Зоря: відмінності між версіями

Зовнішні відеофайли
	1. Чому ми бачимо зірки такими (з гострячками) // Канал «Цікава наука» на YouTube, 1 грудня 2020.

Інтерактивний перегляд історії

[неперевірена версія]

← Попереднє редагування Наступне редагування →

Вилучено вміст Додано вміст

ВізуальнийВікірозмітка

Лінійно

Версія за 17:52, 12 листопада 2023

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Зоря (значення).

Запит «Зірка» перенаправляє сюди; див. також Зірка (значення).

Про зіру див. Зіра (значення).

Зоря́^[1]^[2] або зі́рка^[3]^[4] (також у художньому мовленні зоряни́ця^[5]^[6], зірни́ця^[7]^[8] (переважно ранкова чи вечірня, Венера); також у словнику Грінченка зі́ра^[9]) — велетенське розжарене, самосвітне небесне тіло, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) термоядерні реакції^[10]. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами та світністю. Зорі нарівні з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зорях входить до кола зацікавлень астрофізики. У багатьох зір наявні власні екзопланети, — як подібні до планет Сонячної системи, так і геть відмінні.

Етимологія

Слово «зоря» трапляється вже у періоді формування давньоукраїнської мови (XI—XIII ст.)^[11].

Походить від прасл. *zorja/*zarja, яке порівнюють з лит. žarijà («жар», «присок») і žarà («зоря», «зоряниця»), дав.-прусск. sari («жар»).
Діалектне «звізда», яке засвідчене у багатьох слов'янських мовах (пол. gwiazda, чеськ. hvězda, словац. hviezda, хорв. zvijezda, рос. і болг. звезда, словен. zvezda), походить від прасл. *gvězda^[12].

Класифікація зір

Докладніше: Спектральна класифікація зір

Класифікації зір почали будувати відразу після того, як почали отримувати їхні спектри. У першому наближенні спектр зорі можна описати як випромінювання абсолютно чорного тіла з накладеними на нього лініями поглинання або випромінювання. Головний чинник, що впливає на вигляд спектра, це температура, тож спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.

Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в Гарвардській обсерваторії в 1890—1924 роках під час складання каталогу Генрі Дрейпера (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією)^[13]. Для позначення основних спектральних класів у цій класифікації вживають окремі літери латинського алфавіту:

Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір
Клас	Температура, K	Справжній колір	Видимий колір^[14]^[15]	Основні ознаки
O	30 000—60 000	блакитний	блакитний	Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованих Si, C, N, A.
B	10 000—30 000	біло-блакитний	біло-блакитний та білий	Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H і К Ca II.
A	7500—10 000	білий	білий	Сильна бальмерівська серія, лінії H і К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів.
F	6000—7500	жовто-білий	білий	Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca і Ti.
G	5000—6000	жовтий	жовтий	Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінії Ca I та чисельні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH і CN.
K	3500—5000	помаранчевий	жовтувато-помаранчевий	Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітні. З'являються смуги поглинання TiO.
M	2000—3500	червоний	помаранчево-червоний	Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Ще помітні лінії металів.

Діаграма Герцшпрунга — Рассела

Докладніше: Діаграма Герцшпрунга — Рассела

На початку XX століття, Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас — світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга — Рассела», виявилася ключем до розуміння та дослідження процесів, що відбуваються в зорях^[16]^[17].

Найчисленніший клас зір становлять зорі головної послідовності, яка перетинає діаграму від правого верхнього кута до лівого нижнього. Саме до таких зір належить і Сонце. З еволюційного погляду головна послідовність — це те місце діаграми Герцшпрунга — Рассела, на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей період витрати енергії на випромінювання компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в термоядерних реакціях перетворення гідрогену на гелій. Час перебування на головній послідовності визначається масою.

Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже минули стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I—IV класів світності.

У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності^[16]^[17].

Класи світності

Зорі одного й того самого спектрального класу мають схожі спектри та температури, але можуть мати різні розміри і, як наслідок, світності. Тому для повноти класифікації запроваджуються класи світності, кожен із яких займає свою ділянку діаграми Герцшпрунга — Рассела. Класи світності, від більш яскравих до більш тьмяних^[18]^[19]:

I — надгіганти;
- Ia — яскраві надгіганти;
- Iab — надгіганти;
- Ib — надгіганти низької світності;
II — яскраві гіганти;
III — гіганти;
IV — субгіганти;
V — зорі головної послідовності, іноді «карлики»;
VI — субкарлики;
VII — білі карлики.

Абсолютна більшість зір, 90 %, належать до головної послідовності. Сонце — жовта зоря головної послідовності (або просто жовтий карлик), відповідно, його спектральний клас — G2V^[20]^[21].

Спектри зір одного спектрального класу, але різних класів світності, також різняться. Так, наприклад, у яскравіших зорях спектральних класів B-F лінії водню вужчі та глибші, ніж у зорях меншої світності. Крім того, у зорях-гігантах сильніші лінії іонізованих елементів, а самі ці зорі червоніші, ніж зорі головної послідовності тих самих спектральних класів^[22].

Характеристики зір різних класів

Клас О

До спектрального класу O належать найбільш гарячі зорі. Температура їхньої поверхні становить понад 30 тисяч кельвінів, і вони мають блакитний колір: показник кольору B-V для таких об'єктів становить близько −0,3m^[23]. У спектрах зір класу O домінує синє й ультрафіолетове випромінювання. Крім того, відмінною рисою їхніх спектрів є лінії поглинання багаторазово іонізованих елементів: наприклад, Si V і C III, N III і O III^{[комм. 1]}^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]

O7V — S Єдинорога^[en]
O9V — 10 Ящірки^[en]

Клас В

Зорі спектрального класу B мають нижчі температури, ніж зорі класу O: від 10 до 30 тисяч кельвінів. Вони мають біло-блакитний колір і показник кольору B-V близько −0,2m^[23]^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]

Клас А

Зорі спектрального класу A мають температуру в діапазоні 7400—10000 K. Їхні показники кольору B-V близькі до нуля, а колір здається білим. У спектрах зір класу A дуже сильні лінії водню, які досягають максимуму інтенсивності в підкласі A2, особливо це стосується серії Бальмера^[27]^[23]^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]

A0Van — Фекда
A0Va — Вега
A0Ib — Ета Льва^[en]
A0Ia — HD 21389^[en]
A1V — Сіріус A
A2Ia — Денеб
A3Va — Фомальгаут

Клас F

Температури зір класу F лежать у діапазоні 6000—7400 K. Їхні показники кольору B-V — близько 0,4m, а колір — жовто-білий^[23]. У спектрах цих зір видно лінії іонізованих і нейтральних металів, як-от Ca II, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II^{[комм. 1]}. У пізніших підкласів вони проявляються сильніше, а лінії нейтрального водню — слабкіше^[28]^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]^[29]^[30]

Клас G

У зір класу G температури становлять 5000—6000 K. Колір таких зір — жовтий, показники кольору B-V становлять близько 0,6m^[23]. Найчіткіше в спектрах таких зір видні лінії металів, зокрема, заліза, титану та особливо лінії Ca II, що досягають максимуму інтенсивності в підкласі G0^{[комм. 1]}^[31]^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]

Клас K

Зорі класу K мають поверхневу температуру 3800—5000 K. Їхній колір — помаранчевий, а показники кольору B-V близькі до 1,0m^[23]. У спектрах таких зір добре видно лінії металів, зокрема, Ca I, та інших елементів, які видно у зорях класу G^{[комм. 1]}^[32]^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]

Клас M

Температура зір класу M становить 2500—3800 K. Вони мають червоний колір, їхні показники кольору B-V — близько 1,5m^[23]. Спектри цих зір пересічені молекулярними смугами поглинання TiO та інших молекулярних сполук. Також спостерігається безліч ліній нейтральних металів, з яких лінія Ca I найсильніша^{[комм. 1]}^[24]^[25].

Спектральні еталони^[26]:

Типи зір за кінематикою

Зорі в галактиках можна класифікувати на основі їхньої кінематики. Наприклад, зорі у Чумацькому Шляху можна поділити на дві основні популяції, виходячи з їхньої металічності, або частки елементів з атомними номерами, вищими за гелій. Серед найближчих зір було виявлено, що зорі населення I з вищою металічністю, як правило, розташовані в зоряному диску, тоді як старіші зорі населення II перебувають на випадкових орбітах із невеликим власним обертанням. Останні мають еліптичні орбіти, які нахилені до площини Чумацького Шляху. Порівняння кінематики найближчих зір також призвело до ідентифікації зоряних асоціацій. Найімовірніше, це групи зір, які мають спільну точку походження в гігантських молекулярних хмарах^[33]^[34].

Додаткові позначення

Якщо спектр зорі має якісь особливості, що вирізняють його з-поміж інших спектрів, до спектрального класу додають додаткову літеру. Наприклад, буква e означає, що в спектрі є емісійні лінії; m означає, що в спектрі сильні лінії металів. Букви n і s означають, що лінії поглинання, відповідно, широкі або вузькі. Позначення neb використовується, якщо вид спектра вказує на наявність туманності навколо зорі, p — для пекулярних спектрів^[35].

Сучасна класифікація

У 1930-х роках у Єркській обсерваторії було розроблено Йєркську класифікацію (класифікацію Моргана — Кінана, МК-класифікацію, ММК-класифікацію — за прізвищами вчених Моргана, Кінана та Келлмана). Вона теж заснована в першу чергу на температурі фотосфери зір, але враховує також їх світність, завдяки чому скажімо, червоні карлики та червоні гіганти належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні^[36]^[37]^[38].

У каталогах і на письмі клас зір пишеться одним словом, спочатку йде літерне позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначено, пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга —Рассела), а потім — додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V^[36]^[37]^[38].

Зоряна величина

Докладніше: Видима зоряна величина

Неозброєним оком на небі видно близько 10 000 зір. Астрономи античності поділяли їх за яскравістю на шість зоряних величин. Найяскравіші зорі належали до першої величини, найтьмяніші — до шостої. Пізніше, із появою телескопів та розвитком техніки спостережень, постала потреба визначати зоряні величини точніше та розширити діапазон зоряних величин. Формально було визначено, що зоря першої величини рівно у сто раз яскравіша за зорю шостої. За такого визначення деякі яскраві зорі мають нульову і навіть від'ємну зоряну величину. Наприклад, найяскравіша зоря нічного неба Сіріус має зоряну величину −1,47^m^[39]. Сучасна шкала дає також змогу одержати значення і для Сонця: −26,8^m. У той же час орбітальний телескоп «Габбл» може спостерігати тьмяні зорі до 31,5^m у видимому світлі. Усі видимі з Землі зорі (навіть ті, що доступні для спостереження за допомогою найпотужніших телескопів) розташовані в місцевій групі галактик.

Шкала міжзоряних відстаней

Відстані до найближчих зір

Докладніше: Паралакс

Унаслідок річного руху Землі орбітою навколо Сонця близькі зорі дещо зсуваються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого то менший, що далі зоря. У кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π) називають річним тригонометричним паралаксом зорі і застосовують для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, у якому відомий кут π та основа — піввісь земної орбіти.

Відстань до зорі, визначена за величиною її тригонометричного паралакса π, дорівнює:

r=206265/\pi \,

(а. о.) (1)

де π — паралакс (у кутових секундах).

В астрономії застосовують особливу одиницю вимірювання відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс, рівний 1". Відповідно, 1 пк = 206 265 а. о. = 30 трлн км.

Нарівні з парсеком застосовується ще одна особлива одиниця вимірювання відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, тобто 9,46 × 10¹² км, або 0,307 пк.

Найближчою до Сонця зорею є Проксима Центавра — червоний карлик 11-ї зоряної величини. Вона має паралакс 0,77", тобто відстань до неї становить 1,3 пк^[40] (40 трлн км або 4,3 св. року).

За методом тригонометричного паралакса можна визначити лише відстані до найближчих зір. Зокрема, в астрометричному проєкті Гіппаркос досягнуто точність вимірювання паралаксів близько однієї кутової мілісекунди, що дозволяє безпосередньо вимірювати відстані до зір, розташованих ближче 1000 парсек. Однак для віддаленіших об'єктів паралакс настільки малий, що перебуває в межах похибки його вимірювання. Для визначення відстані до них застосовують інші методи.

Фотометричний метод визначення відстані

Освітленість створювана однаковими за потужністю джерелами світла, обернено пропорційна квадратам відстані до них. Як результат, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана на Землі в одиничній площадці, перпендикулярній променям світла) може слугувати мірою відстані до них. Вираз освітленості в зоряних величинах (m — видима, M — абсолютна зоряна величина) приводить до основної формули фотометричної відстані — r_ф (пк):

{\text{lg}}(r_{\varphi })=0{,}2\,(m-M)+1

(2)

Для світил, у яких відомі тригонометричні паралакси, можна визначити M, за цією ж формулою, зіставивши фізичні властивості з абсолютними зоряними величинами. Це зіставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил (зір, галактик) можна оцінювати за низкою їх фізичних властивостей.

Основним способом оцінки абсолютних величин зір є спектральний: у спектрах зір однакового спектрального класу знайдено особливості, які вказують на їх абсолютні зоряні величини (найчастіше — підсилення ліній іонізованих атомів зі збільшенням світності зір). За такими ознаками зорі поділено на класи світності. За класами та підкласами, які оцінюються за їх спектрами, можна визначити абсолютну зоряну величину з похибкою до 0,5^m. Ця похибка відповідає відносній похибці 30 % при визначенні r_ф за формулою (2).

