Stea dublă

O stea binară , sau un sistem binar , este un sistem de două stele legate gravitațional care circulă pe orbite închise în jurul unui centru de masă comun . Stelele binare sunt obiecte foarte comune. Aproximativ jumătate din toate stelele din galaxia noastră aparțin sistemelor binare [1] . Stelele care se află la o mică distanță unghiulară una de cealaltă pe sfera cerească , dar nu sunt legate gravitațional, nu aparțin binarului; se numesc duble optice .

Măsurând perioada de revoluție și distanța dintre stele , uneori este posibil să se determine masele componentelor sistemului. Această metodă practic nu necesită ipoteze suplimentare de model și, prin urmare, este una dintre principalele metode de determinare a maselor în astrofizică. Din acest motiv, sistemele binare ale căror componente sunt găurile negre sau stele neutronice prezintă un mare interes pentru astrofizică .

Clasificare

Din punct de vedere fizic, stelele binare pot fi împărțite în două clase [2] :

Sistemele binare sunt, de asemenea, clasificate în funcție de metoda de observare; pot fi distinse binare vizuale , spectrale , eclipsante , astrometrice .

Stele binare vizuale

Stelele duble care pot fi văzute separat (sau, după cum se spune, care pot fi rezolvate ) se numesc binare vizibile sau binare vizuale .

Capacitatea de a observa o stea ca binar vizual este determinată de rezoluția telescopului, distanța până la stele și distanța dintre ele. Astfel, stelele binare vizuale sunt în principal stele din vecinătatea Soarelui cu o perioadă foarte lungă de revoluție (o consecință a distanței mari dintre componente). Datorită perioadei lungi, orbita unui binar nu poate fi urmărită decât din numeroase observații de-a lungul deceniilor. Până în prezent, în cataloagele WDS și, respectiv, CCDM există peste 78.000 și , respectiv, 110.000 de obiecte și doar câteva sute dintre ele pot fi orbitate. Pentru mai puțin de o sută de obiecte, orbita este cunoscută cu suficientă precizie pentru a da masa componentelor.

Când se observă o stea binară vizuală, se măsoară distanța dintre componente și unghiul de poziție al liniei de centre, cu alte cuvinte, unghiul dintre direcția către polul nord al lumii și direcția liniei care leagă steaua principală. cu satelitul său.

Speckle interferometrie binare

Interferometria speckle, împreună cu optica adaptivă , face posibilă atingerea limitei de difracție a rezoluției stelare, ceea ce, la rândul său, face posibilă detectarea stelelor binare. Astfel, binarele interferometrice speckle sunt, de asemenea, binare vizuale. Dar dacă în metoda clasică vizual-dublă este necesară obținerea a două imagini separate, atunci în acest caz este necesar să se analizeze interferogramele speckle [1] .

Interferometria Speckle este eficientă pentru binare cu o perioadă de câteva zeci de ani [3] .

Stele binare astrometrice

În cazul stelelor duble vizuale, vedem două obiecte mișcându-se pe cer simultan. Totuși, dacă ne imaginăm că una dintre cele două componente nu ne este vizibilă dintr-un motiv sau altul, atunci dualitatea poate fi totuși detectată printr-o schimbare a poziției celei de-a doua componente pe cer. În acest caz, se vorbește de stele binare astrometrice.

Dacă sunt disponibile observații astrometrice de înaltă precizie, atunci dualitatea poate fi asumată prin fixarea neliniarității mișcării: prima derivată a mișcării proprii și a doua.[ clarifica ] [4] . Stelele binare astrometrice sunt folosite pentru a măsura masa piticelor brune de diferite tipuri spectrale [5] .

Stele binare spectrale

Un binar spectroscopic este o stea a cărei dualitate este detectată folosind observații spectrale. Pentru a face acest lucru, ea este observată timp de mai multe nopți. Dacă se dovedește că liniile spectrului său se schimbă periodic în timp, atunci aceasta înseamnă că viteza sursei se schimbă. Pot exista multe motive pentru aceasta: variabilitatea stelei în sine, prezența unei învelișuri dense în expansiune în ea, formată după o explozie de supernovă etc.

