотой Рыбы и Бета Кома
K	Красный, оранжевый	4000–5000 K (3700–4700 °C)	излучают в основном в инфракрасном спектре, но все же излучают видимый свет.	Альдебаран, Арктур и Капелла
M	Красный	3,500 K (3,200°C)	излучают в основном в инфракрасном спектре с очень небольшим выходом видимого света.	Бетельгейзе, Антарес
L	коричневый или красный	2,000 K (1,700°C)	излучают в основном в инфракрасном спектре с очень небольшим выходом видимого света	VY Большого Пса и Gliese 229A

Расчёт изменения температуры звезды[править | править код]

• Для переменной звезды в максимуме блеска максимум излучения приходился на длину волны λ1 = 414 нм, а в минимуме блеска — на длину волны λ2 = 527 нм. Как изменилась температура звезды?

Используя закон Вина, мы можем рассчитать температуру следующим образом:

Где

Чтобы перевести кельвины в градусы Цельсия, мы вычитаем 273,15:

T1 = 142 976 К – 273,15 = 142 702,85 °С

Т2 = 181 856 К – 273,15 = 181 582,85 °С

Следовательно, температура звезды увеличилась на 38 880 К, или 38 877,85 °С.

Формула для определения размера звезды[править | править код]

• Выведите формулу для определения размера звезды при её известных светимости и температуре.

Размер звезды можно рассчитать с помощью закона Стефана-Больцмана, который гласит, что полная мощность, излучаемая звездой (L), пропорциональна четвертой степени ее температуры (T).

Размер =

где σ — постоянная Стефана-Больцмана .

Расчёт радиуса звезды Альтаир[править | править код]

• Найдите размеры звезды Альтаир (α Орла), если ее светимость равна десяти светимостям Солнца. а температура фотосферы Т = 8400 К.

Светимость Солнца составляет 3,846×10^26 Вт.

Светимость Альтаира = .

Используя закон Стефана-Больцмана, мы можем вычислить радиус звезды:

Радиус Альтаира = или 8,8 миллиона километров или 880 000 000 метров.

Расчёт радиуса звезды Регул[править | править код]

• С помощью звездного интерферометра измерен угловой диаметр звезды Регул ρ =0,00138”. Определите радиус этой звезды в радиусах Солнца, если ее годичный параллакс π = 0,039”.

Угловой диаметр звезды можно использовать для расчета ее радиуса. Формула для этого:

Радиус (в солнечных радиусах) = (Угловой диаметр (в угловых секундах) * Расстояние (в парсеках)) / (Параллакс (в угловых секундах))

Следовательно, радиус Регула можно рассчитать следующим образом:

Радиус (в солнечных радиусах) = (0,00138 угловых секунд * 206 265 парсеков) / (0,039 угловых секунд) = 5,12 солнечных радиусов.

Другие уроки рабочей тетради[править | править код]

Обнаружение физических двойных звёзд, то есть систем близко
расположенных в пространстве звёзд, связанных силами тяготения и обращающихся
около общего центра масс, позволило оценить их массы, используя третий
обобщённый закон Кеплера.

 Однако оставался нерешённым вопрос об определении
размеров звёзд. Дело в том, что все звёзды расположены так далеко от нас, что
за редким исключением даже в самые мощные телескопы они видны как точки. Лишь
не так давно для некоторых очень крупных звёзд удалось получить изображения их
дисков. На некоторых фотографиях иногда удаётся рассмотреть и пятна.

Для близких звёзд определить их линейный радиус можно по
известным угловому радиусу и расстоянию до неё (или её годичному параллаксу):

Но в большинстве случаев линейные радиусы звёзд принято
выражать в радиусах Солнца. Если учесть, что 1 а. е. в радиусах Солнца равна
149,6 · 10⁶ км : 0,696 · 10⁶ км
= 215, то получим формулу для определения линейных радиусов звёзд в радиусах
Солнца:

Для примера давайте с вами определим размер ε Ориона,
если её угловой диаметр равен 0,00072”, а годичный параллакс —0,0024”.

Мы рассмотрели самый простой способ определения размеров
звёзд. Но в большинстве случаев радиусы далёких звёзд приходится рассчитывать
на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды определяется
по той же формуле, по которой можно найти светимость нашего Солнца:

Разделим первое уравнение на второе:

И упростим его:

Теперь примем, что радиус Солнца и его светимость равны
единице, и перепишем предыдущее уравнение с учётом этих условий:

Из полученного соотношения легко выразить линейный радиус
звезды в линейных радиусах Солнца:

Давайте для примера рассчитаем радиус одной из самых больших
из известных звёзд, если температура её фотосферы составляет порядка 3500 К, а
светимость в 270 000 раз больше светимости. Солнца. Для простоты расчётов
примем, что температура фотосферы Солнца равна 6000 К.

Чтобы понять, насколько она огромна, представьте, что если её
разместить в центре Солнечной системы, то она закроет орбиту Сатурна. Свету,
чтобы облететь один раз вокруг звезды, потребовалось бы около 8 часов. А
сверхзвуковому самолёту при скорости в 4500 км/ч на это понадобилось бы около
220 лет.

Есть во Вселенной и маленькие звёзды. Так, размеры белых
карликов сравнимы с размерами нашей планеты. А радиусы нейтронных звёзд
достигают всего нескольких десятков километров. Например, у нейтронной звезды
PSR J1614-2230, обнаруженной в 2006 году, радиус составляет всего 13
километров.

Но её масса в 1,97 раза больше массы Солнца. Давайте оценим
плотность вещества этой звезды. Для простоты расчётов будем считать, что масса
Солнца равна 2 ∙ 10³⁰ килограммам.

Для сравнения средняя плотность вещества в тяжёлых атомных
ядрах составляет около 2,8 ∙ 10¹⁷ кг/м³.

Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые
на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно
отличаться. Так, например, средняя плотность нашего гипергиганта
из предыдущей задачи составляет всего около 10^–5 кг/м³,
то есть она примерно в 100 000 раз меньше плотности воздуха при нормальных
условиях.

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по
внутреннему строению, хотя все они имеют примерно одинаковый химический состав.

Итак, взглянем на диаграмму спектр — светимости. Как мы
помним, в верхней части главной последовательности располагаются горячие
массивные звёзды. Возьмём, к примеру, звезду, масса которой примерно в 10 раз
больше массы Солнца, а светимость превышает солнечную в 3000 раз.

Расчёты показывают, что в центре такой звезды располагается
конвективное ядро, размером примерно в 0,2 радиуса звезды. Оставшуюся же часть
звезды занимает лучистая оболочка, где перенос энергии осуществляется
посредством излучения. Такая звезда примерно на 90 % состоит из водорода и на 9
% из гелия. Согласитесь, что такая звезда устроена достаточно просто. А
основным источником её энергии является углеродный цикл, в котором происходит
превращение водорода в гелий под действием трёх катализаторов: углерода, азота
и кислорода.

Посмотрим теперь, что представляют собой звезды,
расположенные на нижней части главной последовательности.

Ну, во-первых, у этих звёзд нет конвективного ядра, но есть
внешняя конвективная зона. Она начинается на расстоянии примерно в 0,65 полного
радиуса звезды и продолжается практически до самой её поверхности. Источником
энергии таких звёзд является известный нам протон-протонный цикл.

Переместимся в верхний правый угол диаграммы. Как мы помним,
здесь располагаются очень массивные звёзды. Для примера рассмотрим гиганта,
радиус которого примерно в 20 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта
лишь слегка превышает массу Солнца (1,3М_⨀),
а его светимость будет больше светимости Солнца в 230 раз.

При расчётах структуры такой звезды выяснилась удивительная
вещь: в центре звезды нет водорода, он весь выгорел. Там находится маленькое
ядро (0,001R), почти
целиком состоящее из гелия. Как следствие, в ядре таких звёзд термоядерные
реакции не идут, а его температура остаётся постоянной. Поэтому ядро называется
изотермическим. Его окружает тонкий энерговыделяющий
слой, в котором происходят термоядерные реакции углеродного цикла. Далее идёт
слой, в котором энергия переносится излучением. Его толщина составляет примерно
1/5 радиуса звезды. А далее идут наружные слои гиганта, охваченные бурной конвекцией.
Эти слои содержат около 70 % массы всей звезды. Но тогда мы приходим к
удивительному выводу: маленькое ядро гиганта весит почти одну третью его часть.
А чайная ложка вещества ядра весит почти тонну.

Возникает закономерный вопрос: неужели вещество ядра красного
гиганта можно считать газом?

Ответ однозначен: «Да». Но газ этот особенный, и, чтобы
объяснить все его свойства, мы должны рассмотреть строение белых карликов. Их
светимость очень мала (иногда в тысячу раз меньше светимости Солнца). В то же время
их масса сравнима с массой Солнца, а размеры — с размерами планет.

Это приводит к тому, что средняя плотность вещества белых
карликов (10⁵—10⁹ г/см³), что почти в миллион раз
выше плотности звёзд главной последовательности. Но что же это такое? Быть может,
вещество белых карликов — это жидкость или твёрдое тело?

Нет. Плотность жидкости или твёрдого тела не может превышать
20 г/см³. При такой плотности атомы вещества уже предельно тесно
расположены друг к другу. Из этого следует, что внутри белого карлика нет
атомов! А вещество представляет собой очень плотный ионизированный газ,
состоящий из атомных ядер и отдельных электронов. Такой газ называется вырожденным
электронным газом. Его давление определяется только плотностью и не зависит
от температуры. Снаружи белый карлик покрыт тонкой оболочкой идеального газа.

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что в
1995 году были открыты коричневые карлики, являющиеся промежуточным звеном
между звёздами и планетами. Они обладают слишком малой массой, что не
обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерных реакций в его
недрах. Про них говорят, что они ещё не звёзды, но уже и не планеты.

Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они
возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе
изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики.
Но о них мы с вами поговорим в одном из следующих уроков.