Метод визначення фотометричної відстані, заснований на властивостях цефеїд

Цефеїди — змінні зорі великої світності (гіганти та надгіганти). Вони належать до зоряного населення I типу (плоска складова Галактики). Для них встановлена важлива залежність період — світність (що довший період коливання блиску, то цефеїда яскравіша за абсолютною зоряною величиною), яка визначається формулою:

M_{V}=-3{,}88-2{,}87\,({\text{lg}}P-1)

^[41]

де:

M_V — абсолютна зоряна величина у жовтих (видимих) променях;
P — період зміни блиску.

Маючи зі спостережень період, можна знайти абсолютну зоряну величину М; знаючи останню й маючи зі спостережень видиму зоряну величину m за допомогою фотометричного методу можна знайти відстань до цефеїди.

Цей метод застосовується не лише для визначення відстані до самих цефеїд, а й до зоряних скупчень, галактик, у складі яких вдалося виявити цефеїди.

Метод запропоновано Ейнаром Герцшпрунгом на початку XX століття, проте він і досі залишається одним із найважливіших засобів побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней.

Характеристики

Одиниці вимірювання

Докладніше: Зоряна маса

Більшість зоряних характеристик здебільшого вимірюється в одиницях SI, але також використовується і система СГС (наприклад, світність вимірюється в ергах на секунду). Маса, світність і радіус зазвичай подаються у співвідношенні з Сонцем:

Сонячна маса:	$M_{\bigodot }=1{,}9891\times 10^{30}$ кг
Світність Сонця:	$L_{\bigodot }=3{,}827\times 10^{26}$ Вт
Сонячний радіус:	$R_{\bigodot }=6{,}960\times 10^{8}$ м

Трохи більші розміри, як-от радіус гігантських зір або відстані у подвійних системах, часто подають в астрономічних одиницях (а. о. ≈ 150 млн км), що дорівнює середній відстані між Землею та Сонцем.

Маса

Однією з наймасивніших відомих зір є Ета Кіля^[42], яка, маючи в 100—150 разів більшу масу, ніж Сонце, матиме тривалість життя лише кілька мільйонів років^[43]. Дослідження, проведене на зорях скупчення Арки, показало, що 150 M☉ — це приблизно верхня межа для зір у поточну еру Всесвіту^[44]. Причина цього обмеження поки що невідома; астрономи, однак, вважають, що воно значною мірою пов'язане з металічністю зорі, але головним чином із межею Еддінгтона^[45], яка визначає максимальну кількість світлового випромінювання, що може пройти крізь шари зорі, не спричиняючи її викидання в космос. Кілька зір у скупченні R136 у Великій Магеллановій Хмарі були виміряні з більшими масами^[46], але було визначено, що вони могли утворитися внаслідок зіткнення і злиття масивних зір у тісних подвійних системах, оминаючи межу 150 M_☉ на масивне зореутворення^[47].

Перші зорі, що утворилися після Великого вибуху, могли бути більшими, до 300 M_☉^[48], через повну відсутність у їхньому складі елементів, важчих за літій. Це покоління надмасивних зір популяції III, ймовірно, існувало в дуже ранньому Всесвіті (тобто, за спостереженнями, вони мали велике червоне зміщення) і, можливо, почало виробляти хімічні елементи, важчі за водень, необхідні для подальшого формування планет і життя. У червні 2015 року астрономи повідомили про знахідку зір Популяції III в галактиці Космос із червоним зміщенням 7 на z = 6,60^[49]^[50].

Маючи масу, що лише у 75 разів перевищує масу Юпітера (M_J)^[51], 2MASS J0523-1403 є найменшою відомою зорею, у ядрі якої відбувається ядерний синтез^[52]. Для зір із металічністю, подібною до Сонця, теоретична мінімальна маса, яку може мати зоря і при цьому зазнавати термоядерного синтезу в ядрі, оцінюється приблизно в 75 M_J^[53]^[54]. Коли металічність дуже низька, мінімальний розмір зорі може становити близько 8,3 % маси Сонця, або близько 87 M_J^[55]^[56]. Менші тіла, які називаються коричневими карликами, займають нечітко окреслену сіру зону між зорями і газовими гігантами^[57]^[58].

Поєднання радіуса і маси зорі визначає її поверхневу гравітацію. Зорі-гіганти мають набагато меншу поверхневу гравітацію, ніж зорі головної послідовності, тоді як для вироджених, компактних зір, як-от білі карлики, характерна протилежна картина. Поверхнева гравітація може впливати на вигляд спектра зорі, причому вища гравітація спричиняє розширення ліній поглинання.

Діаметр

Через велику відстань від Землі всі зорі, окрім Сонця, для неозброєного ока виглядають як сяючі точки в нічному небі, які мерехтять під дією земної атмосфери. Сонце знаходиться досить близько до Землі, щоб виглядати як диск і давати денне світло. Крім Сонця, зоря з найбільшим видимим розміром — це R Золотої Риби, кутовий діаметр якої становить лише 0,057 кутової секунди^[59].

Диски більшості зір мають надто малий кутовий розмір, щоб їх можна було спостерігати за допомогою сучасних наземних оптичних телескопів, тому для отримання зображень цих об'єктів потрібні інтерферометричні телескопи. Інший метод вимірювання кутового розміру зір — це окулярні спостереження. Точно вимірюючи падіння яскравості зорі, коли вона закривається Місяцем (або зростання яскравості, коли він знову з'являється), можна обчислити кутовий діаметр зорі^[60].

Розміри зір варіюються від нейтронних зір, діаметр яких коливається від 20 до 40 км, до надгігантів, як-от Бетельгейзе в сузір'ї Оріона, діаметр якої приблизно в 1000 разів більший за діаметр Сонця^[61]^[62] при набагато меншій густині^[63].

Температура

Температура поверхні зорі головної послідовності визначається швидкістю виробництва енергії її ядром і радіусом, а також часто оцінюється за колірним індексом зорі^[64]^[65]. Зазвичай температуру подають у вигляді ефективної температури, тобто температури ідеалізованого чорного тіла, яке випромінює свою енергію з тією ж світністю на одиницю площі поверхні, що й зоря. Ефективна температура є репрезентативною лише для поверхні, оскільки температура зростає в напрямку до ядра^[66]^[67], тобто зорі мають градієнт температури. Температура в ядрі зорі становить кілька мільйонів кельвінів^[68].

Температура зорі визначає ступінь іонізації її різних елементів і тому вимірюється за характерними лініями поглинання зоряного спектра. Поверхнева температура і абсолютна зоряна величина використовуються в класифікації зір^[69].

Масивні зорі головної послідовності можуть мати температуру поверхні 50 000 К. Менші зорі, як-от Сонце, мають температуру поверхні в кілька тисяч K^[70]. Червоні гіганти мають відносно низьку температуру поверхні — близько 3600 K; але вони мають високу світність завдяки великій площі зовнішньої поверхні^[71].

Хімічний склад

Під час свого формування в сучасній галактиці Чумацький Шлях зорі складаються переважно з водню і гелію, приблизно на 71 % і на 27 % відповідно^[72]; з невеликим відсотком важчих елементів, які називаються металами; серед них, однак, є деякі елементи, як-от кисень і вуглець, які насправді не є металами з хімічної точки зору. Кількість таких елементів у зоряній атмосфері називається металічністю ([M/H] або, частіше, [Fe/H]) і визначається як десятковий логарифм кількості важких елементів (M), особливо заліза (Fe), по відношенню до водню (H), мінус десятковий логарифм металічності Сонця: таким чином, якщо металічність зорі, яку ми розглядаємо, дорівнює сонячній металічності, результат буде нульовим. Наприклад, значення логарифма 0,07 еквівалентне реальному коефіцієнту металічності 1,17, що означає, що зоря на 17 % багатша на метали, ніж наша зоря^[73]; однак, похибка вимірювання залишається відносно високою. Частка важких елементів може бути індикатором ймовірності того, що зоря має планетну систему^[74].

Найстаріші зорі (так звана популяція II) складаються з водню (близько 75 %), гелію (близько 25 %) і дуже малої частки (<0,1 %) металів. З іншого боку, у молодших зорях (так звана популяція I) відсоток металів зростає приблизно до 2—3 %, тоді як водень і гелій складають приблизно 70—75 % і 24—27 %, відповідно. Ці відмінності пояснюються тим, що молекулярні хмари, з яких виникають зорі, постійно збагачуються важкими елементами, розсіяними вибухами наднових. Тому визначення хімічного складу зорі може бути використано для визначення її віку^[75].

Частку елементів, важчих за гелій, зазвичай вимірюють за кількістю заліза, що міститься в зоряній атмосфері, оскільки залізо є досить поширеним елементом і його лінії поглинання досить легко ідентифікувати. Кількість важких елементів також вказує на ймовірну наявність планетної системи, що обертається навколо зорі^[76].

****

Зоря з найнижчим вмістом заліза з усіх коли-небудь виміряних — червоний гігант SMSS J160540.18-144323.1, з вмістом заліза лише 1/1 500 000 від вмісту заліза на Сонці. На противагу цьому, зоря μ Леоніда надзвичайно багата на «метали», її металічність приблизно вдвічі вища, ніж у Сонця, а 14 Геркулеса, навколо якої обертається планета (14 Геркулеса b), має втричі вищу металічність. Деякі зорі, так звані особливі зорі, демонструють незвичайну велику кількість металів у своєму спектрі, особливо хрому і лантаноїдів (так званих рідкоземельних елементів).

Вік

Кінематика

Докладніше: Зоряна кінематика

Зоряна кінематика охоплює вимірювання зоряних швидкостей у Чумацькому Шляху та його супутниках, а також внутрішню кінематику більш віддалених галактик. Вимірювання кінематики зір у різних підкомпонентах Чумацького Шляху, включаючи тонкий диск, товстий диск, балдж і зоряне гало, надає важливу інформацію про формування та еволюційну історію нашої Галактики. Кінематичні вимірювання також можуть ідентифікувати екзотичні явища, як-от надшвидкісні зорі, що вилітають із Чумацького Шляху, які інтерпретуються як результат гравітаційних зіткнень подвійних зір із надмасивною чорною дірою в центрі галактики^[77]^[78].

Зоряна кінематика пов'язана із зоряною динамікою, яка передбачає теоретичне вивчення або моделювання рухів зір під впливом гравітації, але відрізняється від неї. Зоряно-динамічні моделі таких систем, як галактики або зоряні скупчення, часто порівнюють або перевіряють за допомогою зоряно-кінематичних даних для вивчення їхньої еволюційної історії та розподілу мас, а також для виявлення наявності темної матерії або надмасивних чорних дір через їхній гравітаційний вплив на зоряні орбіти^[77]^[78].

Обертання

Докладніше: Обертання зорі

Обертання зорі — обертальний рух зорі навколо власної осі. Швидкість обертання можна виміряти за зміщенням ліній у її спектрі або за часом руху активних елементів («зоряних плям») на поверхні. Обертання зорі створює екваторіальну випуклість за рахунок відцентрових сил. Оскільки зорі не є твердими тілами, вони також можуть мати диференціальне обертання●; іншими словами, екватор зорі може обертатися з іншою кутовою швидкістю, ніж області у високих широтах. Ці відмінності у швидкості обертання всередині зорі можуть відігравати важливу роль у генеруванні магнітного поля зір^[79].

Якщо зоря спостерігається з боку її полюса, то деякі ділянки поверхні наближаються до спостерігача, а деякі віддаляються. Компонент руху, що наближається до спостерігача, називається радіальною швидкістю. Із ефекту Доплера, ділянки диску зорі, що наближаються до нас, викличуть зміщення ліній у її спектрі до фіолетового краю, а ті, що віддаляються — до червоного. Зрозуміло, що лінії одночасно зміститися у протилежних напрямках не можуть. Насправді частина лінії зміститься до одного кінця спектра, частина до іншого, у результаті чого лінія розтягнеться, розшириться. Саме за цим розширенням і можна дізнатися, чи обертаються зорі навколо осей, причому зі зростанням швидкості обертання збільшується і ширина ліній у спектрі зорі^[80].

Магнітне поле

Докладніше: Зоряне магнітне поле

Магнітне поле зорі — магнітне поле, створюване рухом плазми всередині зір головної послідовності. Цей рух створюється шляхом конвекції, яка є однією з форм перенесення енергії з центру зорі до її поверхні за допомогою фізичного переміщення матеріалу. Локальні магнітні поля впливають на плазму, у результаті чого намагнічені області піднімаються по відношенню до іншої частини поверхні, і можуть досягти навіть фотосфери зорі. Цей процес створює зоряні плями на поверхні зорі (по аналогії з сонячними плямами), і пов'язану з цим появу корональних петель^[81].

Магнітні поля зір, відповідно до теорії сонячного динамо, викликані рухом речовини в конвективній зоні зорі. Ця конвективна циркуляція плазми руйнує початкове магнітне поле зорі, а потім створює дипольні магнітні поля зорі. Оскільки зоря відчуває диференціальне обертання для різних широт, то магнітні лінії в формі тора оточують зорю. Магнітні лінії можуть стати місцем високої концентрації енергії, що є причиною активності зорі, коли вони виходять на її поверхню^[82].