Dacă se obține spectrul celei de-a doua componente, care prezintă deplasări similare, dar în antifază, atunci putem spune cu încredere că avem un sistem binar. Dacă prima stea se apropie de noi și liniile sale sunt deplasate către partea violetă a spectrului, atunci a doua se îndepărtează, iar liniile sale sunt deplasate către partea roșie și invers.

Dar dacă a doua stea este mult inferioară ca luminozitate față de prima, atunci avem șansa să nu o vedem și atunci trebuie să luăm în considerare alte opțiuni posibile. Caracteristica principală a unei stele binare este periodicitatea vitezelor radiale și diferența mare dintre vitezele maxime și minime. Dar, strict vorbind, este posibil să fi fost descoperită o exoplanetă . Pentru a afla, trebuie să calculați funcția de masă , prin care puteți judeca masa minimă a celei de-a doua componente invizibile și, în consecință, ce este - o planetă, o stea sau chiar o gaură neagră .

De asemenea, din datele spectroscopice, pe lângă masele componentelor, se poate calcula distanța dintre ele, perioada de revoluție și excentricitatea orbitei. Este imposibil să se determine unghiul de înclinare a orbitei față de linia de vedere din aceste date. Prin urmare, masa și distanța dintre componente pot fi vorbite doar ca fiind calculate până la unghiul de înclinare.

Ca în cazul oricărui tip de obiect studiat de astronomi, există cataloage de stele duble spectroscopice. Cel mai faimos și mai extins dintre ele este „SB9” (din engleza Spectral Binaries). Din 2013, are 2839 de obiecte.

Eclipsarea binarelor

Se întâmplă ca planul orbital să fie înclinat față de linia de vedere la un unghi foarte mic: orbitele stelelor unui astfel de sistem sunt situate, parcă, pe o margine spre noi. Într-un astfel de sistem, stelele se vor eclipsa periodic unele pe altele, adică luminozitatea perechii se va schimba. Stelele binare în care se observă astfel de eclipse sunt numite binare eclipsante sau variabile eclipsante. Cea mai faimoasă și prima stea descoperită de acest tip este Algol (Ochiul Diavolului) din constelația Perseus .

Binare microlensate

Dacă există un corp cu un câmp gravitațional puternic pe linia de vedere dintre stea și observator, atunci obiectul va fi lentilat . Dacă câmpul ar fi puternic, atunci s-ar observa mai multe imagini ale stelei, dar în cazul obiectelor galactice, câmpul lor nu este atât de puternic încât observatorul să poată distinge mai multe imagini, iar într-un astfel de caz se vorbește de microlensing . Dacă corpul de gravură este o stea binară, curba luminii obținută la trecerea acestuia de-a lungul liniei de vedere diferă mult de cazul unei singure stele [6] .

Microlensing este folosit pentru a căuta stele binare, unde ambele componente sunt pitice maro de masă mică [7] .

Fenomene și fenomene asociate stelelor duble

Paradoxul lui Algol

Acest paradox a fost formulat la mijlocul secolului al XX-lea de astronomii sovietici A. G. Masevich și P. P. Parenago , care au atras atenția asupra discrepanței dintre masele componentelor Algol și stadiul lor evolutiv. Conform teoriei evoluției stelare, rata de evoluție a unei stele masive este mult mai mare decât cea a unei stele cu o masă comparabilă cu cea a soarelui, sau puțin mai mare. Este evident că componentele stelei binare s-au format în același timp, prin urmare, componenta masivă trebuie să evolueze mai devreme decât cea de masă mică. Cu toate acestea, în sistemul Algol, componenta mai masivă a fost mai tânără.

Explicația acestui paradox este legată de fenomenul fluxului de masă în sisteme binare apropiate și a fost propusă pentru prima dată de astrofizicianul american D. Crawford. Dacă presupunem că în cursul evoluției una dintre componente are posibilitatea de a transfera masă unui vecin, atunci paradoxul este înlăturat [8] .

Schimb de masă între stele

Luați în considerare aproximarea unui sistem binar apropiat (purtând numele aproximării Roche ):

  1. Stelele sunt considerate a fi mase punctiforme și propriul moment unghiular poate fi neglijat în comparație cu cel orbital.
  2. Componentele se rotesc sincron.
  3. Orbită este circulară

Apoi pentru componentele M 1 și M 2 cu suma semiaxelor majore a=a 1 +a 2 introducem un sistem de coordonate sincron cu rotația orbitală a sistemului binar apropiat. Centrul de referință este în centrul stelei M1 , axa X este direcționată de la M1 la M2 , iar axa Z este de - a  lungul vectorului de rotație. Apoi scriem potențialul asociat câmpurilor gravitaționale ale componentelor și forței centrifuge [2] :

,

unde r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (xa) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2 ) și ω  este frecvența orbitală a componentelor . Folosind a treia lege a lui Kepler , potențialul Roche poate fi rescris după cum urmează:

,

unde este potențialul adimensional:

,

unde q = M2 / M1

Echipotenţialele se găsesc din ecuaţia Φ(x,y,z)=const . În apropierea centrelor stelelor, ele diferă puțin de cele sferice, dar pe măsură ce distanța crește, abaterile de la simetria sferică devin mai puternice. Ca rezultat, ambele suprafețe se întâlnesc în punctul Lagrange L 1 . Aceasta înseamnă că bariera potențială în acest punct este egală cu 0, iar particulele de pe suprafața stelei situate în apropierea acestui punct se pot deplasa în interiorul lobului Roche al stelei vecine datorită mișcării haotice termice [2] .

Nou

Stele noi sunt numite, pentru o perioadă scurtă de timp (săptămâni, luni) mărindu-și luminozitatea de mii (până la sute de mii) de ori. Conform rezultatelor cercetărilor, toate astfel de stele sunt binare, una dintre componente este o pitică albă, iar a doua este o stea de densitate obișnuită, umplându-și complet lobul Roche.

Raze X duble

Perechile apropiate sunt numite binare cu raze X, unde una dintre stele este un obiect compact, o stea neutronică sau o gaură neagră, iar radiațiile dure apar ca urmare a căderii materiei unei stele obișnuite (care a atins limitele). a lobului Roche) pe un disc de acreție format în jurul componentei compacte a perechii.

Stele simbiotice

Sisteme binare care interacționează constând dintr-o gigantă roșie și o pitică albă înconjurate de o nebuloasă comună. Ele sunt caracterizate de spectre complexe , unde, alături de benzile de absorbție (de exemplu, TiO ), există linii de emisie caracteristice nebuloaselor (OIII, NeIII etc.). Stelele simbiotice sunt variabile cu perioade de câteva sute de zile, ele sunt caracterizate de izbucniri asemănătoare unei noi , în timpul cărora luminozitatea lor crește cu două până la trei magnitudini.

Stelele simbiotice sunt un stadiu relativ scurt, dar extrem de important și bogat în manifestările lor astrofizice în evoluția sistemelor stelare binare de masă moderată cu perioade orbitale inițiale de 1–100 de ani.

Bursters

O varietate de binare cu raze X care emit radiații în rafale scurte (secunde) cu intervale de zeci de secunde.

Supernove de tip Ia

Astfel de supernove se formează într-un sistem binar atunci când, în timpul acreției, masa unei componente compacte (pitică albă) atinge limita Chandrasekhar sau are loc o explozie de carbon.

Origine și evoluție

Mecanismul de formare a unei singure stele a fost studiat destul de bine - aceasta este compresia unui nor molecular din cauza instabilității gravitaționale . De asemenea, a fost posibilă stabilirea funcției inițiale de distribuție a masei . Evident, scenariul de formare a stelelor binare ar trebui să fie același, dar cu modificări suplimentare. De asemenea, ar trebui să explice următoarele fapte cunoscute [9] :

  1. Frecvență dublă. În medie, este de 50%, dar este diferit pentru stele de diferite tipuri spectrale. Pentru stelele O, aceasta este de aproximativ 70%, pentru stele precum Soarele (tip spectral G) este aproape de 50%, iar pentru tipul spectral M, aproximativ 30%.
  2. Distribuția perioadei.
  3. Excentricitatea stelelor binare poate lua orice valoare 0<e<1 , cu o valoare mediană de e=0,55 . Se poate argumenta că nu există o valoare preferată, iar orbitele cu excentricitate mare sunt comune.
  4. Raportul de masă. Distribuția raportului de masă q= M 1 / M 2 este cea mai dificil de măsurat, deoarece influența efectelor de selecție este mare, dar în prezent se crede că distribuția este omogenă și se află în intervalul 0,2<q<1 . Astfel, stelele binare tind să aibă componente de aceeași masă mult mai puternic decât prezice funcția de masă inițială.