Змінні зорі

Докладніше: Змінні зорі

Змінна зоря — це зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо зоря подвійна і промінь зору лежить у площині обертання компонентів (або під невеликим кутом до нього), то час від часу одна зоря закриватиме іншу від спостерігача, що спостерігається як зменшення блиску; блиск може змінитися якщо світло від зорі пройде крізь сильне гравітаційне поле. Однак у більшості випадків змінність пов'язана з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії Загального каталогу змінних зір прийнято наступний поділ змінних зір:

Еруптивні змінні зорі — це зорі, що змінюють свій блиск унаслідок бурхливих процесів і спалахів у їхніх хромосферах і коронах. Зміна світності відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси в формі зоряного вітру змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
Пульсуючі змінні зорі — показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Це найчисленніший тип змінності. Найвідомішими представниками такого класу є цефеїди. Пульсації можуть бути радіальними й нерадіальними. Радіальні пульсації зорі залишають її форму кулястою, у той час як нерадіальні пульсації викликають відхилення форми зорі від кулястої, а сусідні зони зорі можуть бути в протилежних фазах.
Обертові змінні зорі — це зорі, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідний і/або вони мають нееліпсоїдальну форму, внаслідок чого при обертанні зір спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних чи хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, чиї осі не збігаються з віссю обертання зорі.
Катаклізмічні змінні зорі — причиною змінності цих зір є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові та новоподібні змінні) або в усьому об'ємові зорі (наднові).
Затемнювані зорі — періодичні зміни блиску спостерігаються внаслідок затемнень однієї зорі іншою.
Оптичні змінні подвійні системи з жорстким рентгенівським випромінюванням.

Наведений перелік класів змінності не є остаточним: кожен із класів поділено на окремі типи змінних, додаються нові типи змінності.

Зоряні системи

Зорі можуть бути поодинокими й кратними: подвійними, потрійними і більшої кратності. У разі, коли до системи належить понад десять зір, її називають зоряним скупченням. Подвійні (кратні) зорі дуже поширені. За деякими оцінками, більше 70 % зір у Галактиці кратні^[83]. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір — 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й найяскравіша зоря небосхилу — Сіріус. У радіусі 20 парсеків від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір, — подвійні зорі всіх типів^[84].

Подвійні та кратні зорі

Докладніше: Подвійні зорі

Подвійна зоря — система з двох зір, які обертаються навколо спільного центру мас. Якщо до гравітаційно зв'язаної системи входить кілька зір, то така система називається кратною зорею, причому кратні зорі, як правило, мають ієрархічну структуру: приміром, потрійні системи можуть складатися з подвійної зорі та досить віддаленої від неї поодинокої. До подвійних і кратних систем належить більше половини всіх зір, а періоди обертання в них можуть становити від кількох хвилин до кількох мільйонів років. Подвійні зорі слугують найнадійнішим джерелом інформації про маси та деякі інші параметри зір^[85].

Зазвичай подвійні зорі класифікують на підставі того, яким методом було виявлено їхню подвійність^[86]^[85]:

Візуально-подвійні зорі — пари зір, компоненти яких можна розрізнити безпосередньо під час спостережень.
Спектрально-подвійні зорі — пари зір, двоїстість яких виявляється під час досліджень спектра: їхній рух орбітою спричиняє ефект Доплера, що змінює положення спектральних ліній одного або обох компонентів.
Затемнювано-подвійні зорі — пари зір, компоненти яких періодично затьмарюють одна одну частково або повністю, через що змінюється видима зоряна величина і спостерігається мінливість. Іноді використовується ширше поняття «фотометричні подвійні», яке також містить у собі випадки, коли покриттів не відбувається, але одна або обидві зорі під дією приливних сил одна одної витягуються та під час обертання повертаються різними боками, унаслідок чого також спостерігається мінливість.
Астрометричні подвійні зорі — пари зір, у яких спостерігається тільки один, яскравіший об'єкт, при цьому його траєкторія руху не прямолінійна, що вказує на наявність тьмяного масивного супутника, наприклад, білого карлика.

Іноді трапляються пари зір, які близько розташовані в проєкції на небесну сферу, але розташовані одна від одної на великій відстані й не пов'язані гравітацією. Такі пари називаються оптично-подвійними зорями^[87].

Тісні подвійні системи

Серед подвійних зір виділяють так звані тісні подвійні системи: відстань між зорями у яких можна порівняти із розмірами самих зір. Завдяки цьому в таких системах виникають складніші ефекти, ніж просто тяжіння: припливне спотворення форми, прогрів випромінюванням яскравішого компаньйона та інші ефекти. У тісних подвійних системах також може відбувається обмін речовиною між зорями, що значно впливає на їх еволюцію.

Зоряні скупчення

Докладніше: Зоряне скупчення

Кулясті

Докладніше: Кулясте скупчення

Кулясті скупчення — скупчення зір, що мають сферичну або ледь сплюснуту форму. Їхні діаметри коливаються в діапазоні від 20 до 100 парсеків. Це одні з найстаріших об'єктів у Всесвіті. Звичайний вік кулястих скупчень — понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість із яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Як наслідок, тут багато нейтронних зір^{[джерело?]}, цефеїд^{[джерело?]} і білих карликів; передбачається також наявність чорних дір. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи нових зір.

Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Наприклад, у кубічному парсеку в центрі такого скупчення буває від декількох сотень до десятків тисяч зір. Для порівняння: в околицях Сонця на кубічний парсек припадає лише одна зоря.

Кулясті скупчення виникли з гігантської передгалактичної хмари, з якої згодом сформувалась Галактика. У Чумацькому Шляху налічують понад 150 кулястих скупчень^{[джерело?]}, більшість із яких концентруються до центру Галактики.

Розсіяні

Докладніше: Розсіяне скупчення

Розсіяні скупчення — інший клас зоряних скупчень. Це зоряна система, компоненти якої розташовуються на досить великій відстані один від одного. Цим вона відрізняється від кулястих скупчень, де концентрація зір більша. З цієї причини розсіяні скупчення дуже важко виявляти і вивчати. Якщо зорі, що перебувають на однаковій відстані від спостерігача, рухаються в одному напрямку, є підстави припускати, що вони входять до розсіяного скупчення.

Найвідоміші представники цього класу скупчень — Плеяди і Гіади, що розташовані в сузір'ї Тільця.

Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж кулястих. Деякі з них розташовані неподалік від Сонця — наприклад, до скупчення Гіади близько 40 парсеків.

Розсіяні скупчення зазвичай складаються з декількох сотень або тисяч зір, хоча зустрічаються й групи більшої чисельності. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі, а також змінні. Розсіяні скупчення мають невелику масу. Їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної^{[джерело?]}.

Асоціації

Докладніше: Зоряна асоціація

Асоціація зір — розріджене скупчення молодих зір високої світності, що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200—300 світлових років). Асоціації здебільшого пов'язані з хмарами молекулярного газу, що має порівняно низьку температуру. Цей газ є «будівельним матеріалом» для зір. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який із часом розсіюється в міжзоряному середовищі. Асоціації, так само як і розсіяні скупчення, нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.

Галактики

Докладніше: Галактика

Галактики — системи зір і міжзоряної речовини, найбільші з яких можуть містити сотні мільярдів зір і мати радіуси до 30 кілопарсек. Зорі розподілені в галактиках нерівномірно: молоді, багаті на метали зорі населення I утворюють плоску складову галактики, що спостерігається як галактичний диск, а старі та бідні на метали зорі населення II утворюють сферичну складову, що сильно концентрується до центру галактики.

Чотири основні типи галактик, виділені ще Едвіном Габблом у 1925 році^[88]:

Еліптичні галактики — галактики без вираженої внутрішньої структури, що мають форму кулі або еліпсоїда. Вони практично не містять газу та пилу і складаються переважно зі старих зір. Плоска складова в них відсутня.
Лінзоподібні галактики зовні схожі на еліптичні, але, хоча сферична складова в них є основною, вони також мають зоряний диск.
Спіральні галактики мають як сферичну, так і плоску складові, при цьому остання виражена сильніше, ніж у лінзоподібних, а в дисках спіральних галактик виявляється спіральна структура.
Неправильні галактики — галактики асиметричної форми, що містять багато газу та пилу. Сферична складова в таких галактиках практично відсутня, більшість зір — молоді й утворюють плоску підсистему.

Еволюція зір

Докладніше: Еволюція зір

Зорі конденсуються з областей простору з більшою щільністю речовини, але ці області менш щільні, ніж у вакуумній камері . Ці області, відомі як молекулярні хмари, складаються здебільшого з водню, приблизно від 23% до 28% гелію та кількох відсотків важчих елементів. Одним із прикладів такої області зореутворення є туманність Оріона . ^[89] Більшість зір утворюються групами від десятків до сотень тисяч зір. ^[90] Масивні зорі в цих групах можуть сильно освітлювати ці хмари, іонізуючи водень і створюючи області H II . Такі ефекти зворотнього зв’язку від утворення зір можуть зрештою порушити хмару та запобігти подальшому утворенню зір. ^[91]

Усі зорі проводять більшу частину свого існування як зорі головної послідовності, живлячись, здебільшого, ядерним синтезом водню в гелій у своїх ядрах. Проте зорі різної маси на різних стадіях свого розвитку мають помітно різні властивості. Кінцева доля більш масивних зір відрізняється від долі менш масивних зір, як і їх світність і вплив, який вони мають на навколишнє середовище. Відповідно, астрономи часто групують зорі за їх масою: ^[92]

Зорі з дуже малою масою, з масою менше 0.5 M_☉ є повністю конвективними та рівномірно розподіляють гелій по всій зорі, перебуваючи на головній послідовності. Тому вони ніколи не піддаються снарядам спалювання і ніколи не стають червоними гігантами . Після вичерпання водню вони стають гелієвими білими карликами й повільно охолоджуються. ^[93] Оскільки термін служби 0.5 M_☉ зірок перевищує вік Всесвіту, жодна така зоря ще не досягла стадії білого карлика.
Зорі з малою масою (включаючи Сонце) з масою між 0.5 M_☉ і ~ 2.25 M_☉ залежно від складу, стають червоними гігантами, коли в їх ядрі скінчується водень і вони починають спалювати гелій у ядрі гелієвим спалахом; вони розвивають вироджене вуглекисневе ядро пізніше на асимптотичній гігантській гілці ; вони вибухають, в результаті чого їх зовнішня оболонка вилітає, як планетарна туманність і залишають своє ядро у формі білого карлика. ^[94] ^[95]
Зорі середньої маси, між ~ 2.25 M_☉ і ~ 8 M_☉ , проходять етапи еволюції, подібні до зір з малою масою, але після відносно короткого періоду на гілці червоного гіганта вони запалюють гелій без спалаху та проводять тривалий період у червоному згустку, перш ніж утворити вироджене вуглекисневе ядро. ^[94] ^[95]
Як правило, масивні зорі мають мінімальну масу ~ 8 M_☉ . ^[96] Після вичерпання водню в ядрі ці зорі стають надгігантами і починають синтезувати елементи, важчі за гелій. Вони закінчують своє життя, коли їхні ядра руйнуються, і вони вибухають у вигляді наднових. ^[94] ^[97]

Утворення зір

Стиснення молекулярної хмари

Утворення зорі починається з гравітаційної нестабільності в молекулярній хмарі, спричиненої областями більшої щільності — часто спричиненої стисненням хмар випромінюванням масивних зірок, зіткненням різних молекулярних хмар або зіткненням галактик (як у галактиці зі спалахом зореутворення ). ^[98] ^[99] Коли область досягає достатньої щільності речовини, щоб задовольнити критерії нестабільності Джинса, вона починає руйнуватися під дією власної сили тяжіння. ^[100]

Коли хмара руйнується, окремі конгломерації щільного пилу та газу утворюють «глобули Бока». Коли глобула руйнується і щільність збільшується, гравітаційна енергія перетворюється на тепло і температура підвищується. Коли протозоряна хмара приблизно досягає стабільного стану гідростатичної рівноваги, в ядрі утворюється протозоря . ^[101] Ці зорі часто оточені протопланетним диском і живляться в основному за рахунок перетворення гравітаційної енергії. Період гравітаційного стиснення триває близько 10 мільйонів років для зорі, як сонце, до 100 мільйонів років для червоного карлика. ^[102]

Ранні зорі менше 2 M_☉ називаються зорями T Тельця, а ті, що мають більшу масу, — зорями Гербіга Ae/Be . Ці новоутворені зорі випромінюють струмені газу вздовж своєї осі обертання, що може зменшити кутовий момент колапсуючої зорі та призвести до невеликих плям туманності, відомих як об’єкти Гербіга–Аро . ^[103] ^[104] Ці струмені в поєднанні з випромінюванням від сусідніх масивних зірок можуть допомогти відігнати навколишню хмару, з якої утворилася зоря. ^[105]

На початку свого розвитку зорі типу Т Тельця слідують треку Хаяші — вони стискаються та зменшують світність, залишаючись при приблизно тій самій температурі. Менш масивні зорі T Тельця йдуть по цій доріжці до головної послідовності, тоді як більш масивні зорі повертають до треку Хеньї . ^[106]

За спостереженнями, більшість зір є членами подвійних зоряних систем, а властивості цих подвійних систем є результатом умов, у яких вони утворилися. ^[107] Газова хмара повинна втратити свій кутовий момент, щоб згорнутися й утворити зорю. Фрагментація хмари на кілька зір розподіляє частину цього кутового моменту. Первинні подвійні системи передають деякий кутовий момент завдяки гравітаційній взаємодії під час тісних зустрічей з іншими зорями в молодих зоряних скупченнях.