În prezent, nu există o înțelegere finală a ce fel de modificări ar trebui făcute și ce factori și mecanisme joacă un rol decisiv aici. Toate teoriile propuse până acum pot fi împărțite în funcție de mecanismul de formare pe care îl folosesc [10] :

  1. Teorii cu nucleu intermediar
  2. Teorii intermediare ale discurilor
  3. Teoriile dinamice

Teorii cu nucleu intermediar

Cea mai numeroasă clasă de teorii. În ele, formarea are loc datorită separării rapide sau timpurii a proto-norului.

Cel mai timpuriu dintre ei crede că în timpul prăbușirii, din cauza diferitelor tipuri de instabilități, norul se desface în mase locale de blugi, care cresc până când cel mai mic dintre ei încetează să fie transparent optic și nu mai poate fi răcit eficient. Cu toate acestea, funcția de masă stelară calculată nu coincide cu cea observată.

O altă teorie timpurie presupunea multiplicarea nucleelor ​​care se prăbușesc, datorită deformării în diverse forme eliptice.

Totuși, teoriile moderne de tipul luat în considerare cred că principalul motiv al fragmentării este creșterea energiei interne și a energiei de rotație pe măsură ce norul se contractă [10] .

Teorii intermediare ale discurilor

În teoriile cu disc dinamic, formarea are loc în timpul fragmentării discului protostelar, adică mult mai târziu decât în ​​teoriile cu miez intermediar. Acest lucru necesită un disc destul de masiv, susceptibil de instabilități gravitaționale și al cărui gaz este răcit eficient. Apoi pot apărea mai mulți însoțitori, întinși în același plan, care acumulează gaz de pe discul părinte.

Recent, numărul de calcule computerizate ale unor astfel de teorii a crescut foarte mult. În cadrul acestei abordări, este bine explicată originea sistemelor binare apropiate, precum și a sistemelor ierarhice de diverse multiplicități.

Teorii dinamice

Ultimul mecanism sugerează că stelele binare s-au format în cursul proceselor dinamice provocate de acumularea competitivă. În acest scenariu, se presupune că norul molecular formează grupuri de aproximativ masa Jeans din cauza diferitelor tipuri de turbulențe în interiorul său. Aceste ciorchini, interacționând între ele, concurează pentru substanța norului original. În astfel de condiții funcționează bine atât modelul deja menționat cu disc intermediar, cât și alte mecanisme, care vor fi discutate mai jos. În plus, frecarea dinamică a protostelelor cu gazul din jur apropie componentele.

Ca unul dintre mecanismele care funcționează în aceste condiții, se propune o combinație de fragmentare cu un nucleu intermediar și o ipoteză dinamică. Acest lucru face posibilă reproducerea frecvenței mai multor stele în grupuri de stele. Cu toate acestea, mecanismul de fragmentare nu a fost încă descris cu acuratețe.

Un alt mecanism implică o creștere a secțiunii transversale a interacțiunii gravitaționale în apropierea discului până când o stea din apropiere este capturată. Deși un astfel de mecanism este destul de potrivit pentru stelele masive, este complet nepotrivit pentru cele de masă mică și este puțin probabil să fie dominant în formarea stelelor binare [10] .

Exoplanete în sisteme binare

Dintre cele peste 800 de exoplanete cunoscute în prezent , numărul de stele singulare care orbitează depășește semnificativ numărul de planete găsite în sisteme stelare de diferite multiplicități. Conform ultimelor date, sunt 64 [11] .

Exoplanetele din sistemele binare sunt de obicei împărțite în funcție de configurațiile orbitelor lor [11] :

Dacă încercați să efectuați statistici, se dovedește [11] :

  1. O parte semnificativă a planetelor trăiește în sisteme în care componentele sunt separate în intervalul de la 35 la 100 UA. e., concentrându-se în jurul valorii de 20 a. e.
  2. Planetele din sisteme largi (> 100 UA) au mase cuprinse între 0,01 și 10 MJ (aproape la fel ca pentru stelele simple), în timp ce masele planetare pentru sistemele cu separații mai mici variază de la 0,1 la 10 MJ .
  3. Planetele din sisteme largi sunt întotdeauna unice
  4. Distribuția excentricităților orbitale diferă de cele unice, atingând valorile e = 0,925 și e = 0,935.

Caracteristici importante ale proceselor de formare

Circumcizia discului protoplanetar. În timp ce în stelele unice discul protoplanetar se poate întinde până la centura Kuiper (30-50 UA), în stelele binare dimensiunea sa este tăiată de influența celei de-a doua componente. Astfel, lungimea discului protoplanetar este de 2-5 ori mai mică decât distanța dintre componente.

Curbura discului protoplanetar. Discul rămas după tăiere continuă să fie influențat de a doua componentă și începe să se întindă, să se deformeze, să se împletească și chiar să se rupă. De asemenea, un astfel de disc începe să preceadă.

Reducerea duratei de viață a discului protoplanetar. Pentru binarele largi, precum și pentru cele unice, durata de viață a unui disc protoplanetar este de 1–10 Myr, totuși, pentru sistemele cu o separare de <40 UA. e. Durata de viață a discului ar trebui să fie în intervalul 0,1–1 milion de ani.

Scenariul formației planetezimale

Scenarii educaționale inconsecvente

Există scenarii în care configurația inițială, imediat după formare, a sistemului planetar diferă de cea actuală și a fost realizată în cursul evoluției ulterioare.

Date astronomice și analiza lor

Curbe de lumină

Exemple de curbe de lumină pentru un sistem binar separat și apropiat

În cazul în care steaua binară se eclipsează, devine posibilă reprezentarea grafică a dependenței luminozității integrale în timp. Variabilitatea luminozității pe această curbă va depinde de [12] :

  1. Eclipsele în sine
  2. efecte elipsoidale.
  3. Efectele reflexiei, sau mai bine zis procesarea radiației unei stele în atmosfera alteia.

Totuși, analiza doar a eclipselor în sine, când componentele sunt simetrice sferic și nu există efecte de reflexie, se reduce la rezolvarea următorului sistem de ecuații [12] :

unde ξ, ρ  sunt distanțele polare de pe discul primei și celei de-a doua stele, I a  este funcția de absorbție a radiației unei stele de către atmosfera celeilalte, I c  este funcția de luminozitate a zonelor dσ pentru diferite componente , Δ  este regiunea de suprapunere, r ξc ,r ρc  sunt razele totale ale primei și celei de-a doua stele.

Rezolvarea acestui sistem fără presupuneri a priori este imposibilă. Exact ca analiza cazurilor mai complexe cu componente elipsoidale și efecte de reflexie, care sunt semnificative în diferite variante de sisteme binare apropiate. Prin urmare, toate metodele moderne de analiză a curbelor de lumină într-un fel sau altul introduc ipoteze de model, ai căror parametri se găsesc prin intermediul altor tipuri de observații [12] .

Curbe de viteză radială

Dacă o stea binară este observată spectroscopic, adică este o stea binară spectroscopică, atunci este posibilă reprezentarea grafică a schimbării vitezelor radiale ale componentelor în timp. Dacă presupunem că orbita este circulară, atunci putem scrie următoarea [2] :

,

unde V s  este viteza radială a componentei, i  este înclinarea orbitei față de linia de vedere, P  este perioada și a  este raza orbitei componentei. Acum, dacă înlocuim a treia lege a lui Kepler în această formulă, avem:

,

unde M s  este masa componentei studiate, M 2  este masa celei de-a doua componente. Astfel, prin observarea ambelor componente, se poate determina raportul dintre masele stelelor care alcătuiesc binarul. Dacă reutilizam a treia lege a lui Kepler, atunci aceasta din urmă se reduce la următoarea:

,

unde G  este constanta gravitațională și f(M 2 )  este funcția de masă a stelei și este, prin definiție, egală cu:

.

Dacă orbita nu este circulară, dar are o excentricitate, atunci se poate demonstra că pentru funcția de masă, perioada orbitală P trebuie înmulțită cu factorul .

Dacă a doua componentă nu este respectată, atunci funcția f(M 2 ) servește ca limită inferioară a masei sale.