Головна послідовність

Докладніше: Головна послідовність

Зорі витрачають близько 90% свого життя на переплавлення водню в гелій під час реакцій високої температури і тиску в їх ядрах. Кажуть, що такі зорі знаходяться на головній послідовності і називаються карликовими зорями. Починаючи з головної послідовності нульового віку, частка гелію в ядрі зірки постійно зростатиме, швидкість ядерного синтезу в ядрі повільно зростатиме, як і температура та світність зірки. ^[108] Наприклад, за оцінками, яскравість Сонця зросла приблизно на 40% після досягнення головної послідовності 4,6 мільярд ( 4.6 ) років тому. ^[109]

Кожна зоря випромінює зоряний вітер частинок, який викликає постійний відтік газу в космос. Для більшості зір втрата маси незначна. Сонце втрачає 10^−14 M ☉ щороку, ^[110] або приблизно 0,01% від його загальної маси протягом усього життя. Однак дуже масивні зорі можуть втратити від 10^−7 до 10^−5 M ☉ кожного року, суттєво впливаючи на їх розвиток. ^[111] Зорі, які на початку життя мають масу понад 50 M_☉ можуть втратити більше половини своєї загальної маси під час головної послідовності. ^[112]

Час, який зоря витрачає на головну послідовність, залежить, насамперед, від кількості палива, яке вона має, і швидкості, з якою вона його витрачає. Очікується, що Сонце буде жити 10 мільярдів років. Масивні зорі дуже швидко витрачають своє паливо і живуть недовго. Зорі з малою масою споживають паливо дуже повільно. Зорі, з масою, меншою за 0.25 M_☉ , які називаються червоними карликами, здатні втратити майже всю свою масу, тоді як зорі масою 1 M_☉ можуть злити лише близько 10% своєї маси. Поєднання їхнього повільного споживання палива та відносно великого запасу придатного для використання палива дозволяє зорям з малою масою проіснувати приблизно 10 000 мільярдів років; зоря з масою 0.08 M_☉ може прожити максиально приблизно 12 трильйон років (12 000 мільярдів років). Червоні карлики стають гарячішими та світлішими, коли накопичують гелій. Коли врешті-решт у них закінчується водень, вони стискаються в білого карлика, і температура знижується. ^[113] Оскільки тривалість життя таких зір перевищує поточний вік Всесвіту (13,8 мільярдів років), немає зір з масою менше приблизно 0.85 M_☉^[114] , у яких завершився етап головної послідовності.

Астрономи називають усі елементи, важчі за гелій, «металами», а хімічну концентрацію цих елементів у зорі називають її металічністю . Металічність зорі може впливати на час, потрібний їй для згоряння палива, і контролює формування її магнітних полів^[115], що впливає на потужність її зоряного вітру. ^[116] Старі зорі населення II мають значно меншу металічність, ніж молодші зорі населення I через склад молекулярних хмар, з яких вони утворилися. З часом, такі хмари дедалі більше збагачуються важчими елементами, оскільки зорі більшого віку вмирають і втрачають частину своєї атмосфери^[117].

Зоряний нуклеосинтез

Докладніше: Зоряний нуклеосинтез

На різних стадіях еволюції зір у них відбуваються різні термоядерні реакції. Найважливіші, енергетично ефективні та найтриваліші з них — протон-протонний цикл і CNO-цикл, у яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію, — відбуваються в ядрах зір головної послідовності.

У досить масивних зорях на пізніших етапах еволюції синтезуються важчі елементи: спочатку вуглець у потрійному гелієвому процесі, а в найважчих зорях — і важчі елементи аж до заліза, — подальший нуклеосинтез не відбувається, тому що енергетично невигідний. Проте елементи, важчі за залізо, можуть утворюватися під час так званого вибухового нуклеосинтезу, який відбувається, коли зоря втрачає гідростатичну рівновагу, наприклад, під час вибухів наднових^[118]^[19].

Протозоря

Докладніше: Протозоря

Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі. NASA/ESA image.

За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зорею, оскільки температура в її ядрі не досить висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі недостатній, щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією тяжіння продовжує стискатися й розігріватися. На цьому етапі зорю називають протозорею. Зазвичай із газопилової хмари формується кілька таких протозір, і вони утворюють зоряне скупчення чи асоціацію. Також навколо протозір утворюються менші згустки, що потім стають планетами.

У міру стискання протозорі її зовнішня та внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зорею. Початкову стадію еволюції зорі долають за час, який залежить від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо менша — до кількасот мільйонів років.

Мінімальна маса зорі — 0,075 маси Сонця. Якщо маса протозорі менша, вона ніколи не стане справжньою зорею. Натомість вона перетвориться на коричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. У них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю дейтерію та літію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.

Змінні зорі типу T Тельця

Зірка типу T Тільця з навколозоряним диском.

Зорі типу T Тельця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом — Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поряд із молекулярними хмарами та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за хромосферною активністю.

Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на головну послідовність діаграми Герцшпрунга — Рассела. Вони належать до спектральних класів F, G, K, M і мають масу меншу двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і в зір головної послідовності тієї ж маси, але вони мають дещо більшу світність, тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення^[119].

У спектрі зір типу T Тельця наявний літій, який відсутній у спектрах Сонця та інших зір головної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K^[120].

Фінальні стадії зоряної еволюції

Докладніше: Червоні гіганти

Після того, як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил гравітації, тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення густини та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу потрійної альфа-реакції, у якій три ядра гелію перетворюється на ядро вуглецю. Ці ядерні реакції характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга — Рассела вправо, до області гігантів. Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після гелієвого спалаху «спалахує» вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді зоряного вітру. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.

Білі карлики

Докладніше: Білий карлик

Білий карлик — гарячий об'єкт із малими розмірами і великою густиною речовини: за маси близько сонячної його радіус у ~100 разів менший. Така велика щільність спричинена виродженим станом його речовини.

Зорі з масами менше 8—10 M_☉ наприкінці своєї еволюції стають білими карликами. У зорях із масами менше ніж 0,2 M_☉ цей процес проходить без скидання оболонки, оскільки вони хімічно однорідні через постійну конвекцію і наприкінці життя стають повністю гелієвими. Зорі більшої маси, коли в них відбувається горіння шарового джерела, скидають значну частину маси, що спостерігається як планетарна туманність. Від самої зорі залишається тільки вироджене ядро, яке, позбувшись оболонки, і є білим карликом. Від зір із початковою масою менше 0,5 M_☉ залишається гелієвий білий карлик, від більш масивних зір до 8 M_☉ — вуглецево-кисневий. Якщо від зорі з масою 8—10 M_☉ залишається білий карлик, а не нейтронна зоря, то він складається з більш важких елементів: кисню, неону, магнію і інших елементів^[24]^[121].

Нейтронні зорі

Докладніше: Нейтронна зоря

Маса білого карлика обмежена зверху межею Чандрасекара, що дорівнює приблизно 1,46 M_☉ — для більшої маси тиск виродженого електронного газу при будь-якому радіусі білого карлика не може компенсувати силу гравітаційного стиснення. У цьому разі відбувається колапс ядра, за якого більша частина його речовини нейтронізується: електрони «вдавлюються» в протони, утворюючи нейтрони і випромінюючи нейтрино. За ядерної щільності речовини бета-розпад нейтронів стає енергетично невигідним і нейтрони стають стабільними частинками. Ядро зорі перетворюється не на білий карлик, а на нейтронну зорю, при цьому виділяється величезна кількість енергії і відбувається вибух наднової. Зорі з початковою масою понад 8—10 M_☉ можуть стати як нейтронними зорями, так і чорними дірами^[24]^[122].

Нейтронні зорі — ще щільніші об'єкти, ніж білі карлики. Мінімально можлива маса нейтронної зорі становить 0,1 M_☉, і в такому разі радіус нейтронної зорі становитиме близько 200 км. За маси близько 2 M_☉ радіус буде ще меншим — близько 10 км^[123].

Чорні діри

Докладніше: Чорна діра

У разі, якщо маса ядра перевищуватиме Межа Оппенгеймера — Волкова, що дорівнює 2—2,5 M_☉, нейтронна зоря також не буде стійкою щодо гравітаційного стиснення, і колапс продовжиться. Стани речовини, які можуть запобігти гравітаційному стисненню, невідомі, і ядро і далі колапсуватиме. У якийсь момент його радіус стає рівним радіусу Шварцшильда, за якого друга космічна швидкість дорівнює швидкості світла, і виникає чорна діра зоряної маси^[24]^[123].

Однак, існує й інший сценарій утворення чорних дір, за якого вибух наднової не відбувається — натомість відбувається колапс зорі та її перетворення на чорну діру, зорю, що колапсує в такий спосіб, називають невдалою надновою. Імовірно, від 10 до 30 % масивних зір закінчують життя саме так, однак, астрономами дотепер було виявлено лише дві такі події^[124]^[125].

Наднові

Докладніше: Наднова

Наднові — зорі, які завершують свою еволюцію катастрофічним вибухом. Терміном «наднові» було названо зорі, які спалахують набагато (на порядки) сильніше від так званих нових зір. Насправді, ні ті, ні інші фізично новими не є, спалахують зорі, що вже існують, але раніше їх не було помітно неозброєним оком, що й створювало ефект появи нової зорі. Тип наднової визначається за наявністю в спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні — то I типу.

Термоядерні реакції

При злитті ядер маса утвореного ядра є меншою за масу вихідних ядер. Ця втрачена маса перетворюється на енергію електромагнітних хвиль відповідно до співвідношення еквівалентності маси та енергії $E=mc^{2}$ ^[126]. У ядрах зір відбуваються різноманітні реакції ядерного синтезу, які залежать від їх маси та складу.

Процес синтезу водню сильно залежний від температури, тому навіть невелике підвищення температури призводить до значного збільшення швидкості синтезу. У результаті масивні зорі спалюють водень у ядрі набагато швидше ніж зорі з малою масою^[127].

У сонячному ядрі, температура якого сягає 16 млн К, ядра водню утворюють ядро гелію в протон-протонній ланцюговій реакції^[128]:

4 ¹H → 2 ²H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 × 0,4 MеВ)

2 e⁺ + 2 e⁻ → 2 γ (2 × 1,0 МеВ)

2 ¹H + 2 ²H → 2 ³He + 2 γ (2 × 5,5 МеВ)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12,9 МеВ)

Існує кілька інших видів реакцій, у яких ³Не і ⁴Не об'єднуються, утворюючи ⁷Ве, який зрештою (з додаванням ще одного протона) дає два ⁴Не. Усі ці реакції мають такий загальний вигляд:

4 ¹H → ⁴He + 2γ + 2ν_e (26,7 МеВ)

де γ — фотон гамма-випромінювання, ν_e — нейтрино, H і He — ізотопи відповідно водню та гелію. У результаті цієї реакції виділяється енергія порядку мільйонів електронвольт. Кожна окрема реакція виробляє лише невелику кількість енергії, але оскільки величезна кількість цих реакцій відбувається постійно, вони виробляють всю енергію, необхідну для підтримки сталого випромінювання зорі. Для порівняння, спалювання двох молекул водню з однією молекулою газу кисню вивільняє лише 5,7 еВ.

У масивніших зорях гелій утворюється в циклі реакцій, які каталізуються вуглецем, і називається вуглецево-азотним циклом^[129].

У зорях на пізніших стадіях еволюції, з температурою ядра 100 млн К і масою від 0,5 до 10 M_☉, гелій може бути перетворений на вуглець у потрійній альфа-реакції, у якій бере участь берилій^[130]:

⁴He + ⁴He + 92 кеВ → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 кеВ → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 МеВ

Загальний вигляд реакції:

3 ⁴He → ¹²C + γ + 7,2 МеВ

У масивних зорях важчі елементи можуть спалюватися в ядрі, що стискається, за допомогою процесу ядерного горіння неону та кисню. Останньою стадією процесу зоряного нуклеосинтезу є ядерне горіння кремнію, у результаті якого утворюється стабільний ізотоп заліза-56^[131]. Будь-який подальший синтез був би ендотермічним процесом, який потребує енергії, тому додаткова енергія може бути отримана лише через гравітаційний колапс.

Тривалість основних фаз синтезу для зорі масою 20 M_☉^[132]
Паливо	Температура (млн К)	Густина (кг/см)	Тривалість горіння (роки)
Н	37	0,0045	8,1 млн
Не	188	0,97	1,2 млн
C	870	170	976
Ne	1570	3100	0,6
О	1980	5550	1,25
S/Si	3340	33 400	0,0315

Структура

Внутрішня частина стабільної зорі знаходиться в стані гідростатичної рівноваги. Це означає, що сила гравітації врівноважується силою, яка виникає з градієнта тиску. Градієнт тиску визначається градієнтом температури плазми; зовнішня частина зорі є холоднішою за її ядро. Температура в ядрі зорі головної послідовності або гіганта становить щонайменше 10⁷ К. Температура й тиск у ядрі є достатньо високими, щоб там відбувався ядерний синтез. При цьому виділяється енергія, що запобігає подальшому колапсу зорі^[133]^[134].

Коли атомні ядра зливаються в ядрі, вони випромінюють енергію у вигляді гамма-променів. Ці фотони взаємодіють із навколишньою плазмою, збільшуючи теплову енергію в ядрі. Зорі головної послідовності перетворюють водень на гелій, і згодом вміст гелію стає переважаючим. Для зір із початковою масою меншою 0,4 M_☉ синтез припиняється. Натомість для зір із більшою масою, синтез відбувається в оболонці навколо виродженого гелієвого ядра^[135].

Окрім гідростатичної рівноваги, всередині стабільної зорі підтримується теплова рівновага. Радіальний градієнт температури всередині зорі призводить до потоку енергії назовні. Вихідний потік енергії, що залишає будь-який шар зорі врівноважений вхідним потоком^[136].

Зона променистого переносу — це область зорі, де енергія переноситься випромінюванням. У цій області плазма не збурена, і будь-які рухи речовини згасають. В іншому випадку плазма стає нестабільною, і виникає конвекція, утворюючи таким чином конвективну зону. Так відбувається у регіонах, де виникають дуже високі потоки енергії, наприклад, поблизу ядра або в областях із високою непрозорістю (що робить перенесення енергії випромінюванням неефективним), як у зовнішній оболонці^[137].

Виникнення конвекції у зовнішній оболонці зорі головної послідовності залежить від її маси. У зорях, маси яких у кілька разів перевищують масу Сонця, конвективна зона розташована глибоко всередині, а зона променистого переносу — у зовнішніх шарах. У випадку менших зір, як-от Сонце, у зовнішніх шарах знаходиться конвективна зона^[138]. Червоні карлики з масою менше 0,4 M_☉ є повністю конвективними, що запобігає утворенню гелієвого ядра^[139]. Для більшості зір межі конвективної зони змінюються протягом їх еволюції^[140].

Фотосфера — це найнижчий шар атмосфери зорі, яка видима для спостерігача. Це шар, у якому плазма зорі стає прозорою для фотонів світла. Звідси енергія, що генерується в ядрі, вільно для поширення в космос. Саме у фотосфері з'являються сонячні плями — області з температурою нижчою за середню^[141].

У зорях головної послідовності, як-от Сонце, безпосередньо над фотосферою знаходиться хромосфера. Це тонкий шар атмосфери, де з'являються спікули та починаються зоряні спалахи. Над нею знаходиться перехідна область завтовшки приблизно 100 км, у якій швидко зростає температура. Вище знаходиться корона — шар плазми, температура якої сягає мільйонів Кельвінів. Він простягається на кілька мільйонів кілометрів^[142]. Згідно з останніми дослідженнями, наявність корони залежить від конвективної зони у зовнішніх шарах зорі^[143]. Незважаючи на високу температуру, корона випромінює дуже мало світла через низьку щільність газу. Сонячну корону зазвичай видно лише під час сонячного затемнення.

З корони поширюється зоряний вітер, тобто високоенергетичні частинки плазми. На певній відстані від зорі він вступає у взаємодію з міжзоряним середовищем. Границя, де сонячний вітер починає взаємодіяти із середовищем, називається геліосферою^[144].

Зорі у міфології

Докладніше: Сузір'я

Поява мореплавства та рільництва спричинила обожнювання зір^{[джерело?]}. У давнину люди об'єднували групи зір у сузір'я і давали їм назви людей (за фахом тощо), тварин, рослин і речей. Чимало назв сузір'їв та зір пов'язано з грецькою міфологією.

Александрійські вчені у III століття до н. е. звели в певну систему уявлення Античності про сузір'я, дали їм назви, які збереглися досі. Велика Ведмедиця пов'язана з міфом про Каллісто; Візничий — кучер Еномая Міртіл; Волопас — Триптолем, узятий на небо. Сузір'я Діви пов'язане з міфом про нещастя дочки Ікарія або з міфом про Астрею, що залишила землю. Сузір'я Геркулеса, Гіад, Дельфіна мають стосунок до міфа про Аріона або Діоніса й тірренських розбійників, відомі сузір'я Дракона — до Ладона, який стеріг сад Гесперид, Змієносця — до Асклепія. Кассіопея, Цефей, Персей, Андромеда — група сузір'їв, пов'язаних із міфом про Персея та Андромеду, корабель Арго — з міфом про аргонавтів. Молочний шлях пов'язували з міфами про дорогу з Олімпу на землю або з розлитим молоком Гери; Оріон — мисливець, якого вбила Артеміда; Пегас — крилатий кінь Беллерофонта; Плеяди — дочки Атланта^[145].

Див. також

Примітки

↑ ЗОРЯ́ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
↑ ЗОРЯ́ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
↑ ЗІ́РКА // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
↑ ЗІ́РКА // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
↑ ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
↑ ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
↑ ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.
↑ ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.
↑ Зі́ра // Словарь української мови : в 4 т. / за ред. Бориса Грінченка. — К. : Кіевская старина, 1907—1909.
↑ Зоря // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 184—185. — ISBN 966-613-263-X.
↑ Крижанівська О. І. Походження української мови та основні етапи її становлення // О. І. Крижанівська. Історія української мови: Історична фонетика. Історична граматика: навчальний посібник. — Київ: ВЦ «Академія», 2010. — С. 20. ISBN 978-966-580-311-9.
↑ Етимологічний словник української мови : в 7 т. / редкол.: О. С. Мельничук (гол. ред.) та ін. — К. : Наукова думка, 1985. — Т. 2 : Д — Копці / Ін-т мовознавства ім. О. О. Потебні АН УРСР ; укл.: Н. С. Родзевич та ін. — 572 с.
↑ Гарвардська класифікація // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 100—101. — ISBN 966-613-263-X.
↑ (англ.) The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
↑ (англ.)The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education. December 21 2004. Архів оригіналу за 22 вересня 2007. Процитовано 26 вересня 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
↑ ^а ^б Über die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury (англ.). doi:10.1002/asna.19081792402. Процитовано 11 листопада 2023.
↑ ^а ^б Herrmann, Dieter B. (2014). Hockey, Thomas; Trimble, Virginia; Williams, Thomas R.; Bracher, Katherine; Jarrell, Richard A.; Marché, Jordan D.; Palmeri, JoAnn; Green, Daniel W. E. (ред.). Hertzsprung, Ejnar. Biographical Encyclopedia of Astronomers (англ.). New York, NY: Springer. с. 956—958. doi:10.1007/978-1-4419-9917-7_614. ISBN 978-1-4419-9917-7.
↑ Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020.
↑ ^а ^б Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN 978-5-85099-193-7.
↑ David Darling. Main sequence. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 29 жовтня 2020. Процитовано 22 жовтня 2020.
↑ Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020.
↑ Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. ISBN ISBN 978-3-540-34143-7. {{cite book}}: Перевірте значення |isbn=: недійсний символ (довідка)
↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж ^и ^к ^л Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-34144-4.
↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж Gray R. O., Corbally C. J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton University Press.
↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж Garrison, R. F. (1994). A Hierarchy of Standards for the MK Process (PDF). У Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. (ред.). The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight. Astronomical Society of the Pacific conference series. Т. 60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 3—14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC 680222523.
↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C. (1973). Spectral Classification. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
↑ Morgan, W. W.; Abt, Helmut A.; Tapscott, J. W. (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun. Yerkes Observatory, University of Chicago. Bibcode:1978rmsa.book.....M.
↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
↑ Johnson, Hugh M. (1957). The Kinematics and Evolution of Population I Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.
↑ Elmegreen, B.; Nikolaevich Efremov, Y. (1998). The Formation of Star Clusters. American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. S2CID 262334560. Архів оригіналу за 1 липня 2016. Процитовано 23 серпня 2006.
↑ Spectral Classification. www.cfa.harvard.edu. Архів оригіналу за 14 листопада 2020. Процитовано 29 жовтня 2020.
↑ ^а ^б Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (29 березня 2009). Stellar Spectral Classification (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12511-4.
↑ ^а ^б Darling, David. spectral type. www.daviddarling.info. Процитовано 11 листопада 2023.
↑ ^а ^б Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-34144-4.
↑ SIMBAD Query result: Sirius (англ.)
↑ Проксіма в базі SIMBAD
↑ Н. Н. Самусь Переменные звёзды. Глава 2. Пульсирующие звёзды [Архівовано 19 січня 2012 у Wayback Machine.] Учебное пособие по курсу «Астрономия» (рос.)
↑ Smith, Nathan (1998). The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender. Mercury Magazine. 27 (4): 20. Bibcode:1998Mercu..27d..20S. Архів оригіналу за 27 вересня 2006. Процитовано 13 серпня 2006.
↑ NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy.
↑ Weidner, C.; Kroupa, P. (11 лютого 2004). Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (1): 187—191. arXiv:astro-ph/0310860. Bibcode:2004MNRAS.348..187W. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x.
↑ NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy.
↑ Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud. Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.
↑ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (21 жовтня 2012). The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (2): 1416—1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x.
↑ Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 вересня 2005. Процитовано 5 вересня 2006.
↑ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 червня 2015). Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation. The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
↑ Overbye, Dennis (17 червня 2015). Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos. The New York Times. Процитовано 17 червня 2015.
↑ Brown dwarfs: At last filling the gap between stars and planets.
↑ 2MASS J05233822-1403022. SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Процитовано 14 грудня 2013.
↑ Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.
↑ Boss, Alan (3 квітня 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006.
↑ Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.
↑ Leadbeater, Elli (18 серпня 2006). Hubble glimpses faintest stars. BBC. Процитовано 22 серпня 2006.
↑ Boss, Alan (3 квітня 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006.
↑ Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.
↑ The Biggest Star in the Sky. ESO. 11 березня 1997. Процитовано 10 липня 2006.
↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared. Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R.
↑ Dolan, Michelle M.; Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P. (2017). Evolutionary Tracks for Betelgeuse. The Astrophysical Journal. 819 (1): 7. arXiv:1406.3143. Bibcode:2016ApJ...819....7D. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7.
↑ Graham M. Harper та ін. (2008). A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications. The Astronomical Journal. 135 (4): 1430—1440. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430.
↑ Davis, Kate (1 грудня 2000). Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. Архів оригіналу за 12 липня 2006. Процитовано 13 серпня 2006.
↑ Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes, Primis/McGraw-Hill Inc. 2 agosto 2007.
↑ Strobel, Nick (20 серпня 2007). Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Архів оригіналу за 26 червня 2007. Процитовано 9 жовтня 2007.
↑ Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Процитовано 5 липня 2007.
↑ Review of Heat Flow Inside Stars.
↑ Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 febbraio 2005.
↑ Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (вид. 5th). New York: Springer. с. 180—185, 215—216. ISBN 978-3-540-67877-9.
↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (вид. 4th). Saunders College Publishing. с. 321. ISBN 978-0-03-006228-5.
↑ Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Publishing. 1998. с. 321. ISBN 0-03-006228-4.
↑ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. с. 78. Bibcode:2007adc..book.....I. ISBN 978-0-470-01306-9.
↑ D. Wonnacott; B. J. Kellett; B. Smalley (1994). Pulsational Activity on Ik-Pegasi. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 267 (4): 1045—1052. Процитовано 14 aprile 2007.
↑ Fischer, D.A.; Valenti, J. (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102—1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383.
↑ A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO. 12 settembre 2006.
↑ D. A. Fischer; J. Valenti (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102—1117.
↑ ^а ^б Stellar Kinematics. Academic Accelerator. Encyclopedia, Science News & Research Reviews.
↑ ^а ^б About: Зоряна кінематика. dbpedia.org. Процитовано 11 листопада 2023.
↑ Donati, Jean-François (5 листопада 2003). Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Архів оригіналу за 1 травня 2012.(англ.)
↑ Shajn, G.; Struve, O. On the rotation of the stars : [арх. 24 вересня 2019] : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1929. — Vol. 89. — С. 222—239.(англ.)
↑ Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas [Архівовано 25 лютого 2006 у Wayback Machine.].
↑ Piddington, J. H. (1983).
↑ (рос.) Астронет > Двойные звёзды (физические двойные) [Архівовано 6 березня 2012 у Wayback Machine.]
↑ (рос.) Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии [Архівовано 14 листопада 2011 у Wayback Machine.]
↑ ^а ^б Star catalog (англ.). Encyclopedia Britannica.
↑ David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020.
↑ David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020.
↑ Берёзкин, Юрий Евгеньевич (2017). Народження зоряного неба: уявлення про нічні світила в історичній динаміці.
↑ Woodward, P. R. (1978). Theoretical models of star formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1): 555—584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
↑ Lada, C. J.; Lada, E. A. (2003). Embedded Clusters in Molecular Clouds. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57—115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844.
↑ Murray, Norman (2011). Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way. The Astrophysical Journal. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ...729..133M. doi:10.1088/0004-637X/729/2/133.
↑ Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. Т. 33. Cambridge University Press. с. 103—104. ISBN 978-0-521-62313-1.
↑ {{cite conference}}: Порожнє посилання на джерело (довідка)
↑ ^а ^б ^в Kolb, Vera M., ред. (2014). Astrobiology, An Evolutionary Approach. Taylor & Francis. с. 21—25. ISBN 978-1466584617.
↑ ^а ^б Bisnovatyi-Kogan, G. S. (2013). Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability. Springer Berlin Heidelberg. с. 108—125. ISBN 978-3662226391.
↑ Ibeling, Duligur; Heger, Alexander (March 2013). The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-collapse Supernovae. The Astrophysical Journal Letters. 765 (2): 4. arXiv:1301.5783. Bibcode:2013ApJ...765L..43I. doi:10.1088/2041-8205/765/2/L43. L43.
↑ Thielemann, F. -K. та ін. (2011). Diehl, Roland; Hartmann, Dieter H.; Prantzos, Nikos (ред.). Massive Stars and their Supernovae. Lecture Notes in Physics. Т. 812. Springer. с. 153—232. arXiv:1008.2144. Bibcode:2011LNP...812..153T. doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN 978-3-642-12697-0.
↑ Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). Sequential formation of subgroups in OB associations. Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725—741. Bibcode:1977ApJ...214..725E. doi:10.1086/155302.
↑ Getman, K. V. та ін. (2012). The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917—2943. arXiv:1208.1471. Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x.
↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. с. 57–68. ISBN 978-1-86094-501-4.
↑ Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. Архів оригіналу за 23 червня 2008. Процитовано 5 вересня 2006.
↑ Arnold Hanslmeier (2010). Water in the Universe. Springer Science & Business Media. с. 163. ISBN 978-90-481-9984-6.
↑ {{cite conference}}: Порожнє посилання на джерело (довідка)
↑ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. с. 176. ISBN 978-1-86094-501-4.
↑ Megeath, Tom (11 травня 2010). Herschel finds a hole in space. ESA. Процитовано 17 травня 2010.
↑ David Darling (2004). The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance. Wiley. с. 229. ISBN 978-0-471-26569-6.
↑ Duquennoy, A.; Mayor, M. (1991). Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample. Astronomy & Astrophysics. 248 (2): 485—524. Bibcode:1991A&A...248..485D.
↑ Mengel, J. G. та ін. (1979). Stellar evolution from the zero-age main sequence. Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733—791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.
↑ Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
↑ Wood, B. E. та ін. (2002). Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity. The Astrophysical Journal. 574 (1): 412—425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797.
↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind. Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251—259. Bibcode:1977A&A....61..251D.
↑ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. Архів оригіналу за 18 листопада 2015. Процитовано 17 листопада 2015.
↑ {{cite conference}}: Порожнє посилання на джерело (довідка)
↑ Main Sequence Lifetime. Swinburne University of Technology.
↑ Pizzolato, N. та ін. (2001). Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests. Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597—607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626.
↑ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group. 18 червня 2004. Архів оригіналу за 22 листопада 2004. Процитовано 26 серпня 2006.
↑ Rutherford Appleton Laboratory. Workshop on Astronomy and Astrophysics (1984). Gas in the Interstellar Medium: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon. Science and Engineering Research Council, Rutherford Appleton Laboratory.
↑ Взрывной нуклеосинтез. Энциклопедия физики и техники. Архів оригіналу за 18 липня 2020. Процитовано 18 липня 2020.
↑ T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291
↑ (англ.) An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy [Архівовано 11 липня 2012 у Archive.is] David Barrado y Navascues, 2003
↑ Миронова И. Схема эволюции одиночной звезды. Астронет. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 11 липня 2020.
↑ Утробин В. П. (1986). Физика космоса: Маленькая энциклопедия.
↑ ^а ^б Кононович Э. В.; Мороз В. И. (2004). Загальний курс астрономії.
↑ https://www.jpl.nasa.gov. Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 11 листопада 2023.
↑ Billings, Lee. Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births. Scientific American (англ.). Процитовано 11 листопада 2023.
↑ Bahcall, John N. (29 червня 2000). How the Sun Shines. Nobel Foundation. Процитовано 30 серпня 2006.
↑ Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 лютого 2005. Процитовано 10 жовтня 2006.
↑ Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)
↑ Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)
↑ Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)
↑ Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)
↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015—1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. с. 32–33. ISBN 978-0-387-20089-7.
↑ Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.
↑ Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Процитовано 11 липня 2006.
↑ R. Q. Huang; K. N. Yu (1998). Stellar Astrophysics. Springer. с. 70. ISBN 978-981-3083-36-3.
↑ Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.
↑ What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006.
↑ Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Процитовано 4 серпня 2006.
↑ Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.
↑ Simon Newcomb; Edward Singleton Holden (1887). Astronomy for High Schools and Colleges. H. Holt. с. 278.
↑ (Пресреліз). {{cite press release}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
↑ What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006.
↑ Burlaga, L. F. та ін. (2005). Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields. Science. 309 (5743): 2027—2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.
↑ Словник античної міфології

Посилання

Вікіцитати містять висловлювання на тему: Зоря

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Зоря

Star, World Book @ NASA [Архівовано 8 травня 2005 у Wayback Machine.]
Portraits of Stars and their Constellations. University of Illinois

Література

І. А. Климишин, В. В. Тельнюк-Адамчук. Шкільний астрономічний довідник. — К, 1990. ISBN 5-330-01188-4
І. А. Климишин, І. М. Дубицький. Основи космології. — Івано-Франківськ, 1999.

Помилка цитування: Теги <ref> існують для групи під назвою «комм.», але не знайдено відповідного тегу <references group="комм."/>

[1] ЗОРЯ́ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.

[2] ЗОРЯ́ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.

[3] ЗІ́РКА // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.

[4] ЗІ́РКА // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.

[5] ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.

[6] ЗОРЯНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.

[7] ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : у 20 т. — К. : Наукова думка, 2010—2022.

[8] ЗІРНИ́ЦЯ // Словник української мови : в 11 т. — Київ : Наукова думка, 1970—1980.

[9] Зі́ра // Словарь української мови : в 4 т. / за ред. Бориса Грінченка. — К. : Кіевская старина, 1907—1909.

[aesz-10] Зоря // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 184—185. — ISBN 966-613-263-X.

[11] Крижанівська О. І. Походження української мови та основні етапи її становлення // О. І. Крижанівська. Історія української мови: Історична фонетика. Історична граматика: навчальний посібник. — Київ: ВЦ «Академія», 2010. — С. 20. ISBN 978-966-580-311-9.

[12] Етимологічний словник української мови : в 7 т. / редкол.: О. С. Мельничук (гол. ред.) та ін. — К. : Наукова думка, 1985. — Т. 2 : Д — Копці / Ін-т мовознавства ім. О. О. Потебні АН УРСР ; укл.: Н. С. Родзевич та ін. — 572 с.

[13] Гарвардська класифікація // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 100—101. — ISBN 966-613-263-X.

[Moore-14] (англ.) The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1

[15] (англ.)The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education. December 21 2004. Архів оригіналу за 22 вересня 2007. Процитовано 26 вересня 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.

[:5-16] а ^б Über die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury (англ.). doi:10.1002/asna.19081792402. Процитовано 11 листопада 2023.

[:10-17] а ^б Herrmann, Dieter B. (2014). Hockey, Thomas; Trimble, Virginia; Williams, Thomas R.; Bracher, Katherine; Jarrell, Richard A.; Marché, Jordan D.; Palmeri, JoAnn; Green, Daniel W. E. (ред.). Hertzsprung, Ejnar. Biographical Encyclopedia of Astronomers (англ.). New York, NY: Springer. с. 956—958. doi:10.1007/978-1-4419-9917-7_614. ISBN 978-1-4419-9917-7.

[:2-18] Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020.

[:0-19] а ^б Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN 978-5-85099-193-7.

[:8-20] David Darling. Main sequence. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 29 жовтня 2020. Процитовано 22 жовтня 2020.

[:22-21] Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 18 жовтня 2020.

[22] Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. ISBN ISBN 978-3-540-34143-7. {{cite book}}: Перевірте значення |isbn=: недійсний символ (довідка)

[:032-23] а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.

[:3-25] а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж ^и ^к ^л Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-34144-4.

[:4-26] а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж Gray R. O., Corbally C. J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton University Press.

[Garrison2-27] а ^б ^в ^г ^д ^е ^ж Garrison, R. F. (1994). A Hierarchy of Standards for the MK Process (PDF). У Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. (ред.). The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight. Astronomical Society of the Pacific conference series. Т. 60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 3—14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC 680222523.

[:45-28] Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.

[:422-29] Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.

[MK732-30] Morgan, W. W.; Keenan, P. C. (1973). Spectral Classification. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.

[MK7832-31] Morgan, W. W.; Abt, Helmut A.; Tapscott, J. W. (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun. Yerkes Observatory, University of Chicago. Bibcode:1978rmsa.book.....M.

[:432-32] Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.

[:442-33] Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.

[pasp69_406-34] Johnson, Hugh M. (1957). The Kinematics and Evolution of Population I Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.

[AS1998-35] Elmegreen, B.; Nikolaevich Efremov, Y. (1998). The Formation of Star Clusters. American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. S2CID 262334560. Архів оригіналу за 1 липня 2016. Процитовано 23 серпня 2006.

[36] Spectral Classification. www.cfa.harvard.edu. Архів оригіналу за 14 листопада 2020. Процитовано 29 жовтня 2020.

[:11-37] а ^б Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (29 березня 2009). Stellar Spectral Classification (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12511-4.

[:12-38] а ^б Darling, David. spectral type. www.daviddarling.info. Процитовано 11 листопада 2023.

[:13-39] а ^б Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (9 серпня 2007). Fundamental Astronomy (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-34144-4.

[40] SIMBAD Query result: Sirius (англ.)

[41] Проксіма в базі SIMBAD

[42] Н. Н. Самусь Переменные звёзды. Глава 2. Пульсирующие звёзды [Архівовано 19 січня 2012 у Wayback Machine.] Учебное пособие по курсу «Астрономия» (рос.)

[43] Smith, Nathan (1998). The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender. Mercury Magazine. 27 (4): 20. Bibcode:1998Mercu..27d..20S. Архів оригіналу за 27 вересня 2006. Процитовано 13 серпня 2006.

[massa_stellare-44] NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy.

[weidner-45] Weidner, C.; Kroupa, P. (11 лютого 2004). Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (1): 187—191. arXiv:astro-ph/0310860. Bibcode:2004MNRAS.348..187W. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x.

[massa_stellare2-46] NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy.

[hainich-47] Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud. Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.

[banerjee-48] Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (21 жовтня 2012). The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (2): 1416—1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x.

[49] Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 вересня 2005. Процитовано 5 вересня 2006.

[AJ-20150604-50] Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 червня 2015). Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation. The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.

[NYT-20150617-51] Overbye, Dennis (17 червня 2015). Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos. The New York Times. Процитовано 17 червня 2015.

[Boss-52] Brown dwarfs: At last filling the gap between stars and planets.

[SIMBAD-53] 2MASS J05233822-1403022. SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Процитовано 14 грудня 2013.

[minimum-54] Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.

[boss_planets_or_what-55] Boss, Alan (3 квітня 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006.

[minimum2-56] Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.

[57] Leadbeater, Elli (18 серпня 2006). Hubble glimpses faintest stars. BBC. Процитовано 22 серпня 2006.

[boss_planets_or_what2-58] Boss, Alan (3 квітня 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Архів оригіналу за 28 вересня 2006. Процитовано 8 червня 2006.

[minimum3-59] Shiga, David (17 серпня 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 14 листопада 2006. Процитовано 23 серпня 2006.

[60] The Biggest Star in the Sky. ESO. 11 березня 1997. Процитовано 10 липня 2006.

[61] Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared. Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R.

[dolan2016-62] Dolan, Michelle M.; Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P. (2017). Evolutionary Tracks for Betelgeuse. The Astrophysical Journal. 819 (1): 7. arXiv:1406.3143. Bibcode:2016ApJ...819....7D. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7.

[63] Graham M. Harper та ін. (2008). A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications. The Astronomical Journal. 135 (4): 1430—1440. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430.

[64] Davis, Kate (1 грудня 2000). Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. Архів оригіналу за 12 липня 2006. Процитовано 13 серпня 2006.

[astronomynotes-65] Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes, Primis/McGraw-Hill Inc. 2 agosto 2007.

[astronomynotes2-66] Strobel, Nick (20 серпня 2007). Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Архів оригіналу за 26 червня 2007. Процитовано 9 жовтня 2007.

[67] Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Процитовано 5 липня 2007.

[Seligman-68] Review of Heat Flow Inside Stars.

[aps_mss-69] Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 febbraio 2005.

[new_cosmos-70] Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (вид. 5th). New York: Springer. с. 180—185, 215—216. ISBN 978-3-540-67877-9.

[zeilik2-71] Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (вид. 4th). Saunders College Publishing. с. 321. ISBN 978-0-03-006228-5.

[zeilik-72] Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Publishing. 1998. с. 321. ISBN 0-03-006228-4.

[73] Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. с. 78. Bibcode:2007adc..book.....I. ISBN 978-0-470-01306-9.

[mnras267-74] D. Wonnacott; B. J. Kellett; B. Smalley (1994). Pulsational Activity on Ik-Pegasi. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 267 (4): 1045—1052. Процитовано 14 aprile 2007.

[75] Fischer, D.A.; Valenti, J. (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102—1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383.

[genetic-76] A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO. 12 settembre 2006.

[Fischer-77] D. A. Fischer; J. Valenti (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102—1117.

[:7-78] а ^б Stellar Kinematics. Academic Accelerator. Encyclopedia, Science News & Research Reviews.

[:9-79] а ^б About: Зоряна кінематика. dbpedia.org. Процитовано 11 листопада 2023.

[donati2003-80] Donati, Jean-François (5 листопада 2003). Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Архів оригіналу за 1 травня 2012.(англ.)

[mnras89-81] Shajn, G.; Struve, O. On the rotation of the stars : [арх. 24 вересня 2019] : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1929. — Vol. 89. — С. 222—239.(англ.)

[82] Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas [Архівовано 25 лютого 2006 у Wayback Machine.].

[83] Piddington, J. H. (1983).

[84] (рос.) Астронет > Двойные звёзды (физические двойные) [Архівовано 6 березня 2012 у Wayback Machine.]

[85] (рос.) Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии [Архівовано 14 листопада 2011 у Wayback Machine.]

[:1-86] а ^б Star catalog (англ.). Encyclopedia Britannica.

[:6-87] David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020.

[:62-88] David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 27 жовтня 2020. Процитовано 23 жовтня 2020.

[89] Берёзкин, Юрий Евгеньевич (2017). Народження зоряного неба: уявлення про нічні світила в історичній динаміці.

[90] Woodward, P. R. (1978). Theoretical models of star formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1): 555—584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.

[91] Lada, C. J.; Lada, E. A. (2003). Embedded Clusters in Molecular Clouds. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57—115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844.

[92] Murray, Norman (2011). Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way. The Astrophysical Journal. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ...729..133M. doi:10.1088/0004-637X/729/2/133.

[93] Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. Т. 33. Cambridge University Press. с. 103—104. ISBN 978-0-521-62313-1.

[adams-94] {{cite conference}}: Порожнє посилання на джерело (довідка)

[Kolb2014-95] а ^б ^в Kolb, Vera M., ред. (2014). Astrobiology, An Evolutionary Approach. Taylor & Francis. с. 21—25. ISBN 978-1466584617.

[Bisnovatyi-Kogan2013-96] а ^б Bisnovatyi-Kogan, G. S. (2013). Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability. Springer Berlin Heidelberg. с. 108—125. ISBN 978-3662226391.

[97] Ibeling, Duligur; Heger, Alexander (March 2013). The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-collapse Supernovae. The Astrophysical Journal Letters. 765 (2): 4. arXiv:1301.5783. Bibcode:2013ApJ...765L..43I. doi:10.1088/2041-8205/765/2/L43. L43.

[98] Thielemann, F. -K. та ін. (2011). Diehl, Roland; Hartmann, Dieter H.; Prantzos, Nikos (ред.). Massive Stars and their Supernovae. Lecture Notes in Physics. Т. 812. Springer. с. 153—232. arXiv:1008.2144. Bibcode:2011LNP...812..153T. doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN 978-3-642-12697-0.

[99] Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). Sequential formation of subgroups in OB associations. Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725—741. Bibcode:1977ApJ...214..725E. doi:10.1086/155302.

[100] Getman, K. V. та ін. (2012). The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917—2943. arXiv:1208.1471. Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x.

[101] Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. с. 57–68. ISBN 978-1-86094-501-4.

[102] Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. Архів оригіналу за 23 червня 2008. Процитовано 5 вересня 2006.

[Hanslmeier2010-103] Arnold Hanslmeier (2010). Water in the Universe. Springer Science & Business Media. с. 163. ISBN 978-90-481-9984-6.

[104] {{cite conference}}: Порожнє посилання на джерело (довідка)

[smith04-105] Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. с. 176. ISBN 978-1-86094-501-4.

[106] Megeath, Tom (11 травня 2010). Herschel finds a hole in space. ESA. Процитовано 17 травня 2010.

[Darling2004-107] David Darling (2004). The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance. Wiley. с. 229. ISBN 978-0-471-26569-6.

[108] Duquennoy, A.; Mayor, M. (1991). Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample. Astronomy & Astrophysics. 248 (2): 485—524. Bibcode:1991A&A...248..485D.

[109] Mengel, J. G. та ін. (1979). Stellar evolution from the zero-age main sequence. Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733—791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.

[sun_future-110] Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.

[111] Wood, B. E. та ін. (2002). Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity. The Astrophysical Journal. 574 (1): 412—425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797.

[112] Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind. Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251—259. Bibcode:1977A&A....61..251D.

[113] The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. Архів оригіналу за 18 листопада 2015. Процитовано 17 листопада 2015.

[adams2-114] {{cite conference}}: Порожнє посилання на джерело (довідка)

[saomainseq-115] Main Sequence Lifetime. Swinburne University of Technology.

[116] Pizzolato, N. та ін. (2001). Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests. Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597—607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626.

[117] Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group. 18 червня 2004. Архів оригіналу за 22 листопада 2004. Процитовано 26 серпня 2006.

[Astrophysics1984-118] Rutherford Appleton Laboratory. Workshop on Astronomy and Astrophysics (1984). Gas in the Interstellar Medium: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon. Science and Engineering Research Council, Rutherford Appleton Laboratory.

[119] Взрывной нуклеосинтез. Энциклопедия физики и техники. Архів оригіналу за 18 липня 2020. Процитовано 18 липня 2020.

[120] T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291

[121] (англ.) An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy [Архівовано 11 липня 2012 у Archive.is] David Barrado y Navascues, 2003

[:122-122] Миронова И. Схема эволюции одиночной звезды. Астронет. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 11 липня 2020.

[123] Утробин В. П. (1986). Физика космоса: Маленькая энциклопедия.

[:15-124] а ^б Кононович Э. В.; Мороз В. И. (2004). Загальний курс астрономії.

[125] ttps://www.jpl.nasa.gov. Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 11 листопада 2023.

[126] Billings, Lee. Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births. Scientific American (англ.). Процитовано 11 листопада 2023.

[sunshine-127] Bahcall, John N. (29 червня 2000). How the Sun Shines. Nobel Foundation. Процитовано 30 серпня 2006.

[aps_mss2-128] Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 16 лютого 2005. Процитовано 10 жовтня 2006.

[synthesis-129] Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)

[synthesis3-130] Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)

[synthesis2-131] Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)

[synthesis4-132] Wallerstein, G. та ін. (1999). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995—1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 4 серпня 2006. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)

[133] Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015—1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.

[hansen-134] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. с. 32–33. ISBN 978-0-387-20089-7.

[Schwarzschild-135] Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.

[136] Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Процитовано 11 липня 2006.

[HuangYu19982-137] R. Q. Huang; K. N. Yu (1998). Stellar Astrophysics. Springer. с. 70. ISBN 978-981-3083-36-3.

[Schwarzschild2-138] Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.

[imagine-139] What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006.

[late_stages-140] Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Процитовано 4 серпня 2006.

[Schwarzschild3-141] Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08044-4.

[NewcombHolden1887-142] Simon Newcomb; Edward Singleton Holden (1887). Astronomy for High Schools and Colleges. H. Holt. с. 278.

[143] (Пресреліз). {{cite press release}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)

[imagine2-144] What is a Star?. NASA. 1 вересня 2006. Процитовано 11 липня 2006.

[145] Burlaga, L. F. та ін. (2005). Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields. Science. 309 (5743): 2027—2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.

[146] Словник античної міфології

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[комм. 1]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

[97]

[98]

[99]

@@ Рядок 574: / Рядок 574: @@
 == Еволюція зір ==
+{{Детальніше|Еволюція зір}}Зорі конденсуються з областей [[Міжзоряне середовище|простору]] з більшою щільністю речовини, але ці області менш щільні, ніж у [[Вакуумна камера|вакуумній камері]] . Ці області, відомі як ''[[Молекулярна хмара|молекулярні хмари]]'', складаються здебільшого з водню, приблизно від 23% до 28% гелію та кількох відсотків важчих елементів. Одним із прикладів такої області зореутворення є [[туманність Оріона]] . <ref>{{Cite journal|last=Woodward|first=P. R.|date=1978|title=Theoretical models of star formation|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=16|issue=1|pages=555–584|bibcode=1978ARA&A..16..555W|doi=10.1146/annurev.aa.16.090178.003011}}</ref> Більшість зір утворюються групами від десятків до сотень тисяч зір. <ref>{{Cite journal|last=Lada|first=C. J.|last2=Lada|first2=E. A.|date=2003|title=Embedded Clusters in Molecular Clouds|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=41|issue=1|pages=57–115|arxiv=astro-ph/0301540|bibcode=2003ARA&A..41...57L|doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844}}</ref> [[Зорі спектрального класу O|Масивні зорі]] в цих групах можуть сильно освітлювати ці хмари, [[Іон|іонізуючи]] водень і створюючи [[Зони H II|області H II]] . Такі ефекти зворотнього зв’язку від утворення зір можуть зрештою порушити хмару та запобігти подальшому утворенню зір. <ref>{{Cite journal|last=Murray|first=Norman|year=2011|title=Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way|journal=The Astrophysical Journal|volume=729|issue=2|page=133|arxiv=1007.3270|bibcode=2011ApJ...729..133M|doi=10.1088/0004-637X/729/2/133}}</ref>
-{{Детальніше|Еволюція зір}}
-Після створення теорії внутрішньої будови зір та їхньої еволюції стало можливим і пояснення існування класів зір. Виявилося, що все різноманіття зір зумовлене здебільшого відмінностями у їх масі та залежить від еволюційного етапу, на якому перебуває зоря. Згідно з астрофізичними моделями, термін життя зорі, залежно від початкової маси, триває від кількох мільйонів до десятків трильйонів років, тож астрономи прямо спостерігають лише дуже малий, порівняно з тривалістю життя зорі, період її еволюції, впродовж якого еволюційні зміни практично непомітні<ref name=":83">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L/abstract|автор=Laughlin G.; Bodenheimer P.; Adams F. C.|заглавие=The End of the Main Sequence|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|issn=0004-637X|access-date=2020-06-04|archive-date=2020-08-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20200801041012/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L/abstract|deadlink=no}}</ref><ref name=":43">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|title=Главная последовательность|author=Миронова И.|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629070940/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|deadlink=no}}</ref><ref name=":14">{{Cite book
+Усі зорі проводять більшу частину свого існування як ''зорі [[Головна послідовність|головної послідовності]]'', живлячись, здебільшого, ядерним синтезом водню в гелій у своїх ядрах. Проте зорі різної маси на різних стадіях свого розвитку мають помітно різні властивості. Кінцева доля більш масивних зір відрізняється від долі менш масивних зір, як і їх світність і вплив, який вони мають на навколишнє середовище. Відповідно, астрономи часто групують зорі за їх масою: <ref>{{Cite book
-|title=Звёзды: их рождение, жизнь и смерть
+|title=The origin and evolution of planetary nebulae
-|last=Шкловский И. С.
+|last=Kwok
-|year=1984
+|first=Sun
-}}</ref>.
+|date=2000
+|series=Cambridge astrophysics series
+|publisher=Cambridge University Press
+|volume=33
+|pages=103–104
+|isbn=978-0-521-62313-1
+}}</ref>
+* ''Зорі з дуже малою масою'', з масою менше {{Маса Сонця|0.5}}  є повністю конвективними та рівномірно розподіляють [[гелій]] по всій зорі, перебуваючи на головній послідовності. Тому вони ніколи не піддаються снарядам спалювання і ніколи не стають [[Червоні гіганти|червоними гігантами]] . Після вичерпання водню вони стають [[Білий карлик|гелієвими білими карликами]] й повільно охолоджуються. <ref name="adams">{{Cite conference}}</ref> Оскільки термін служби {{Маса Сонця|0.5}}  зірок перевищує [[вік Всесвіту]], жодна така зоря ще не досягла стадії білого карлика.
+* ''Зорі з малою масою'' (включаючи Сонце) з масою між {{Маса Сонця|0.5}}  і ~ {{Маса Сонця|2.25}}  залежно від складу, стають червоними гігантами, коли в їх ядрі скінчується водень і вони починають спалювати гелій у ядрі [[Спалах гелієвого ядра|гелієвим спалахом]]; вони розвивають вироджене вуглекисневе ядро пізніше на [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичній гігантській гілці]] ; вони вибухають, в результаті чого їх зовнішня оболонка вилітає, як [[планетарна туманність]] і залишають своє ядро у формі білого карлика. <ref name="Kolb2014">{{Cite book
+|url=https://books.google.com/books?id=75hBBAAAQBAJ&pg=PA23
+|title=Astrobiology, An Evolutionary Approach
+|date=2014
+|editor-last=Kolb
+|editor-first=Vera M.
+|publisher=Taylor & Francis
+|pages=21–25
+|isbn=978-1466584617
+}}</ref> <ref name="Bisnovatyi-Kogan2013">{{Cite book
+|url=https://books.google.com/books?id=AkjtCAAAQBAJ&pg=PA108
+|title=Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability
+|last=Bisnovatyi-Kogan
+|first=G. S.
+|date=2013
+|publisher=Springer Berlin Heidelberg
+|pages=108–125
+|isbn=978-3662226391
+}}</ref>
+* ''Зорі середньої маси'', між ~ {{Маса Сонця|2.25}}  і ~ {{Маса Сонця|8}} , проходять етапи еволюції, подібні до зір з малою масою, але після відносно короткого періоду на [[Гілка червоних гігантів|гілці червоного гіганта]] вони запалюють гелій без спалаху та проводять тривалий період у [[Червоне згущення|червоному згустку]], перш ніж утворити вироджене вуглекисневе ядро. <ref name="Kolb2014" /> <ref name="Bisnovatyi-Kogan2013" />
+* Як правило, ''масивні зорі'' мають мінімальну масу ~ {{Маса Сонця|8}}  . <ref>{{Cite journal|last=Ibeling|first=Duligur|last2=Heger|first2=Alexander|date=March 2013|title=The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-collapse Supernovae|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=765|issue=2|pages=4|arxiv=1301.5783|bibcode=2013ApJ...765L..43I|doi=10.1088/2041-8205/765/2/L43|id=L43}}</ref> Після вичерпання водню в ядрі ці зорі стають [[Надгігант|надгігантами]] і починають [[Ядерний синтез|синтезувати]] елементи, важчі за гелій. Вони закінчують своє життя, коли їхні ядра руйнуються, і вони вибухають у вигляді наднових. <ref name="Kolb2014" /> <ref>{{Cite book
+|title=Massive Stars and their Supernovae
+|last=Thielemann
+|first=F. -K.
+|last2=Hirschi
+|first2=R.
+|last3=Liebendörfer
+|first3=M.
+|last4=Diehl
+|first4=R.
+|date=2011
+|editor-last=Diehl
+|editor-first=Roland
+|editor2-last=Hartmann
+|editor2-first=Dieter H.
+|editor3-last=Prantzos
+|editor3-first=Nikos
+|series=Lecture Notes in Physics
+|publisher=Springer
+|volume=812
+|pages=153–232
+|arxiv=1008.2144
+|bibcode=2011LNP...812..153T
+|doi=10.1007/978-3-642-12698-7_4
+|isbn=978-3-642-12697-0
+|display-authors=1
+}}</ref>
 === Утворення зір ===
 ==== Стиснення молекулярної хмари ====
+Утворення зорі починається з гравітаційної нестабільності в молекулярній хмарі, спричиненої областями більшої щільності — часто спричиненої стисненням хмар випромінюванням масивних зірок, зіткненням різних молекулярних хмар або [[Взаємодіючі галактики|зіткненням галактик]] (як у [[Галактика зі спалахом зореутворення|галактиці зі спалахом зореутворення]] ). <ref>{{Cite journal|last=Elmegreen|first=B. G.|last2=Lada|first2=C. J.|date=1977|title=Sequential formation of subgroups in OB associations|journal=Astrophysical Journal, Part 1|volume=214|pages=725–741|bibcode=1977ApJ...214..725E|doi=10.1086/155302}}</ref> <ref>{{Cite journal|last=Getman|first=K. V.|last2=Feigelson|first2=E. D.|last3=Sicilia-Aguilar|first3=A.|last4=Broos|first4=P. S.|last5=Kuhn|first5=M. A.|last6=Garmire|first6=G. P.|displayauthors=1|date=2012|title=The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=426|issue=4|pages=2917–2943|arxiv=1208.1471|bibcode=2012MNRAS.426.2917G|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x}}</ref> Коли область досягає достатньої щільності речовини, щоб задовольнити критерії [[Гравітаційна нестійкість|нестабільності Джинса]], вона починає руйнуватися під дією власної сили тяжіння. <ref>{{Cite book
-Еволюція зорі починається в гігантській [[Молекулярна хмара|молекулярній хмарі]], яку також іноді образно називають «зоряною колискою». Початкова концентрація атомів у ній&nbsp;— близько 102 частинок на кубічний сантиметр, тоді як міжзоряний простір у середньому містить не більше 0,1 частинки на кубічний сантиметр. Такі хмари можуть мати масу в 105—107&nbsp;{{Маса Сонця}}, діаметр&nbsp;— від 50 до 300 світлових років, а температура газу в них становить 10—30&nbsp;K<ref name=":14" />.
+|url=https://archive.org/details/originstars00smit
+|title=The Origin of Stars
+|last=Smith
+|first=Michael David
+|date=2004
+|publisher=Imperial College Press
+|pages=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]–68
+|isbn=978-1-86094-501-4
+}}</ref>
+Коли хмара руйнується, окремі конгломерації щільного пилу та газу утворюють «<nowiki/>[[Глобула Бока|глобули Бока]]<nowiki/>». Коли глобула руйнується і щільність збільшується, гравітаційна енергія перетворюється на тепло і температура підвищується. Коли протозоряна хмара приблизно досягає стабільного стану [[Гідростатична рівновага|гідростатичної рівноваги]], в ядрі утворюється [[протозоря]] . <ref>{{Cite web|last=Seligman|first=Courtney|url=http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm|archivedate=2008-06-23|title=Slow Contraction of Protostellar Cloud|website=Self-published|accessdate=2006-09-05}}</ref> Ці зорі часто оточені [[Протопланетний диск|протопланетним диском]] і живляться в основному за рахунок перетворення гравітаційної енергії. Період гравітаційного стиснення триває близько 10&nbsp;мільйонів років для зорі, як сонце, до 100&nbsp;мільйонів років для червоного карлика. <ref name="Hanslmeier2010">{{Cite book
-При розвитку [[Гравітаційна нестійкість|гравітаційної нестійкості]] хмара може почати стискатися. Нестійкість може бути викликана різними факторами, наприклад, зіткненням двох хмар, проходженням хмари через щільний рукав [[Спіральні галактики|спіральної галактики]] або ж вибухом [[Наднова|наднової зорі]] на досить близькій відстані, ударна хвиля від якої, що поширюється міжзоряним газом, може зіткнутися з молекулярною хмарою. Крім того, під час зіткнень галактик зіткнення газових хмар, пов'язаних із галактиками, починають відбуватися частіше, що пояснює збільшення темпу [[зореутворення]] під час зіткнень галактик<ref>{{cite web|lang=|url=http://www-ssg.sr.unh.edu/406/LectureNotes/Notes_X_LifeStar_04.pdf|title=Section X, Stellar Evolution|author=|website=University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group|date=|publisher=|access-date=2020-07-11|archive-date=2019-08-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20190819062454/http://www-ssg.sr.unh.edu/406/LectureNotes/Notes_X_LifeStar_04.pdf|deadlink=no}}</ref>.
+|url=https://books.google.com/books?id=Mj5tSld5tjMC&pg=PA163
+|title=Water in the Universe
+|last=Arnold Hanslmeier
+|date=2010
+|publisher=Springer Science & Business Media
+|pages=163
+|isbn=978-90-481-9984-6
+}}</ref>
+Ранні зорі менше {{Маса Сонця|2}}  називаються [[Зорі типу T Тельця|зорями T Тельця]], а ті, що мають більшу масу, — [[Ae/Be-зорі Гербіга|зорями Гербіга Ae/Be]] . Ці новоутворені зорі випромінюють струмені газу вздовж своєї осі обертання, що може зменшити [[Момент імпульсу|кутовий момент]] колапсуючої зорі та призвести до невеликих плям туманності, відомих як [[Об'єкт Гербіга — Аро|об’єкти Гербіга–Аро]] . <ref>{{Cite conference}}</ref> <ref name="smith04">{{Cite book
+|url=https://archive.org/details/originstars00smit
+|title=The origin of stars
+|last=Smith
+|first=Michael David
+|date=2004
+|publisher=Imperial College Press
+|page=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176]
+|isbn=978-1-86094-501-4
+}}</ref> Ці струмені в поєднанні з випромінюванням від сусідніх масивних зірок можуть допомогти відігнати навколишню хмару, з якої утворилася зоря. <ref>{{Cite news|first=Tom|last=Megeath|date=2010-05-11|title=Herschel finds a hole in space|url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html|publisher=ESA|accessdate=2010-05-17}}</ref>
+На початку свого розвитку зорі типу Т Тельця слідують [[Трек Хаяші|треку Хаяші]] — вони стискаються та зменшують світність, залишаючись при приблизно тій самій температурі. Менш масивні зорі T Тельця йдуть по цій доріжці до головної послідовності, тоді як більш масивні зорі повертають до [[Трек Хеньї|треку Хеньї]] . <ref name="Darling2004">{{Cite book
+|url=https://books.google.com/books?id=L5zuAAAAMAAJ
+|title=The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance
+|last=David Darling
+|year=2004
+|publisher=Wiley
+|page=229
+|isbn=978-0-471-26569-6
+}}</ref>
+За спостереженнями, більшість зір є членами подвійних зоряних систем, а властивості цих подвійних систем є результатом умов, у яких вони утворилися. <ref>{{Cite journal|last=Duquennoy|first=A.|last2=Mayor|first2=M.|date=1991|title=Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=248|issue=2|pages=485–524|bibcode=1991A&A...248..485D}}</ref> Газова хмара повинна втратити свій кутовий момент, щоб згорнутися й утворити зорю. Фрагментація хмари на кілька зір розподіляє частину цього кутового моменту. Первинні подвійні системи передають деякий кутовий момент завдяки гравітаційній взаємодії під час тісних зустрічей з іншими зорями в молодих зоряних скупченнях.
 ==== Головна послідовність ====
 {{Детальніше|Головна послідовність}}
+Зорі витрачають близько 90% свого життя на переплавлення водню в гелій під час реакцій високої температури і тиску в їх ядрах. Кажуть, що такі зорі знаходяться на головній послідовності і називаються карликовими зорями. Починаючи з головної послідовності нульового віку, частка гелію в ядрі зірки постійно зростатиме, швидкість ядерного синтезу в ядрі повільно зростатиме, як і температура та світність зірки. <ref>{{Cite journal|last=Mengel|first=J. G.|last2=Demarque|first2=P.|last3=Sweigart|first3=A. V.|last4=Gross|first4=P. G.|displayauthors=1|date=1979|title=Stellar evolution from the zero-age main sequence|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=40|pages=733–791|bibcode=1979ApJS...40..733M|doi=10.1086/190603}}</ref> Наприклад, за оцінками, яскравість Сонця зросла приблизно на 40% після досягнення головної послідовності 4,6&nbsp;мільярд ( {{Val|4.6}} ) років тому. <ref name="sun_future">{{Cite journal|last=Sackmann|first=I. J.|last2=Boothroyd|first2=A. I.|last3=Kraemer|first3=K. E.|date=1993|title=Our Sun. III. Present and Future|journal=Astrophysical Journal|volume=418|page=457|bibcode=1993ApJ...418..457S|doi=10.1086/173407|doi-access=free}}</ref>
-Наступний етап еволюції зорі&nbsp;— спалювання запасів [[водень|водню]] (точніше&nbsp;— перетворення його на [[гелій]]). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на [[головна послідовність|головній послідовності]] діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює <math>t_{ms} = \frac {10^{10}} {M^3}</math>, тобто від кількох мільйонів років для зір із масами в десятки разів більшими, ніж [[маса Сонця]], до 10—15 мільярдів років для зір із масою близькою, до маси Сонця<ref name="aesz" />.
+Кожна зоря випромінює [[зоряний вітер]] частинок, який викликає постійний відтік газу в космос. Для більшості зір втрата маси незначна. Сонце втрачає 10^−14 M ☉ щороку, <ref>{{Cite journal|last=Wood|first=B. E.|last2=Müller|first2=H.-R.|last3=Zank|first3=G. P.|last4=Linsky|first4=J. L.|displayauthors=1|date=2002|title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity|journal=The Astrophysical Journal|volume=574|issue=1|pages=412–425|arxiv=astro-ph/0203437|bibcode=2002ApJ...574..412W|doi=10.1086/340797}}</ref> або приблизно 0,01% від його загальної маси протягом усього життя. Однак дуже масивні зорі можуть втратити від  10^−7 до 10^−5 M ☉ кожного року, суттєво впливаючи на їх розвиток. <ref>{{Cite journal|last=de Loore|first=C.|last2=de Greve|first2=J. P.|last3=Lamers|first3=H. J. G. L. M.|date=1977|title=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=61|issue=2|pages=251–259|bibcode=1977A&A....61..251D}}</ref> Зорі, які на початку життя мають масу понад {{Маса Сонця|50}}  можуть втратити більше половини своєї загальної маси під час головної послідовності. <ref>{{Cite web|url=http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html|title=The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun|publisher=Royal Greenwich Observatory|accessdate=2015-11-17|archivedate=2015-11-18|archiveurl=https://web.archive.org/web/20151118161020/http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html|url-status=dead}}</ref>
+Час, який зоря витрачає на головну послідовність, залежить, насамперед, від кількості палива, яке вона має, і швидкості, з якою вона його витрачає. Очікується, що Сонце буде жити 10&nbsp;мільярдів років. Масивні зорі дуже швидко витрачають своє паливо і живуть недовго. Зорі з малою масою споживають паливо дуже повільно. Зорі, з масою, меншою за {{Маса Сонця|0.25}} , які називаються [[Червоний карлик|червоними карликами]], здатні втратити майже всю свою масу, тоді як зорі масою {{Маса Сонця|1}}  можуть злити лише близько 10% своєї маси. Поєднання їхнього повільного споживання палива та відносно великого запасу придатного для використання палива дозволяє зорям з малою масою проіснувати приблизно 10 000 мільярдів років; зоря з масою {{Маса Сонця|0.08}}  може прожити максиально приблизно 12&nbsp;трильйон років (12 000 мільярдів років). Червоні карлики стають [[Блакитний карлик|гарячішими та світлішими,]] коли накопичують гелій. Коли врешті-решт у них закінчується водень, вони стискаються в білого карлика, і температура знижується. <ref name="adams2">{{Cite conference}}</ref> Оскільки тривалість життя таких зір перевищує поточний вік Всесвіту (13,8&nbsp;мільярдів років), немає зір з масою менше приблизно {{Маса Сонця|0.85}}<ref name="saomainseq">{{Cite encyclopedia|title=Main Sequence Lifetime|publisher=Swinburne University of Technology}}</ref> , у яких завершився етап головної послідовності.
+Астрономи називають усі елементи, важчі за гелій, «металами», а хімічну [[Концентрація розчину|концентрацію]] цих елементів у зорі називають її [[Металічність|металічністю]] . Металічність зорі може впливати на час, потрібний їй для згоряння палива, і контролює формування її магнітних полів<ref>{{Cite journal|last=Pizzolato|first=N.|last2=Ventura|first2=P.|last3=D'Antona|first3=F.|last4=Maggio|first4=A.|last5=Micela|first5=G.|last6=Sciortino|first6=S.|displayauthors=1|date=2001|title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=373|issue=2|pages=597–607|bibcode=2001A&A...373..597P|doi=10.1051/0004-6361:20010626|doi-access=free}}</ref>, що впливає на потужність її зоряного вітру. <ref>{{Cite web|date=2004-06-18|url=http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html|archivedate=2004-11-22|title=Mass loss and Evolution|publisher=UCL Astrophysics Group|accessdate=2006-08-26}}</ref> Старі зорі [[Зоряне населення|населення II]] мають значно меншу металічність, ніж молодші зорі населення I через склад молекулярних хмар, з яких вони утворилися. З часом, такі хмари дедалі більше збагачуються важчими елементами, оскільки зорі більшого віку вмирають і втрачають частину своєї [[Зоряна атмосфера|атмосфери]]<ref name="Astrophysics1984">{{Cite book
+|url=https://books.google.com/books?id=e37vAAAAMAAJ
+|title=Gas in the Interstellar Medium: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon
+|last=Rutherford Appleton Laboratory. Workshop on Astronomy and Astrophysics
+|year=1984
+|publisher=Science and Engineering Research Council, Rutherford Appleton Laboratory
+}}</ref>.
 === Зоряний нуклеосинтез ===

Зоря: відмінності між версіями

Версія за 17:52, 12 листопада 2023

Етимологія

Класифікація зір

Діаграма Герцшпрунга — Рассела

Класи світності

Характеристики зір різних класів

Клас О

Клас В

Клас А

Клас F

Клас G

Клас K

Клас M

Типи зір за кінематикою

Додаткові позначення

Сучасна класифікація

Зоряна величина

Шкала міжзоряних відстаней

Відстані до найближчих зір

Фотометричний метод визначення відстані

Метод визначення фотометричної відстані, заснований на властивостях цефеїд

Характеристики

Одиниці вимірювання

Маса

Діаметр

Температура

Хімічний склад

Вік

Кінематика

Обертання

Магнітне поле

Змінні зорі

Зоряні системи

Подвійні та кратні зорі

Тісні подвійні системи

Зоряні скупчення

Кулясті

Розсіяні

Асоціації

Галактики

Еволюція зір

Утворення зір

Стиснення молекулярної хмари

Головна послідовність

Зоряний нуклеосинтез

Протозоря

Змінні зорі типу T Тельця

Фінальні стадії зоряної еволюції

Білі карлики

Нейтронні зорі

Чорні діри

Наднові

Термоядерні реакції

Структура

Зорі у міфології

Див. також

Примітки

Посилання

Література

Навігаційне меню

Пошук