De remarcat că studiind doar curbele de viteză radială este imposibil să se determine toți parametrii unui sistem binar, va exista întotdeauna incertitudine sub forma unui unghi de înclinare orbital necunoscut [2] .

Determinarea maselor componentelor

Aproape întotdeauna, interacțiunea gravitațională dintre două stele este descrisă cu suficientă acuratețe de legile lui Newton și legile lui Kepler , care sunt o consecință a legilor lui Newton. Dar pentru a descrie pulsari dubli (vezi pulsarul Taylor-Hulse ), trebuie să recurgem la relativitatea generală . Studiind manifestările observaționale ale efectelor relativiste, se poate verifica din nou acuratețea teoriei relativității.

A treia lege a lui Kepler raportează perioada de revoluție la distanța dintre componente și masa sistemului:

,

unde  este perioada de revoluție,  este semiaxa majoră a sistemului și  sunt masele componentelor,  este constanta gravitațională . Pentru un sistem binar vizual, este posibil să se determine orbitele ambelor componente, să se calculeze perioada și semiaxa, precum și raportul de masă. Cu toate acestea, natura binară a unui sistem poate fi adesea apreciată numai din datele spectrale (date spectrale binare). Din mișcarea liniilor spectrale, se pot determina vitezele radiale ale unei componente și, în cazuri rare, două componente simultan. Dacă viteza radială a unei singure componente este cunoscută, atunci nu se pot obține informații complete despre mase, dar este posibil să se construiască o funcție de masă și să se determine limita superioară a masei celei de-a doua componente, ceea ce înseamnă să spunem dacă poate fie o gaură neagră sau o stea neutronică.

Istoria descoperirii și studiului

Primul care a prezentat ideea existenței stelelor binare a fost John Michell (Reverendul John Michell). Într-un discurs adresat Societății Regale în 1767, el a sugerat că multe stele văzute ca binare ar putea fi într-adevăr legate fizic. Dovezile observaționale pentru această ipoteză au fost publicate de Sir William Herschel în 1802 [13] .

Vezi și

Note

  1. ↑ 1 2 A.A. Kiselev. Stele duble . Astronet (12 decembrie 2005). Consultat la 27 aprilie 2013. Arhivat din original pe 5 aprilie 2013.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Astrofizica generala . - Fryazino: SECOLUL 2, 2006. - S.  208 -223. — 398 p. - 1500 de exemplare.  — ISBN 5-85099-169-7 .
  3. ↑ Speckle Interferometria și orbitele binarelor vizuale „rapide”.
  4. ↑ VV Makarov și GH Kaplan. Constrângeri statistice pentru binare astrometrice cu mișcare neliniară . - Cod biblic .
  5. ↑ Papa, Benjamin; Martinache, Frantz; Tuthill, Peter. Dancing in the Dark: New Brown Dwarf Binaries din Kernel Phase Interferometry. - 2013. - .
  6. ↑ Microlensing gravitațional al stelelor binare: Sinteza curbei luminii . - 1997.  (link inaccesibil)
  7. ↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T etc. Descoperirea prin microlensare a unei populații de pitici brune binare foarte strânse, cu masă foarte mică. - 2013. - .
  8. ↑ V.M. Lipunov. Paradoxul Algol . Preluat la 11 mai 2013. Arhivat din original la 4 martie 2016.
  9. ↑ Richard B. Larson. Implicații ale proprietăților binare pentru teoriile formării stelelor  (engleză) . - 2001. Arhivat 28 mai 2008.
  10. ↑ 1 2 3 Kaitlin M. Kratter. Formarea binarelor (engleză) . - 2011. - . - arXiv : 1109.3740 .  
  11. ↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Soare, Yi-Sui. Formarea diferitelor sisteme planetare .
  12. ↑ 1 2 3 A.V. Goncharsky, A.M. Cherepashchuk, A.G. Yagola. Probleme prost puse de astrofizică. - Moscova: Nauka, 1985. - S. 68-101. — 351 p. - 2500 de exemplare.
  13. ↑ Hans Zinnecker. Binary Stars: Historical Millestones  (engleză)  : lucrările conferinței. - Simpozionul IAU Formarea stelelor binare, 2001. - Vol. 200 . Arhivat din original pe 28 mai 2008.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii