Перегляд вихідного коду сторінки Зоря

{{Otheruses}}
{{redirect|Зірка|Зірка (значення)}}
{{For|зіру|Зіра (значення)}}
{{unibox}}[[Файл:Pleiades_large.jpg|міні|[[Стожари]], [[розсіяне скупчення]] зір у [[Телець (сузір'я)|сузір'ї Тельця]]. ]]
'''Зоря́'''<ref>{{СУМ-20|ЗОРЯ́}}</ref><ref>{{СУМ-11|ЗОРЯ́}}</ref>, або '''зі́рка'''<ref>{{СУМ-20|ЗІ́РКА}}</ref><ref>{{СУМ-11|ЗІ́РКА}}</ref> (також у художньому мовленні ''зоряни́ця''<ref>{{СУМ-20|ЗОРЯНИ́ЦЯ}}</ref><ref>{{СУМ-11|ЗОРЯНИ́ЦЯ}}</ref>, ''зірни́ця''<ref>{{СУМ-20|ЗІРНИ́ЦЯ}}</ref><ref>{{СУМ-11|ЗІРНИ́ЦЯ}}</ref>; у словнику Грінченка ''зі́ра''<ref>{{Грінченко|Зі́ра|20161-zira}}</ref>)&nbsp;— [[Сфероїди|сфероїдальний]] [[астрономічний об'єкт]], що складається з [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]] та виробляє енергію за допомогою термоядерного синтезу<ref name="aesz">{{А-Е-С|Зоря|184—185|z1}}</ref>. [[Сонце]]&nbsp;— одна із зір, середня за своїми розмірами та [[світність|світністю]]. Багато інших зірок видно неозброєним оком [[Ніч|вночі]], але вони розташовані на набагато більшій відстані від Землі. Найхарактерніші зірки формують [[сузір'я]] та [[Астеризм (астрономія)|астеризми]], багато з них мають [[власні назви]]. [[Видимий всесвіт|Видимий Всесвіт]] містить приблизно 10<sup>22</sup>–10<sup>24</sup> зір, з яких лише близько 6000 видно неозброєним оком<ref>{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=nsi7R3NTcmEC&pg=PA88
|title=Galileo and 400 Years of Telescopic Astronomy
|last=Grego
|first=Peter
|last2=Mannion
|first2=David
|year=2010
|publisher=Springer New York
|isbn=978-1441955920
}}</ref>.

Життя зорі [[Зореутворення|починається]] з [[Гравітаційний колапс|гравітаційного колапсу]] газової [[Галактична туманність|туманності]], що складається здебільшого з [[Водень|водню]] та [[Гелій|гелію]], та містить невелику кількість важчих елементів. Початкова [[Зоряна маса|маса]] зорі головним чином визначає її [[Еволюція зір|еволюцію]]. Протягом більшості часу свого існування зоря світиться завдяки реакціям [[Ядерний синтез|термоядерного синтезу]], що перетворюють водень на гелій у її ядрі. Наприкінці життя зорі її ядро стає [[Компактна зоря|компактним об'єктом]]: [[Білий карлик|білим карликом]], [[Нейтронна зоря|нейтронною зорею]] або [[Чорна діра|чорною дірою]].

[[Зоряний нуклеосинтез]] створює майже всі природні [[Хімічний елемент|хімічні елементи,]] важчі за [[літій]]. Втрата маси через [[зоряний вітер]] або вибухи [[Наднова|наднових]] повертають хімічно збагачений матеріал у [[міжзоряне середовище]], де з нього утворюються нові зорі. Астрономи можуть визначати властивості зір, включаючи масу, вік, [[металічність]] (хімічний склад), [[Змінні зорі|змінність]], [[Шкала космічних відстаней|відстань]] і рух у [[Простір|просторі]], проводячи спостереження їх [[Видима зоряна величина|видимої яскравості]], [[Астроспектроскопія|спектру]] і [[Астрометрія|змін положення на небі]] з часом.

Зорі можуть утворювати орбітальні системи з іншими астрономічними об'єктами, наприклад, [[Планетна система|планетні системи]] та [[Зоряна система|зоряні системи]] з [[Подвійні зорі|двома]] або [[Зоряна система|більше]] зорями. Компоненти систем можуть взаємодіяти, і це значним чином впливає на їх еволюцію. Також зорі утворюють частину набагато більших гравітаційно пов'язаних структур, таких як [[Зоряне скупчення|зоряні скупчення]] або [[Галактика|галактики]]. Зорі нарівні з іншими [[Астрономічний об'єкт|небесними тілами]] вивчає [[наука]] [[астрономія]]. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зорях, входить до кола зацікавлень [[астрофізика|астрофізики]].

== Етимологія ==
{{Вікісловник}}
Слово «зоря» походить від [[Праіндоєвропейська мова|праіндоєвропейського]] кореня «h₂stḗr», що також означає зоря, h₂eh₁s перекладається як «горіти», а tēr (суфікс агентивності). Деякі вчені вважають, що це слово запозичене з [[Аккадська мова|аккадського]] «istar» (Венера), проте дехто сумнівається в цьому припущенні. Слово « зоря» споріднене (має спільний корінь) з такими словами: [[зірочка]], [[астероїд]], астрал, [[сузір'я]], [[Есфір]]<ref>{{Cite web|title=*ster- {{!}} Etymology of root *ster- by etymonline|url=https://www.etymonline.com/word/*ster-|website=www.etymonline.com|accessdate=2023-12-05|language=en}}</ref>.

* Походить від {{lang-x-slav|*zorja/*zarja}}, яке порівнюють з {{lang-lt|žarijà}} («жар», «присок») і ''žarà'' («зоря», «зоряниця»), [[прусська мова|дав.-прусск.]] ''sari'' («жар»).
* Діалектне «звізда», яке засвідчене у багатьох слов'янських мовах ({{lang-pl|gwiazda}}, {{lang-cs|hvězda}}, {{lang-sk|hviezda}}, {{lang-hr|zvijezda}}, {{lang2|ru|bg|звезда}}, {{lang-sl|zvezda}}), походить від {{lang-x-slav|*gvězda}}<ref>{{ЕСУМ2}}</ref>.

== Історія спостережень ==
[[Стародавня Греція|Стародавні греки]] виділяли два основних типи небесних об'єктів: [[нерухомі зорі]] та мандрівні зорі ([[Планета|планети]]). Нерухомі зорі рухаються з однаковою швидкістю та не змінюють положення одна відносно одної. До мандрівних зір належали дев'ять об'єктів, які рухалися по-іншому: [[Місяць (супутник)|Місяць]], [[Сонце]] і планети [[Меркурій (планета)|Меркурій]], [[Венера (планета)|Венера]], [[Марс (планета)|Марс]], [[Сатурн (планета)|Сатурн]] і [[Юпітер (планета)|Юпітер]]<ref>{{Cite web|title=Ancient Greek Astronomy and Cosmology {{!}} Modeling the Cosmos {{!}} Articles and Essays {{!}} Finding Our Place in the Cosmos: From Galileo to Sagan and Beyond {{!}} Digital Collections {{!}} Library of Congress|url=https://www.loc.gov/collections/finding-our-place-in-the-cosmos-with-carl-sagan/articles-and-essays/modeling-the-cosmos/ancient-greek-astronomy-and-cosmology|website=Library of Congress, Washington, D.C. 20540 USA|accessdate=2023-11-17}}</ref>. Астрономи згрупували яскраві зорі в [[Астеризм (астрономія)|астеризми]] та [[сузір'я]] та використовували їх для відстеження руху планет, Місяця й [[Сонце|Сонця]]<ref name="forbes">{{Cite book
|url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
|title=History of Astronomy
|last=Forbes
|first=George
|date=1909
|publisher=Watts & Co.
|location=London
|isbn=978-1-153-62774-0
}}</ref>. Рух [[Сонце|Сонця]] на фоні зір (і горизонту) використовувався для створення [[Сонячний календар|календарів]]<ref>{{Cite web|last=Tøndering|first=Claus|date=2008|title=Other Ancient Calendars|url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html|accessdate=28 лютого 2022|website=Calendars Through The Ages|publisher=Webexhibits}}</ref>. [[Григоріанський календар]], який зараз використовується майже скрізь у світі, є [[Сонячний календар|сонячним календарем]]<ref>{{Cite book
|title=Calendrical Calculations
|last=Dershowitz, D.; Reingold, E. M
|location=Cambridge University Press.
}}</ref>.

Найдавніша точно датована зоряна карта з'явилася в давньоєгипетській [[Астрономія в Стародавньому Єгипті|астрономії]] в 1534 році до нашої ери<ref>{{Cite journal|last=von Spaeth|first=Ove|date=2000|title=Dating the Oldest Egyptian Star Map|url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp|journal=Centaurus|volume=42|issue=3|pages=159–179|bibcode=2000Cent...42..159V|doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|access-date=2007-10-21 | issn=0008-8994 }}</ref>. Найдавніші відомі зоряні каталоги були складені давньовавилонськими [[Вавилонська астрономія|астрономами]] [[Межиріччя|Месопотамії]] наприкінці 2-го тисячоліття до нашої ери, під час [[Касити|каситського періоду]] (''бл.'' 1531—1155&nbsp;рр. до н.&nbsp;е.)<ref name="north 1995 30 31">{{Cite book
|url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort
|title=The Norton History of Astronomy and Cosmology
|last=North
|first=John
|date=1995
|publisher=W.W. Norton & Company
|location=New York and London
|pages=[https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 30–31]
|isbn=0-393-03656-1
}}</ref>. Найдавніші записи [[Астрономія у Стародавньому Китаї|китайської астрономії]] датуються [[Період Чжаньґо|періодом Чжаньґо]] (476—221&nbsp;рр. до н.&nbsp;е.), але найдавніші збережені китайські зоряні каталоги астрономів [[Ши Шень]] і [[Ган Де|Гань Де]] були знайдені в ''Шидзі'' у 2 столітті до нашої ери істориком епохи правління [[Династія Хань|династії Хань]] [[Сима Цянь|Сіма Цянь]]<ref>{{Cite book
|title=The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society
|last=Sun
|first=X.
|last2=Kistemaker
|first2=J.
|date=1997
|publisher=[[Koninklijke Brill]]
|pages=21–22
|isbn=90-04-10737-1
}}</ref>. Найстаріше китайське зображення нічного неба знаходиться на лакованій коробці з [[Цзен-хоу Ї му|гробниці володаря Ї Цзена V століття до нашої ери]], хоча на ньому показані положення [[Китайські сузір'я|китайських сузір'їв]] за назвами та немає деяких зір<ref>{{Cite book
|title=The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society
|last=Sun
|first=X.
|last2=Kistemaker
|first2=J.
|date=1997
|publisher=[[Koninklijke Brill]]
|pages=18–19
|isbn=90-04-10737-1
}}</ref>.

[[Атлант Фарнезе]]&nbsp;— [[Скульптура Стародавнього Риму|римська копія]] 2-го століття нашої ери [[Скульптура Стародавньої Греції|грецької статуї]] [[Елліністичний період|епохи еллінізму]], на якій зображено [[Титани|титана]] [[Атлант]]а, що тримає [[Небесна сфера|небесну сферу]] на своєму плечі. Це найдавніше зображення [[Давньогрецька мова|давньогрецьких]] сузір'їв із системою [[Системи небесних координат|небесних координат]], що збереглося до нашого часу. Через [[Прецесія|прецесію]] сузір'я повільно зміщуються відносно сітки координат. Порівнюючи положення 41 сузір'я із сіткою координат, можна точно визначити [[Епоха (астрономія)|епоху]], коли проводилися первинні спостереження. Ґрунтуючись на цій інформації, сузір'я були каталогізовані в {{Nobr|125 ± 55 BC}}. Це вказує на те, що при створенні скульптури використовувався [[Зоряний каталог Гіппарха|зоряний каталог грецького астронома Гіппарха]] II століття до нашої ери<ref>{{Cite journal|last=Schaefer|first=Bradley E.|date=2005|title=The epoch of the constellations on the Farnese Atlas and their origin in Hipparchus's lost catalogue|journal=Journal for the History of Astronomy|volume=36/2|issue=123|pages=167–196 |bibcode=2005JHA....36..167S |doi=10.1177/002182860503600202}}</ref>. Прикладом графічного зображення нічного неба [[Єгипет (римська провінція)|часів Римської епохи]] є [[Елліністичний Єгипет|єгипетський]] [[Дендерський зодіак]] епохи Птолемеїв, датований 50 роком до нашої ери. Це барельєфна скульптура на стелі [[Храмовий комплекс Дендера|храмового комплексу Дендера]]. Вона являє собою [[планісфера|планісферу]], що зображує [[зодіак]] у графічних зображеннях. Однак деякі зорі не нанесені<ref>{{Cite journal|last=Evans|first=James|date=1999|title=The Material Culture of Greek Astronomy|journal=Journal for the History of Astronomy|volume=30|issue=3|pages=237–307, 289–290|bibcode=1999JHA....30..237E|doi=10.1177/002182869903000305}}</ref>. Попри позірну незмінність неба, [[Астрономія у Стародавньому Китаї|китайські астрономи]] знали, що на ньому можуть з'являтися нові зорі<ref name="clark">{{стаття |автор=Clark, D. H.; Stephenson, F. R. |назва=The Historical Supernovae |видання=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute |рік=1981 |випуск= |номер= |сторінки=355–370 |bibcode=1982ASIC...90..355C}} {{ref-en}}</ref>.

Найдавнішою рукописною зоряною картою, що збереглася, є [[Дуньхуанська карта зоряного неба]], датована [[Династія Тан|династією Тан]] (618—907) і виявлена в [[Печери Моґао|печерах Могао]] в [[Дуньхуан]]і у провінції [[Ганьсу]], що розташована уздовж [[Великий шовковий шлях|Шовкового шляху]]. Це сувій завдовжки 210&nbsp;см і завширшки 24,4&nbsp;см, на якому зображено небо між [[Схилення (астрономія)|схиленнями]] 40° на південь і 40° на північ на дванадцяти панелях. Також на тринадцятій панелі показано навколополярне північне небо. Загалом на карту нанесено 1345 зір, згрупованих у 257 [[Астеризм (астрономія)|астеризмів]]. Дата її створення точно невідома, але оцінюється в 705–10 роки нашої ери<ref name="193247613X">{{Cite book
|url=https://archive.org/details/aurelsteinonsilk0000whit
|title=The Silk Road: trade, travel, war and faith
|last=Whitfield, Susan
|authorlink1=Susan Whitfield
|last2=Sims-Williams, Ursula
|date=2004
|publisher=Serindia Publications, Inc.
|pages=[https://archive.org/details/aurelsteinonsilk0000whit/page/81 81–86]
|isbn=1-932476-13-X
}}</ref><ref name="jahh12">{{Cite journal|last=Bonnet-Bidaud|last2=Jean-Marc|last3=Praderie, Françoise|last4=Whitfield, Susan|date=2009|title=The Dunhuang Chinese sky: A comprehensive study of the oldest known star atlas|journal=Journal of Astronomical History and Heritage|volume=12|issue=1|pages=39–59|arxiv=0906.3034|bibcode=2009JAHH...12...39B|doi=10.3724/SP.J.1440-2807.2009.01.04}}</ref><ref>{{Cite web|first=Jean-Marc|last=Bonnet-Bidaud|date=2009-06-27|title=The Oldest Extand Star Chart|publisher=Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers|url=http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=actu&id_ast=2615|accessdate=2009-09-30}}</ref>.

У XI столітті перський учений [[Аль-Біруні]] описав галактику [[Чумацький Шлях]] як безліч фрагментів, що мають властивості [[Галактична туманність|туманних]] зір, і вказав положення відомих зір під час [[Місячне затемнення|місячного затемнення]] в 1019 році<ref>{{Cite web|last=Zahoor|first=A.|date=1997|url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html|archivedate=2008-06-26|title=Al-Biruni|publisher=Hasanuddin University|accessdate=2007-10-21}}</ref>. 1584 року [[Джордано Бруно]] припустив, що деякі зорі схожі на Сонце й можуть мати [[Екзопланета|інші планети]], можливо, навіть схожі на Землю, які обертаються навколо них<ref name="he history">{{Cite web|last=Drake|first=Stephen A.|date=2006-08-17|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html|title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy|publisher=NASA HEASARC|accessdate=2006-08-24}}</ref>. Таку ідею раніше висловлювали давньогрецькі [[Давньогрецька філософія|філософи]] [[Демокріт]] і [[Епікур]]<ref>{{Cite web|first=Peter|last=Greskovic|first2=Peter|last2=Rudy|date=2006-07-24|url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/|title=Exoplanets|publisher=ESO|accessdate=2012-06-15|archivedate=10.10.2008 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/|url-status=dead}}</ref>, а також середньовічні ісламські космологи<ref>{{Cite journal|last=Ahmad|first=I. A.|date=1995|title=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization|journal=Vistas in Astronomy|volume=39|issue=4|pages=395–403 [402]|bibcode=1995VA.....39..395A|doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X}}</ref>, зокрема Фахр аль-Дін аль-Разі<ref name="Setia">{{Cite journal|last=Setia|first=Adi|date=2004|title=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey|url=http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|journal=Islam & Science|volume=2|issue=2|archive-url=https://web.archive.org/web/20200109010911/http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|archive-date=9 січня 2020|access-date=26.05.2018|url-status=dead}}</ref>. Італійський астроном {{Нп|Джемініано Монтанарі|Джемініано Монтанарі|en|Geminiano Montanari}} в 1667 році записав спостереження змін яскравості зорі [[Алголь]]. [[Едмонд Галлей]] опублікував перші вимірювання [[Власний рух|власного руху]] пари сусідніх «нерухомих» зір, продемонструвавши, що вони змінили положення з часів [[Стародавня Греція|давньогрецьких]] астрономів [[Клавдій Птолемей|Птолемея]] та [[Гіппарх]]а<ref name="he history2">{{Cite web|last=Drake|first=Stephen A.|date=2006-08-17|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html|title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy|publisher=NASA HEASARC|accessdate=2006-08-24}}</ref>. 1690 року посмертно опубліковано атлас зоряного неба Firmamentum Sobiescianum польського астронома [[Ян Гевелій|Яна Гевелія]]. Він містив 56 великих двосторінкових зоряних карт і покращив точність визначення положення зір південного неба. Він представив ще 11 сузір'їв, включно із [[Щит (сузір'я)|Щитом]], [[Ящірка (сузір'я)|Ящіркою]] та [[Гончі Пси (сузір'я)|Гончими Псами]]<ref>{{Cite web|title=Hevelius, Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia {{!}} WallHapp Catalogue|url=https://www.wallhapp.com/urano/johannes-hevelius|website=www.wallhapp.com|accessdate=2023-12-04}}</ref>.

[[Фрідріх Вільям Гершель|Вільям Гершель]] був першим астрономом, який спробував визначити розподіл зір на небі. Протягом 1780-х років він встановив серію датчиків у 600 напрямках і підрахував зорі, які спостерігалися вздовж кожної лінії зору. З цього він зробив висновок, що кількість зір неухильно зростає у напрямку до [[Галактичний центр|ядра]] [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху.]] Його син [[Джон Гершель]] повторив це дослідження в [[Південна півкуля|південній півкулі]] і виявив відповідне збільшення в тому ж напрямку<ref>{{Cite journal|last=Proctor|first=Richard A.|date=1870|title=Are any of the nebulæ star-systems?|url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M|journal=Nature|volume=1|issue=13|pages=331–333|bibcode=1870Natur...1..331P|doi=10.1038/001331a0}}</ref>.

У 1865 році [[Анджело Секкі]] почав класифікувати зорі за [[Спектральна класифікація зір|спектральними типами]]<ref>{{Cite web|last=MacDonnell|first=Joseph|url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm|archivedate=2011-07-21|title=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics|publisher=[[Fairfield University]]|accessdate=2006-10-02}}</ref>. Сучасну схему класифікації зір розробила астрономка [[Енні Джамп Кеннон]] на початку 1900-х років<ref name="HubenyMihalas2014">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=TmuYDwAAQBAJ&pg=PA23
|title=Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis
|last=Ivan Hubeny
|last2=Dimitri Mihalas
|date=2014
|publisher=Princeton University Press
|pages=23
|isbn=978-0-691-16329-1
}}</ref>. Перше пряме вимірювання відстані до зорі поза нашою сонячною системою ([[61 Лебедя]] на відстані 11,4 [[Світловий рік|світлових років]], у 680&nbsp;000 разів далі від Землі, ніж Сонце) здійснив в 1838 році [[Фрідріх-Вільгельм Бессель]] за допомогою техніки [[паралакс]]а<ref>{{Cite web|title=A Brief History of High-Energy Astronomy: 1800–1899|url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/1800.html|website=heasarc.gsfc.nasa.gov|accessdate=2023-11-17}}</ref>. У двадцятому столітті наукові дослідження зір розвивалися все швидше завдяки використанню фотографії. Також розробка [[Фотоелектронний помножувач|фотоелектронного помножувача]] дозволила проводити точні вимірювання яскравості на кількох інтервалах довжин хвиль. 1921 року [[Альберт Абрагам Майкельсон|Альберт А. Майкельсон]] виконав перші вимірювання діаметра зір за допомогою [[Інтерферометрія|інтерферометра]] на [[Обсерваторія Маунт-Вілсон|телескопі Гукера]] в [[Обсерваторія Маунт-Вілсон|обсерваторії Маунт-Вілсон]]<ref>{{Cite journal|last=Michelson|first=A. A.|last2=Pease|first2=F. G.|date=1921|title=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer|journal=Astrophysical Journal|volume=53|issue=5|pages=249–259|bibcode=1921ApJ....53..249M|doi=10.1086/142603|pmc=1084808|pmid=16586823}}</ref>. 1913 року було розроблено [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграму Герцшпрунга&nbsp;— Рассела]], що поклало початок астрофізичним дослідженням зір. Було розроблено успішні моделі внутрішньої структури й еволюції зір. [[Сесілія Пейн-Гапошкіна|Сесілія Пейн-Гапошкін]] у своїй кандидатській дисертації 1925 року вперше припустила, що зорі складаються переважно з водню та гелію<ref>{{Cite web|url=http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20050318221903/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html|url-status=dead|archivedate=2005-03-18|title=" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP|publisher=[[University of California]]|accessdate=2013-02-21}}</ref>. Розуміння спектрів зір покращилося завдяки прогресу в [[Квантова механіка|квантовій фізиці]]. Це дозволило визначати хімічний склад зоряних атмосфер<ref name="new cosmos2">{{Cite book
|title=The New Cosmos
|last=Unsöld
|first=Albrecht
|date=2001
|publisher=Springer
|edition=5th
|location=New York
|pages=180–185, 215–216
|isbn=978-3-540-67877-9
}}</ref>.

== Зореутворення та еволюція зір ==
{{Детальніше|Еволюція зір}}

Зорі формуються в областях [[Міжзоряне середовище|простору]] з порівняно більшою щільністю речовини, але ці області менш щільні, ніж у [[Вакуумна камера|вакуумній камері]]. Ці області знані як [[Молекулярна хмара|молекулярні хмари]]. 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>. Усі зорі проводять більшу частину свого існування як зорі [[Головна послідовність|головної послідовності]], генеруючи енергію шляхом ядерного синтезу водню в гелій у своїх ядрах. Проте зорі різної маси на різних стадіях свого розвитку мають помітно різні властивості. Кінцева доля масивніших зір відрізняється від долі менш масивних зір, як і їх світність і вплив на навколишнє середовище. Відповідно, астрономи часто групують зорі за їх масою<ref>{{Cite book
|title=The origin and evolution of planetary nebulae
|last=Kwok
|first=Sun
|date=2000
|series=Cambridge astrophysics series
|publisher=Cambridge University Press
|volume=33
|pages=103–104
|isbn=978-0-521-62313-1
}}</ref>:

* ''Зорі дуже малої маси''&nbsp;— менше ніж {{Маса Сонця|0,4}}&nbsp;— є повністю [[Конвекція|конвективними]] та рівномірно розподіляють [[гелій]] по всьому об'єму зорі, перебуваючи на головній послідовності. Тому вони ніколи не спалюють гелій в оболонці навколо ядра, і відповідно не стають [[Червоні гіганти|червоними гігантами]]. Після вичерпання водню вони стають [[Білий карлик|гелієвими білими карликами]] та повільно охолоджуються<ref name="adams">{{Cite conference}}</ref>. Оскільки тривалість життя дуже легких зір перевищує [[вік Всесвіту]], жодна така зоря ще не досягла стадії білого карлика.
* ''Зорі малої маси&nbsp;—'' від {{Маса Сонця|0,4}} до ~{{Маса Сонця|2,25}} (зокрема Сонце)&nbsp;— залежно від свого складу стають червоними гігантами, коли в їхньому ядрі закінчується водень, і вони починають спалювати гелій у ядрі після так званого [[Спалах гелієвого ядра|спалаху гелієвого ядра]]. Пізніше, на [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичній гілці гігантів]], у них утворюється вироджене вуглецево-кисневе ядро. На пізніших стадіях такі зорі відкидають зовнішню оболонку та утворюють [[планетарна туманність|планетарну туманність]], а на місці зорі залишається її 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&nbsp;— від'' ~{{Маса Сонця|2,25}} до ~{{Маса Сонця|8}}&nbsp;— проходять етапи еволюції, подібні до зір із малою масою, але після відносно короткого періоду на гілці червоних гігантів вони запалюють гелій без спалаху та проводять тривалий період в області [[Червоне згущення|червоного згущення]], перш ніж утворити вироджене вуглекисневе ядро<ref name="Kolb2014" /><ref name="Bisnovatyi-Kogan2013" />.
* ''Масивні зорі''&nbsp;— понад ~{{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 такі зорі стають [[надгігант]]ами і починають 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>.

=== Протозоря ===
{{Детальніше|Протозоря}}[[Файл:Starsinthesky.jpg|right|thumb|Область зореутворення у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]]. [[NASA]]/[[Європейське космічне агентство|ESA]] image.]]
Утворення зорі починається з гравітаційної нестабільності в молекулярній хмарі, спричиненої областями більшої густини, часто спричиненої стисненням хмар випромінюванням масивних зір, 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 |author=Getman, K.; V. Feigelson, E. D.; Sicilia-Aguilar, A.; Broos, P. S.; Kuhn, M. A.; Garmire, G. P. |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 западатися під дією власної сили тяжіння<ref>{{Cite book
|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, а температура підвищується. Далі протозоряна хмара досягає стабільного стану [[Гідростатична рівновага|гідростатичної рівноваги]], та в її центрі 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>. Цей об'єкт ще не можна назвати зорею, оскільки температура в його ядрі не достатньо висока, щоб розпочалися [[Ядерний синтез|термоядерні реакції]]. Протозорі часто оточені [[Протопланетний диск|протопланетним диском]] і нагріваються переважно шляхом гравітаційного стискання<ref name="Hanslmeier2010">{{Cite book
|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>.

=== Головна послідовність ===
{{Детальніше|Головна послідовність}}
Зорі витрачають близько 90&nbsp;% свого існування на перетворення водню в гелій у своїх ядрах, такі зорі перебувають на [[Головна послідовність|головній послідовності]]. Оцінюється, що яскравість [[Сонце|Сонця]] зросла приблизно на 40&nbsp;% після досягнення головної послідовності 4,6&nbsp;млрд 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>. Кожна зоря має [[зоряний вітер]]&nbsp;— потік частинок з верхніх шарів атмосфери. Через це зоря постійно втрачає масу. Сонце втрачає 10<sup>−14</sup>&nbsp;M<sub>☉</sub> 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&nbsp;% від загальної маси протягом усього існування. Однак дуже масивні зорі можуть втрачати від 10<sup>−7</sup> до 10<sup>−5</sup>&nbsp;M<sub>☉</sub> на рік, і це суттєво впливає на їх еволюцію<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 існування мають масу понад 50&nbsp;M<sub>☉</sub>, можуть втратити більш половини своєї маси за час перебування на головній 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>.

=== Еволюція після головної послідовності ===
{{Докладніше|Червоні гіганти}}
Коли зорі масою більше {{Маса Сонця|0,4}}<ref name="late stages2">{{Cite web|last=Richmond|first=Michael|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|title=Late stages of evolution for low-mass stars|publisher=Rochester Institute of Technology|accessdate=2006-08-04}}</ref> вичерпують запаси водню у своєму ядрі, вони починають спалювати водень в оболонці, що оточує гелієве ядро. Зовнішні шари зорі розширюються й сильно охолоджуються&nbsp;— вона перетворюється на [[Червоні гіганти|червоного гіганта]]. У деяких випадках вони спалюють важчі [[Хімічний елемент|елементи]] в ядрі або в оболонках навколо ядра. Коли зорі розширюються, вони викидають частину своєї маси, збагачену цими важчими елементами, у міжзоряне середовище. Потім з цього матеріалу утворюються нові зорі<ref>{{Cite web|url=http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html|archivedate=2008-02-10|title=Stellar Evolution & Death|publisher=NASA Observatorium|url-status=dead|accessdate=2006-06-08}}</ref>. Приблизно через 5&nbsp;мільярдів років, коли Сонце увійде у фазу горіння гелію, воно розшириться до максимального радіуса приблизно 1&nbsp;а.&nbsp;о. (150&nbsp;млн км), що у 250 разів перевищує його теперішній розмір, і втратить 30&nbsp;% своєї поточної маси<ref name="sun_future2">{{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><ref name="sun_future_schroder">{{Cite journal|last=Schröder|first=K.-P.|last2=Smith|first2=Robert Connon|date=2008|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=386|issue=1|pages=155–163|arxiv=0801.4031|bibcode=2008MNRAS.386..155S|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x}} див. також {{Cite news |url=https://www.newscientist.com/article/dn13369 |title=Hope dims that Earth will survive Sun's death |date=2008-02-22 |newspaper=NewScientist.com news service |first=Jason |last=Palmer |accessdate=2008-03-24}}</ref>.

Оскільки оболонка, що спалює водень, виробляє гелій, маса і температура ядра збільшуються. Гелієве ядро червоного гіганта, що утворився із зорі з початковою масою до {{Маса Сонця|2,25}}, стає виродженим. Коли температура достатньо підвищується, відбувається [[спалах гелієвого ядра]], тобто вибуховий початок спалювання гелію в ядрі. При цьому зоря швидко зменшується в радіусі, підвищує температуру своєї поверхні та переміщується до [[Горизонтальна гілка|горизонтальної гілки]] діаграми ГР. Для масивніших зір термоядерний синтез гелієвого ядра починається до того, як ядро вироджується, і зорі проводить деякий час у [[Червоне згущення|червоному згущенні]], повільно спалюючи гелій, перш ніж зовнішня конвективна оболонка руйнується. Потім зоря переходить до горизонтальної гілки<ref name="iben">{{Cite journal|last=Iben|first=Icko Jr.|date=1991|title=Single and binary star evolution|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=76|pages=55–114|bibcode=1991ApJS...76...55I|doi=10.1086/191565|doi-access=free}}</ref>.

==== Еволюція масивних зір ====
[[Файл:Evolved star fusion shells.svg|міні|Внутрішня структура масивної зорі перед колапсом]]

Під час фази спалювання гелію зоря з масою понад {{Маса Сонця|8}} розширюється, утворюючи спочатку [[Блакитні надгіганти|синій]], а потім [[червоний надгігант]]. Особливо масивні зорі можуть еволюціонувати до [[Зорі Вольфа — Райє|зорі Вольфа–Райє]], у спектрі якої переважають лінії випромінювання елементів, важчих за водень, які досягли поверхні внаслідок сильної конвекції та інтенсивної втрати маси або внаслідок скидання зовнішніх шарів<ref name="ContiLoore2012">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=aZbnCAAAQBAJ
|title=Mass Loss and Evolution of O-Type Stars
|last=P.S. Conti
|last2=C. de Loore
|date=2012
|publisher=Springer Science & Business Media
|isbn=978-94-009-9452-2
}}</ref>.

Коли в ядрі масивної зорі закінчується гелій, воно стискається, а його температура й тиск зростають достатньо, щоб [[Ядерне горіння вуглецю|спалювати вуглець]]. Коли вичерпується [[вуглець]], починається [[Ядерне горіння неону|спалення неону]], [[Ядерне горіння кисню|спалення кисню]] і [[Ядерне горіння кремнію|кремнію]]. Ближче до кінця життя зорі [[Ядерний синтез|термоядерний синтез]] продовжується в кількох шарах всередині неї<ref>{{Cite web|url=https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html|title=The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae|publisher=Penn Stats College of Science|accessdate=2016-01-05}}</ref>. Останній етап відбувається, коли масивна зорі починає виробляти [[залізо]]. Оскільки ядра заліза [[Енергія зв'язку|зв'язані]] міцніше, ніж будь-які важчі ядра, спалювання будь-яких важчих елементів не призводить до вивільнення енергії<ref name="sneden">{{Cite journal|last=Sneden|first=Christopher|date=2001-02-08|title=Astronomy: The age of the Universe|journal=Nature|volume=409|issue=6821|pages=673–675|doi=10.1038/35055646|pmid=11217843|doi-access=free}}</ref>.

=== Фінальні стадії зоряної еволюції ===

==== Білі карлики ====
{{Main|Білий карлик}}
[[Білий карлик]]&nbsp;— гарячий об'єкт із малими розмірами й великою густиною речовини: за маси близько [[Маса Сонця|сонячної]] його радіус у ~100 разів менший. Така велика густина спричинена [[Вироджений газ|виродженим станом]] його речовини. Зорі з масами менш як 8—10&nbsp;{{Маса сонця}} наприкінці своєї еволюції стають білими карликами. У зорях із масами менше ніж 0,4&nbsp;{{Маса сонця}} цей процес проходить без скидання оболонки, оскільки вони хімічно однорідні через постійну конвекцію і наприкінці життя стають повністю [[Гелій|гелієвими]]. Зорі більшої маси скидають значну частину маси, утворюючи [[планетарна туманність|планетарну туманність]]. Від самої зорі залишається тільки вироджене ядро, яке і є білим карликом. Від зір із початковою масою менше 0,5&nbsp;{{Маса сонця}} залишається гелієвий білий карлик, від масивніших зір до 8&nbsp;{{Маса сонця}}&nbsp;— вуглецево-кисневий. Якщо від зорі з масою 8-10&nbsp;{{Маса сонця}} залишається білий карлик, а не [[нейтронна зоря]], то він складається з важчих елементів: [[Кисень|кисню]], [[неон]]у, [[Магній|магнію]] й інших елементів<ref name=":3" /><ref name=":122">{{cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/theory.schem/stagelife.htm|title=Схема эволюции одиночной звезды|author=Миронова И.|website=[[Астронет]]|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2020-07-11|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629070950/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/theory.schem/stagelife.htm|deadlink=no}}</ref>. Маса білого карлика обмежена зверху [[Межа Чандрасекара|межею Чандрасекара]], що дорівнює приблизно 1,44 {{Маса сонця}}<ref>{{Cite web|url=https://www.oxfordreference.com/display/10.1093/oi/authority.20110803095601833|title=Chandrasekhar limit|website=oxfordreference.com}}</ref><ref>{{Cite web|title=What is the Chandrasekhar limit?|url=https://www.quora.com/What-is-the-Chandrasekhar-limit-1|website=Quora|accessdate=2023-12-04|language=en}}</ref>.[[Файл:Crab Nebula.jpg|міні|[[Крабоподібна туманність]]&nbsp;— залишок від вибуху наднової, що спостерігалася майже 1000 років тому. У центрі туманності знаходиться нейтронна зоря&nbsp;— [[пульсар]].]]

==== Нейтронні зорі ====
{{Детальніше|Нейтронна зоря}}
Для маси більшої за [[Межа Чандрасекара|межу Чандрасекара]] 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 [[Нейтронізація|нейтронізується]]: [[електрон]]и «вдавлюються» в [[протон]]и, утворюючи нейтрони й випромінюючи нейтрино. За ядерної щільності речовини [[бета-розпад]] нейтронів стає енергетично невигідним і нейтрони стають стабільними частинками. Тоді ядро зорі перетворюється не на білий карлик, а на нейтронну зорю. При цьому виділяється величезна кількість енергії й відбувається вибух наднової. Зорі з початковою масою понад 8—10&nbsp;{{Маса сонця}} можуть стати як нейтронними зорями, так і [[Чорна діра|чорними дірами]]<ref name=":3" /><ref>{{Cite book
|title=Физика космоса: Маленькая энциклопедия
|last=Утробин В. П.
|year=1986
}}</ref>.

==== Чорні діри ====
{{Докладніше|Чорна діра}}
Якщо маса ядра перевищуватиме [[Межа Оппенгеймера — Волкова|межу Оппенгеймера&nbsp;— Волкова]], нейтронна зоря не буде стійкою до 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 [[Гравітаційний радіус|радіусу Шварцшильда]], за якого [[друга космічна швидкість]] дорівнює [[Швидкість світла|швидкості світла]], і виникає [[чорна діра зоряної маси]]<ref name=":3" /><ref name=":15">{{Cite book
|title=Загальний курс астрономії
|last=Кононович Э. В.; Мороз В. И.
|year=2004
}}</ref>. Однак, існує й інший сценарій утворення чорних дір, за якого [[Наднова|вибух наднової]] не відбувається&nbsp;— натомість відбувається [[Чорна діра зоряної маси|колапс]] зорі та її перетворення на чорну діру, зорю, що колапсує в такий спосіб, називають [[Невдала наднова|невдалою надновою]]<ref>{{Cite web|title=Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/collapsing-star-gives-birth-to-a-black-hole|website=NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)|accessdate=2023-11-11|language=en-US|last=https://www.jpl.nasa.gov}}</ref><ref>{{Cite web|title=Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births|url=https://www.scientificamerican.com/article/astronomers-may-have-witnessed-2-black-hole-births/|website=Scientific American|accessdate=2023-11-11|language=en|first=Lee|last=Billings}}</ref>.

== Класифікація зір ==

=== Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір ===
{| class="standard" style="text-align: center;"
 ! style="width: 5px;" | Клас
 ! style="width: 100px;" | Температура, <br />K
 ! style="width: 40px;" abbr="color" | Справжній колір
 ! style="width: 40px;" abbr="color" | Видимий колір<ref name="Moore">{{ref-en}} The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{ref-en}}{{cite web|date=December 21 2004|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|accessdate=2007-09-26|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070922220734/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|archivedate=2007-09-22|deadurl=yes}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref>
!Характерні значення [[Показник кольору B−V|B-V]]<ref name=":032">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/stellar-classification|title=Stellar classification|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2021-04-14|archive-date=2021-05-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210503054159/https://www.britannica.com/science/stellar-classification|deadlink=no}}</ref>
! abbr="color" | Основні спектральні ознаки та інші характеристики
 
! style="width: 200px;" abbr="color" | Спектральні еталони'''<ref name="Garrison2">{{cite book
|url=http://aspbooks.org/a/volumes/table_of_contents/?book_id=172
|title=The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight
|last=Garrison
|first=R. F.
|year=1994
|editor-last=Corbally
|editor-first=C. J.
|series=Astronomical Society of the Pacific conference series
|publisher=Astronomical Society of the Pacific
|volume=60
|pages=3–14
|chapter=A Hierarchy of Standards for the MK Process
|isbn=978-1-58381-396-6
|oclc=680222523
|author-link=Robert F. Garrison
|editor-last2=Gray
|editor-first2=R. O.
|editor-last3=Garrison
|editor-first3=R. F.
|chapter-url=http://aspbooks.org/publications/60/3.pdf
|url-access=subscription
|publication-place=San Francisco
}}</ref><ref name="MK732">{{cite journal|last1=Morgan|first1=W. W.|last2=Keenan|first2=P. C.|date=1973|title=Spectral Classification|url=https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1973_11/page/29|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=11|page=29|bibcode=1973ARA&A..11...29M|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333}}</ref><ref name="MK7832">{{cite book
|title=Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun
|last1=Morgan
|first1=W. W.
|last2=Abt
|first2=Helmut A.
|last3=Tapscott
|first3=J. W.
|year=1978
|location=Yerkes Observatory, University of Chicago
|bibcode=1978rmsa.book.....M
}}</ref>'''
|- style="background: #ECCEFF;"
 ! style="background: #ECCEFF;" | O
 | 30 000—60 000
 | style="background: #9aafff;" | блакитний
 | style="background: #aabfff;" | блакитний
 
|−0,3<sup>m</sup>
| align="left" | Слабкі лінії нейтрального [[водень|водню]], [[гелій|гелію]], іонізованого гелію. Крім того, відмінною рисою їхніх спектрів є лінії поглинання багаторазово [[Іонізація|іонізованих]] елементів: наприклад, Si V, C III, N III і O III<ref name=":232" group="комм.">Римська цифра після позначення елемента означає його ступінь іонізації. I&nbsp;— нейтральний атом, II&nbsp;— одноразово іонізований елемент, III&nbsp;— двічі іонізований, і так далі.</ref><ref name=":3">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&newbks=0&hl=uk
|title=Fundamental Astronomy
|last=Karttunen
|first=Hannu
|last2=Kröger
|first2=Pekka
|last3=Oja
|first3=Heikki
|last4=Poutanen
|first4=Markku
|last5=Donner
|first5=Karl Johan
|date=2007-08-09
|publisher=Springer Science & Business Media
|language=en
|isbn=978-3-540-34144-4
}}</ref><ref name=":4">{{Cite book
|title=Stellar spectral classification
|last=Gray R. O., Corbally C. J.
|year=2009
|publisher=Princeton University Press
}}</ref>.
До [[Зорі спектрального класу O|спектрального класу O]] належать найбільш гарячі зорі, які мають блакитний колір та від'ємний показник кольору B-V<ref name=":032" />. У спектрах зір класу O домінує синє й [[ультрафіолетове випромінювання]].
 |O7V&nbsp;— S Єдинорога

O9V&nbsp;— 10 Ящірки
|- style="background: #E4D6FF;"
 ! style="background: #E4D6FF;" | B
 | 10 000—30 000
 | style="background: #cad7ff;" | біло-блакитний
 | style="background: #cad7ff;" | біло-блакитний та білий
 
|−0,2<sup>m</sup>
| align="left" | Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії K і Ca II.
[[Зорі спектрального класу B]] мають нижчі температури, ніж зорі класу O, однак показник кольору все ще є від'ємним<ref name=":032" /><ref name=":3" /><ref name=":4" />.
 
|B0V&nbsp;— [[Іпсилон Оріона]]

B0Ia&nbsp;— [[Альнілам]]

B2Ia&nbsp;— Хі<sup>2</sup> Оріона

B2Ib&nbsp;— 9 Цефея

B3V&nbsp;— [[Алькайд (зоря)|Алькайд]]

B3V&nbsp;— Ета Візничого

B3Ia&nbsp;— [[Омікрон2 Великого Пса|Омікрон<sup>2</sup> Великого Пса]]

B5Ia&nbsp;— [[Алудра]]

B8Ia&nbsp;— [[Рігель]]
|- style="background: #F2E1FF;"
 ! style="background: #F2E1FF;" | A
 | 7500—10 000
 | style="background: #f8f7ff;" | білий
 | style="background: #f8f7ff;" | білий
 
|~0<sup>m</sup>
| align="left" | Сильна [[серія Бальмера]], лінії K і Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів.
У спектрах зір класу A дуже сильні лінії водню, які досягають максимуму інтенсивності в підкласі A2, особливо це стосується [[Серія Бальмера|серії Бальмера]]<ref name=":45">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|title=Spectral type|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-04-14|archive-date=2021-04-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210415094828/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":032" /><ref name=":3" /><ref name=":4" />.
 
|A0Van&nbsp;— [[Фекда]]

A0Va&nbsp;— [[Вега]]

A0Ib&nbsp;— {{Не перекладено|Ета Льва|Ета Льва|en|Eta Leonis}}

A0Ia&nbsp;— {{Не перекладено|HD 21389|HD 21389|en|HD 21389}}

A1V&nbsp;— [[Сіріус|Сіріус A]]

A2Ia&nbsp;— [[Денеб]]

A3Va&nbsp;— [[Фомальгаут]]
|- style="background: #f8f7ff;"
 ! style="background: #f8f7ff;" | F
 | 6000—7500
 | style="background: #FDFAE0;" | жовто-білий
 | style="background: #f8f7ff;" | білий
 
| +0.4<sup>m</sup>
| align="left" | Сильні лінії H і K, Ca II, лінії інших металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca і Ti. У спектрах цих зір видно лінії іонізованих і нейтральних металів, наприклад, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II<ref name=":232" group="комм." />. У пізніших підкласів вони проявляються сильніше, а лінії нейтрального водню&nbsp;— слабше<ref name=":422">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|title=Spectral type|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-04-14|archive-date=2021-04-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210415094828/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":3" /><ref name=":4" />.
 
|F0IIIa&nbsp;— Дзета Льва

F0Ib&nbsp;— Альфа Зайця

F1V&nbsp;— [[Список зір сузір'я Великої Ведмедиці|37 Великої Ведмедиці]]

F2V&nbsp;— [[Список зір сузір'я Великої Ведмедиці|78 Великої Ведмедиці]]

F7V&nbsp;— Йота Риб

F9V&nbsp;— Бета Діви

F9V&nbsp;— HD 10647
|- style="background: #FDFAE0;"
 ! style="background: #FDFAE0;" | G
 | 5000—6000
 | style="background: #fff2a1;" | жовтий
 | style="background: #fff2a1;" | жовтий
 
| +0.6<sup>m</sup>
| align="left" | Інтенсивні лінії H, K і Ca II. Лінії Ca I та численні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH і CN.
Найчіткіше в спектрах таких зір видні лінії металів, зокрема, заліза, титану та особливо лінії Ca II, що досягають максимуму інтенсивності в підкласі G0<ref name=":232" group="комм." /><ref name=":432">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|title=Spectral type|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-04-14|archive-date=2021-04-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210415094828/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":3" /><ref name=":4" />.
 
|G0V&nbsp;— [[Бета Гончих Псів]]

G0IV&nbsp;— Ета Волопаса

G0Ib&nbsp;— Бета Водолія

G2V&nbsp;— [[Сонце]]

G5V&nbsp;— Каппа<sup>1</sup> Кита

G5IV&nbsp;— М Геркулеса

G5Ib&nbsp;— 9 Пегаса

G8V&nbsp;— 61 Великої Ведмедиці

G8IV&nbsp;— Альшаїн

G8IIIa&nbsp;— Каппа Близнят

G8IIIab&nbsp;— Віндеміатрикс

G8Ib&nbsp;— Епсилон Близнят
|- style="background: #ffd2a1;"
 ! style="background: #ffd2a1;" | K
 | 3500—5000
 | style="background: #ffc46f;" | помаранчевий
 | style="background: #ffe46f;" | жовтувато-помаранчевий
 
| +1.0<sup>m</sup>
| align="left" | Інтенсивні лінії металів та смуга G. Лінії водню майже непомітні.
У спектрах таких зір добре видно лінії металів, зокрема, Ca I, та інших елементів, які видно у зорях класу G<ref name=":232" group="комм." /><ref name=":442">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|title=Spectral type|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-04-14|archive-date=2021-04-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210415094828/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":3" /><ref name=":4" />.
В зорях з такою відносно низькою температурою можуть формуватися молекули. Зокрема, з'являються смуги поглинання монооксиду титану (TiO).
 
|K0V&nbsp;— Сигма Дракона

K0III&nbsp;— [[Поллукс (зоря)|Поллукс]]

K0III&nbsp;— Епсилон Лебедя

K2V&nbsp;— [[Епсилон Ерідана]]

K2III&nbsp;— Каппа Змієносця

K3III&nbsp;— Ро Волопаса

K5V&nbsp;— [[61 Лебедя]]

K5III&nbsp;— Етамін
|- style="background: #ffcc6f;"
 ! style="background: #ffcc6f;" | M
 | 2000—3500
 | style="background: #ff6060;" | червоний
 | style="background: #ffa040;" | помаранчево-червоний
 
| +1.5<sup>m</sup>
| align="left" | Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Ще помітні лінії металів. Спектри цих зір покриті численними молекулярними смугами поглинання TiO та інших молекулярних сполук. Також спостерігається безліч ліній нейтральних металів, з яких лінія Ca I найсильніша<ref name=":232" group="комм." /><ref name=":3" /><ref name=":4" />.
 
|M0IIIa&nbsp;— Бета Андромеди

M2III&nbsp;— Чи Пегаса

M1-M2Ia-Iab&nbsp;— [[Бетельгейзе]]

M2Ia&nbsp;— [[Μ Цефея|М Цефея]]
|}

=== Коричневі карлики ===
Окрім основних 7 спектральних класів зір, які існували з початку 20 століття<ref>{{Cite book
|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1901AnHar..28..129C/ADS_PDF
|title=Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial
|last=Cannon
|first=Annie J.
|last2=Pickering
|first2=Edward C.
|year=1901
|publisher=Annals of Harvard College Observatory
|volume=28
|pages=129-135
|language=англійською
}}</ref><ref>{{Cite book
|url=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1912AnHar..56..115C
|title=Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra
|last=Cannon
|first=Annie Jump
|last2=Pickering
|first2=Edward Charles
|year=1912
|publisher=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College
|volume=56 (5)
|pages=115-164
|language=англійською
}}</ref><ref>{{Cite web|title=Annie Jump Cannon -|url=https://www.projectcontinua.org/annie-jump-cannon/|accessdate=2023-12-18|language=en-US}}</ref>, пізніше з'явилися 4 спектральні класи коричневих карликів, що їх відкрито лише в 1995 році<ref name=":17">{{Cite web|title=Brown dwarf {{!}} Astronomy, Formation & Characteristics {{!}} Britannica|url=https://www.britannica.com/science/brown-dwarf|website=www.britannica.com|date=2023-12-14|accessdate=2023-12-18|language=en}}</ref><ref>{{Cite news|title=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster|url=https://www.nature.com/articles/377129a0|work=Nature|date=1995-09|accessdate=2023-12-18|issn=0028-0836|doi=10.1038/377129a0|pages=129–131|volume=377|issue=6545|language=en|first=R.|last=Rebolo|first2=M. R. Zapatero|last2=Osorio|first3=E. L.|last3=Martín}}</ref>. Ці класи позначаються літерами M, L, T, Y (в порядку спадання температури). Ця послідовність сприймається як продовження основних класів після M<ref>{{Cite book
|title=Fundamental astronomy
|url=https://archive.org/details/fundamentalastro0005unse
|date=2007
|publisher=Springer
|edition=5th ed
|location=Berlin
|isbn=978-3-540-34143-7
}}</ref>. Наймасивніші коричневі карлики можуть належати і до класу M, але не вище підкласу M7<ref>{{Cite web|title=brown dwarf|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarf.html|website=www.daviddarling.info|accessdate=2023-12-18|first=David|last=Darling}}</ref>.

Коричневі карлики класу M мають температуру не більше 2500 К, класу L&nbsp;— 1300—2500 К, класу T&nbsp;— 600—1300 К, класу Y&nbsp;— менше 600 К<ref>{{Cite book
|title=Stellar spectral classification
|last=Gray
|first=Richard O.
|last2=Corbally
|first2=Christopher J.
|date=2009
|series=Princeton series in astrophysics
|publisher=Princeton University Press
|location=Princeton, NJ
|isbn=978-0-691-12511-4
}}</ref><ref>{{Cite web|title=Stellar classification {{!}} Types, Spectral Classes & Luminosity {{!}} Britannica|url=https://www.britannica.com/science/stellar-classification|website=www.britannica.com|accessdate=2023-12-18|language=en}}</ref><ref>{{Cite news|title=Brown dwarfs|url=http://www.scholarpedia.org/article/Brown_dwarfs|work=Scholarpedia|date=2007|accessdate=2023-12-18|issn=1941-6016|doi=10.4249/scholarpedia.4475|pages=4475|volume=2|issue=12|language=en|first=France|last=Allard|first2=Derek|last2=Homeier}}</ref>.

Коричневі карлики не є «звичайними» зорями, хоча в їх надрах можуть відбуваються реакції синтезу<ref>{{Cite news|title=A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What?|url=http://www.mdpi.com/2076-3263/8/10/362|work=Geosciences|date=2018-09-28|accessdate=2023-12-18|issn=2076-3263|doi=10.3390/geosciences8100362|pages=362|volume=8|issue=10|language=en|first=José|last=Caballero}}</ref><ref>{{Cite news|title=The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review)|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998ASPC..134..394B|date=1998-01-01|accessdate=2023-12-18|pages=394|volume=134|first=G.|last=Basri}}</ref>, однак вони тривають вкрай недовго через швидке вичерпання запасів «пального»<ref name=":17" />, і після цього виділяється переважно гравітаційна енергія за рахунок стискання<ref>{{А-Е-С|стаття=Коричневі карлики|сторінка=229|літера=k1}}</ref>.

=== Класи світності ===
Зорі того самого спектрального класу мають схожі спектри та температури, але можуть різнитися за розмірами, та, як наслідок, за світностями. Тому для повноти класифікації запроваджуються класи світності, кожен із яких займає свою ділянку діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела. Класи світності (від яскравіших до тьмяніших)<ref name=":2">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/stellar-classification|title=Stellar classification|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-18|archive-date=2021-05-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210503054159/https://www.britannica.com/science/stellar-classification|deadlink=no}}</ref><ref name=":0">{{Cite book
|title=Астрономия: век XXI.
|last=Сурдин В. Г.
|isbn=978-5-85099-193-7
}}</ref>:

* I&nbsp;— [[надгігант]]и;
** Ia&nbsp;— яскраві надгіганти;
** Iab&nbsp;— надгіганти;
** Ib&nbsp;— надгіганти низької світності;
* II&nbsp;— [[Яскравий гігант|яскраві гіганти]];
* III&nbsp;— [[Гігант (зоря)|гіганти]];
* IV&nbsp;— [[субгігант]]и;
* V&nbsp;— зорі [[Головна послідовність|головної послідовності]], іноді «карлики»;
* VI&nbsp;— [[субкарлик]]и;
* VII&nbsp;— [[Білий карлик|білі карлики]].

Абсолютна більшість зір (близько 90&nbsp;%), належать до головної послідовності. Сонце&nbsp;— жовта зоря головної послідовності (або просто жовтий карлик), відповідно, його спектральний клас&nbsp;— G2V<ref name=":8">{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/mainseq.html|title=Main sequence|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-22|archive-date=2020-10-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20201029113100/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/mainseq.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":22">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/stellar-classification|title=Stellar classification|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|access-date=2020-10-18|archive-date=2021-05-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210503054159/https://www.britannica.com/science/stellar-classification|deadlink=no}}</ref>.

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<ref>{{Cite book
|title=Fundamental Astronomy
|year=2007
|url=https://archive.org/details/fundamentalastro0005unse
|last=Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.
|isbn=ISBN 978-3-540-34143-7
}}</ref>.

=== Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела ===
{{Main|Діаграма Герцшпрунга — Рассела}}
[[Файл:HR-diag-no-text-4.svg|thumb| Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела.]]

На початку XX століття [[Ейнар Герцшпрунг]] і [[Генрі Норріс Расселл|Генрі Рассел]] незалежно один від одного наклали на діаграму «Спектральний клас&nbsp;— 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<ref name=":5">{{Cite news|title=Über die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury|url=https://zenodo.org/records/1424859|accessdate=2023-11-11|doi=10.1002/asna.19081792402|language=en}}</ref><ref name=":10">{{Cite book
|url=https://doi.org/10.1007/978-1-4419-9917-7_614
|title=Hertzsprung, Ejnar
|last=Herrmann
|first=Dieter B.
|date=2014
|editor-last=Hockey
|editor-first=Thomas
|editor2-last=Trimble
|editor2-first=Virginia
|editor3-last=Williams
|editor3-first=Thomas R.
|editor4-last=Bracher
|editor4-first=Katherine
|editor5-last=Jarrell
|editor5-first=Richard A.
|editor6-last=Marché
|editor6-first=Jordan D.
|editor7-last=Palmeri
|editor7-first=JoAnn
|editor8-last=Green
|editor8-first=Daniel W. E.
|series=Biographical Encyclopedia of Astronomers
|publisher=Springer
|location=New York, NY
|pages=956–958
|language=en
|doi=10.1007/978-1-4419-9917-7_614
|isbn=978-1-4419-9917-7
}}</ref>.

Найчисленніший клас зір становлять зорі [[головна послідовність|головної послідовності]], яка перетинає діаграму від правого верхнього до лівого нижнього кута. Саме до таких зір належить і [[Сонце]]. У цей період [[енергія]], яку [[Випромінення|випромінює]] зоря, виділяється в [[ядерний синтез|термоядерних реакціях]] перетворення [[Водень|гідрогену]] на [[гелій]]. Час перебування на головній послідовності визначається масою та металічністю, тобто часткою елементів важчих за гелій<ref name=":16">{{Cite web|title=Nuclear fusion - Stars, Reactions, Energy {{!}} Britannica|url=https://www.britannica.com/science/nuclear-fusion/Fusion-reactions-in-stars|website=www.britannica.com|accessdate=2023-12-04|language=en}}</ref><ref>{{Cite web|title=Main sequence stars: definition & life cycle|url=https://www.space.com/22437-main-sequence-star.html|website=Space.com|date=2022-01-26|accessdate=2023-12-04|language=en|first=Ben|last=Biggs|first2=Nola Taylor Tillman last|last2=updated}}</ref>.

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 [[Білий карлик|білі карлики]], що проеволюціонували майже повністю. Вони належать до VII класу світності<ref name=":5" /><ref name=":10" />.

=== Типи зір за кінематикою ===
Зорі в [[галактика]]х можна класифікувати на основі їхньої [[Кінематика|кінематики]]. Наприклад, зорі у [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]] можна поділити на дві основні популяції, виходячи з їхньої [[Металічність|металічності]]. Серед найближчих зір 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 [[Еліптична орбіта|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<ref name="pasp69_406">{{Cite journal|last=Johnson|first=Hugh M.|date=1957|title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=69|issue=406|page=54|bibcode=1957PASP...69...54J|doi=10.1086/127012|doi-access=free}}</ref><ref name="AS1998">{{cite journal|author=Elmegreen, B.|author2=Nikolaevich Efremov, Y.|date=1998|title=The Formation of Star Clusters|url=http://www.americanscientist.org/issues/feature/the-formation-of-star-clusters/2|journal=American Scientist|volume=86|issue=3|page=264|bibcode=1998AmSci..86..264E|doi=10.1511/1998.3.264|archive-url=https://web.archive.org/web/20160701133534/http://www.americanscientist.org/issues/feature/the-formation-of-star-clusters/2|archive-date=2016-07-01|access-date=2006-08-23|s2cid=262334560|url-status=dead}}</ref>.

=== 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''&nbsp;— для пекулярних спектрів<ref>{{cite web|url=https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/note.html|title=Spectral Classification|website=www.cfa.harvard.edu|access-date=2020-10-29|archive-date=2020-11-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20201114000837/https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/note.html|deadlink=no}}</ref>.

=== Сучасна класифікація ===
У 1930-х роках у [[Єркська обсерваторія|Єркській обсерваторії]] розробили Єркську класифікацію (класифікацію Моргана-Кінана, МК-класифікацію&nbsp;— за прізвищами вчених [[Вільям Вілсон Морган|Моргана]], [[Філіп Чайлдс Кінан|Кінана]] та [[Едіт Келлман|Келлмана]]). Вона теж основана передусім на температурі [[фотосфера|фотосфери]] зір, але враховує також їх [[світність]], завдяки чому скажімо, [[Червоний карлик|червоні карлики]] та [[червоні гіганти]] належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні<ref name=":11">{{Cite book
|url=https://books.google.ru/books?id=S_Sh1i226wwC&printsec=frontcover#v=onepage&q&f=false
|title=Stellar Spectral Classification
|last=Gray
|first=Richard O.
|last2=Corbally
|first2=Christopher J.
|last3=Burgasser
|first3=Adam J.
|date=2009-03-29
|publisher=Princeton University Press
|language=en
|isbn=978-0-691-12511-4
}}</ref><ref name=":12">{{Cite web|title=spectral type|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/spectype.html|website=www.daviddarling.info|accessdate=2023-11-11|first=David|last=Darling}}</ref><ref name=":13">{{Cite book
|url=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru
|title=Fundamental Astronomy
|last=Karttunen
|first=Hannu
|last2=Kröger
|first2=Pekka
|last3=Oja
|first3=Heikki
|last4=Poutanen
|first4=Markku
|last5=Donner
|first5=Karl Johan
|date=2007-08-09
|publisher=Springer Science & Business Media
|language=en
|isbn=978-3-540-34144-4
}}</ref>.

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&nbsp;— Рассела), а потім&nbsp;— додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V<ref name=":11" /><ref name=":12" /><ref name=":13" />.

== Характеристики зір ==
[[Файл:Solar evolution (English).svg|міні|Зміни радіуса, температури та світності зорі сонячної маси в процесі еволюції<ref>{{Cite news|title=The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres|url=https://www.cambridge.org/core/product/identifier/S1743921309992298/type/journal_article|work=Proceedings of the International Astronomical Union|date=2009-08|accessdate=2023-11-22|issn=1743-9213|doi=10.1017/S1743921309992298|pages=3–18|volume=5|issue=S264|language=en|first=Ignasi|last=Ribas}}</ref>]]

=== Основні параметри зорі та одиниці вимірювання ===
Більшість зоряних характеристик здебільшого вимірюється в одиницях [[Міжнародна система одиниць (SI)|SI]], але також використовується і система [[СГС]] (наприклад, [[світність]] вимірюється в [[ерг]]ах на секунду). Маса, світність і радіус зазвичай подаються у співвідношенні з [[Сонце]]м:

{|
|[[Маса Сонця|Сонячна маса]]:
|<math>M_\bigodot = 1{,}9891 \times 10^{30}</math>&nbsp;[[Кілограм|кг]]<ref>{{Cite web|title=Wayback Machine|url=http://asa.usno.navy.mil/static/files/2014/Astronomical_Constants_2014.pdf|website=web.archive.org|accessdate=2023-11-22|archive-date=2013-11-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20131110215339/http://asa.usno.navy.mil/static/files/2014/Astronomical_Constants_2014.pdf}}</ref>
|-
|[[Сонце|Сонячна світність]]:
|<math>L_\bigodot = 3{,}827 \times 10^{26}</math>&nbsp;[[Ват|Вт]]<ref>{{Cite web|url=https://www.iau.org/static/resolutions/IAU2015_English.pdf|title=Resolution B3 on recommended nominal conversion constants for selected solar and planetary properties|last=XXIX General Assembly of the International Astronomical Union|date=2015|publisher=International Astronomical Union|language=англійською}}</ref>
|-
|[[Радіус Сонця|Сонячний радіус:]]
|<math>R_\bigodot = 6{,}960 \times 10^{8}</math>&nbsp;[[Метр|м]]<ref>{{Cite news|title=Solving the Discrepancy between the Seismic and Photospheric Solar Radius|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/529492|work=The Astrophysical Journal|date=2008-03-01|accessdate=2023-11-22|issn=0004-637X|doi=10.1086/529492|pages=L53–L56|volume=675|issue=1|language=en|first=M.|last=Haberreiter|first2=W.|last2=Schmutz|first3=A. G.|last3=Kosovichev}}</ref>
|}

Трохи більші розміри, як-от радіус гігантських зір або відстані у [[подвійні зорі|подвійних системах]], часто подають у [[астрономічна одиниця|астрономічних одиницях]] (а.&nbsp;о. ≈ {{nobr|150 млн км}})<ref>{{Cite web|title=How wide is the Sun in astronomical units?|url=https://www.quora.com/How-wide-is-the-Sun-in-astronomical-units|website=Quora|accessdate=2023-12-04|language=en}}</ref>.

=== Маса ===
{{Докладніше|Зоряна маса}}

Однією з наймасивніших відомих зір є [[Ета Кіля]]<ref>{{Cite journal|last=Smith|first=Nathan|date=1998|title=The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender|url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|journal=Mercury Magazine|volume=27|issue=4|page=20|bibcode=1998Mercu..27d..20S|archive-url=https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|archive-date=2006-09-27|access-date=2006-08-13|url-status=dead}}</ref>, яка, маючи в 100—150 разів більшу масу, ніж Сонце, матиме тривалість життя лише кілька мільйонів років<ref name="massa stellare">{{Cite news|title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy|url=https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html}}</ref>. Дослідження, проведене на зорях [[Арки (скупчення)|скупчення Арки]], показало, що {{Маса Сонця|150}}&nbsp;— приблизна верхня межа маси для зір у поточну еру Всесвіту<ref name="weidner">{{Cite journal|last=Weidner|first=C.|last2=Kroupa|first2=P.|date=2004-02-11|title=Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=348|issue=1|pages=187–191|arxiv=astro-ph/0310860|bibcode=2004MNRAS.348..187W|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x}}</ref>. Причина цього обмеження поки що невідома; астрономи, однак, вважають, що воно значною мірою пов'язане з металічністю зорі, але головним чином із [[Межа Еддінгтона|межею Еддінгтона]]<ref name="massa stellare2">{{Cite news|title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy |url=https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html}}</ref>, яка визначає максимум світлового випромінювання, що може пройти крізь шари зорі, не спричиняючи її викидання. Виміряно, що кілька зір у скупченні [[R136]] у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]] мають більші маси<ref name="hainich">{{Cite journal |author=Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. |year=2014 |title=The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud|journal=Astronomy & Astrophysics |volume=565 |pages=A27 |arxiv=1401.5474 |bibcode=2014A&A...565A..27H |doi=10.1051/0004-6361/201322696}}</ref>, але визначено, що вони могли утворитися внаслідок зіткнення і злиття масивних зір у тісних подвійних системах, оминаючи межу {{Маса Сонця|150}} на масивне [[зореутворення]]<ref name="banerjee">{{Cite journal |last=Banerjee |first=Sambaran |last2=Kroupa |first2=Pavel |last3=Oh |first3=Seungkyung |date=2012 |title=The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=426 |issue=2 |pages=1416–1426 |arxiv=1208.0826|bibcode=2012MNRAS.426.1416B|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x}}</ref>.

Перші зорі, що утворилися після [[Великий вибух|Великого вибуху]], могли бути масивнішими, до {{Маса Сонця|300}}<ref>{{Cite news|title=Ferreting Out The First Stars|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|date=2005-09-22|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html|accessdate=2006-09-05}}</ref>, через повну відсутність у їхньому складі елементів, важчих за [[літій]]. Це покоління надмасивних [[Зоряне населення|зір популяції III]], ймовірно, існувало в дуже ранньому Всесвіті (тобто, за спостереженнями, вони мали велике червоне зміщення) і, можливо, почали 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 із червоним зміщенням близько 6,60<ref name="AJ-20150604">{{Cite journal|last=Sobral|first=David|last2=Matthee|first2=Jorryt|last3=Darvish|first3=Behnam|last4=Schaerer|first4=Daniel|last5=Mobasher|first5=Bahram|last6=Röttgering|first6=Huub J. A.|last7=Santos|first7=Sérgio|last8=Hemmati|first8=Shoubaneh|date=2015-06-04|title=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=808|issue=2|pages=139|arxiv=1504.01734|bibcode=2015ApJ...808..139S|doi=10.1088/0004-637x/808/2/139}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{Cite news|last=Overbye|first=Dennis|title=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos|url=https://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html|date=2015-06-17|work=[[The New York Times]]|accessdate=2015-06-17}}</ref>.

Маючи масу, що лише у 75 разів перевищує масу Юпітера (''M<sub>J</sub>'')<ref name="Boss">{{Cite news|url=https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC33969/|title=Brown dwarfs: At last filling the gap between stars and planets}}</ref>, 2MASS J0523-1403 є найменшою відомою зорею, у ядрі якої відбувається ядерний синтез<ref name="SIMBAD">{{Cite web|title=2MASS J05233822-1403022|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Name=2MASS%20J05233822-1403022&Ident=%40788130&submit=submit|publisher=SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg|accessdate=2013-12-14}}</ref>. Для зір із металічністю, подібною до Сонця, теоретична мінімальна маса, яку може мати зоря і при цьому мати ядро, у якому відбувається термоядерний синтез, оцінюється приблизно в 75&nbsp;''M<sub>J</sub>''<ref name="minimum">{{Cite magazine|last=Shiga|first=David|date=2006-08-17|title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed|url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|journal=New Scientist|archive-url=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|archive-date=2006-11-14|access-date=2006-08-23|url-status=dead}}</ref><ref name="boss_planets_or_what">{{Cite web|first=Alan|last=Boss|date=2001-04-03|url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|title=Are They Planets or What?|publisher=Carnegie Institution of Washington|accessdate=2006-06-08|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html|archivedate=2006-09-28|url-status=dead}}</ref>. Коли металічність дуже низька, мінімальний розмір зорі може становити близько 8,3&nbsp;% маси Сонця, або близько 87&nbsp;''M<sub>J</sub>''<ref name="minimum2">{{Cite magazine|last=Shiga|first=David|date=2006-08-17|title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed|url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|journal=New Scientist|archive-url=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|archive-date=2006-11-14|access-date=2006-08-23|url-status=dead}}</ref><ref>{{Cite news|title=Hubble glimpses faintest stars|publisher=BBC|date=2006-08-18|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm|accessdate=2006-08-22|first=Elli|last=Leadbeater}}</ref>. Менші тіла&nbsp;— є нечітко окреслена сіра зона між [[Коричневий карлик|коричневими карликами]] і [[Газові гіганти|газовими гігантами]]<ref name="boss_planets_or_what2">{{Cite web|first=Alan|last=Boss|date=2001-04-03|url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|title=Are They Planets or What?|publisher=Carnegie Institution of Washington|accessdate=2006-06-08|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html|archivedate=2006-09-28|url-status=dead}}</ref><ref name="minimum3">{{Cite magazine|last=Shiga|first=David|date=2006-08-17|title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed|url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|journal=New Scientist|archive-url=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|archive-date=2006-11-14|access-date=2006-08-23|url-status=dead}}</ref>.

=== Розмір ===
[[Файл:WhiteDwarf.Mass-Luminosity.Diagram.ua.png|міні|Залежність маса&nbsp;— радіус для білих карликів. Вертикальна асимптота відповідає межі Чандрасекара.]]
Через велику відстань від Землі всі зорі, окрім Сонця, для неозброєного ока виглядають як блискучі точки в нічному небі, які [[Мерехтіння зір|мерехтять]] під дією земної атмосфери. Тільки Сонце знаходиться досить близько до Землі, щоб виглядати як диск. Найбільший кутовий розмір після Сонця має зоря R Золотої Риби, [[Кутовий розмір|кутовий діаметр]] якої становить лише 0,057 [[Кутова мінута і секунда|кутової секунди]]<ref>{{Cite news|title=The Biggest Star in the Sky|publisher=ESO|date=1997-03-11|url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/|accessdate=2006-07-10}}</ref>.

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 [[Інтерферометрія|інтерферометричні]] телескопи. Інший метод вимірювання кутового розміру зір&nbsp;— спостереження окультацій. Точно вимірюючи падіння яскравості зорі, коли вона закривається [[Місяць (супутник)|Місяцем]] (або зростання яскравості, коли він знову з'являється), можна обчислити кутовий діаметр зорі<ref>{{Cite journal|last=Ragland|first=S.|last2=Chandrasekhar|first2=T.|last3=Ashok|first3=N. M.|date=1995|title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared|journal=Journal of Astrophysics and Astronomy|volume=16|page=332|bibcode=1995JApAS..16..332R}}</ref>.

Фізичні розміри зір варіюються від червоних карликів, радіус яких складає всього кілька відсотків радіуса Сонця (наприклад, для [[Проксима Центавра]] він дорівнює всього 15&nbsp;% від сонячного<ref>{{Cite news|title=First radius measurements of very low mass stars with the VLTI|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20021714|work=Astronomy & Astrophysics|date=2003-01|accessdate=2023-11-22|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20021714|pages=L5–L8|volume=397|issue=3|first=D.|last=Ségransan|first2=P.|last2=Kervella|first3=T.|last3=Forveille|first4=D.|last4=Queloz}}</ref>), до [[надгігант]]ів, як-от [[Бетельгейзе]] в [[Оріон (сузір'я)|сузір'ї Оріона]], діаметр якої приблизно в 1000 разів більший за діаметр Сонця<ref name="dolan2016">{{Cite journal |author=Dolan, Michelle M.;  Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P.|year=2017|title=Evolutionary Tracks for Betelgeuse|journal=The Astrophysical Journal|volume=819|issue=1|pages=7|arxiv=1406.3143|bibcode=2016ApJ...819....7D|doi=10.3847/0004-637X/819/1/7|doi-access=free}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Graham M. Harper|last2=Brown|first2=Alexander|last3=Guinan|first3=Edward F.|displayauthors=1|year=2008|title=A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-04_135_4/page/1430|journal=The Astronomical Journal|volume=135|issue=4|pages=1430–1440|bibcode=2008AJ....135.1430H|doi=10.1088/0004-6256/135/4/1430}}</ref> при масі всього в 17 сонячних і, відповідно, набагато меншій [[Густина|густині]]<ref>{{Cite web|last=Davis|first=Kate|date=2000-12-01|url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml|title=Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis|publisher=AAVSO|accessdate=2006-08-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml <!-- Bot retrieved archive -->|archivedate=2006-07-12}}</ref>. Згідно з останніми даними, можуть існувати зорі розміром більше 2000 R<sub>☉</sub> (приміром, [[Stephenson 2-18]]).

Розміри зоряних залишків (ядер зір, які залишилося після завершення їх життєвого циклу) набагато менші за радіуси зір головної послідовності. Наприклад, радіус [[Білий карлик|білих карликів]] порівнянний з радіусом Землі<ref>{{Cite news|title=Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/156841|work=The Astrophysical Journal|date=1979-02|accessdate=2023-11-22|issn=0004-637X|doi=10.1086/156841|pages=240|volume=228|language=en|first=H. L.|last=Shipman}}</ref>, [[Нейтронна зоря|нейтронні зорі]] ще менші, діаметр коливається від 20 до 40&nbsp;км<ref>{{Cite book
|url=https://books.google.ca/books?id=DajpkyXS-NUC&pg=PT356&redir_esc=y
|title=Astronomy: The Solar System and Beyond
|last=Seeds
|first=Michael
|last2=Backman
|first2=Dana
|date=2009-01-05
|publisher=Cengage Learning
|language=en
|isbn=978-0-495-56203-0
}}</ref>, а умовний радіус чорної діри&nbsp;— [[Гравітаційний радіус|радіус Шварцшильда]]<ref>{{Cite book
|title=Astronomy: a physical perspective
|url=https://archive.org/details/astronomyphysica00kutn
|last=Kutner
|first=Marc Leslie
|date=2003
|publisher=Cambridge University Press
|location=New York
|isbn=978-0-521-52927-3
}}</ref><ref>{{Cite book
|title=Modern general relativity: black holes, gravitational waves, and cosmology
|last=Guidry
|first=Mike
|date=2019
|publisher=Cambridge university press
|location=Cambridge New York
|isbn=978-1-107-19789-3
}}</ref>, який залежить від маси (оскільки в чорної діри видимої поверхні взагалі немає).

=== Поверхнева гравітація ===
{{main|Поверхнева гравітація}}
Розмір і маса зорі визначають її поверхневу гравітацію. Зорі-гіганти мають набагато меншу поверхневу гравітацію, ніж зорі головної послідовності<ref>{{Cite web|title=Measuring gravity's pull at the surface of distant stars {{!}} Astronomy.com|url=https://www.astronomy.com/science/measuring-gravitys-pull-at-the-surface-of-distant-stars/|website=Astronomy Magazine|date=2016-01-01|accessdate=2023-11-22|language=en-US|first=University of British Columbia|last=Canada}}</ref><ref>{{Cite news|title=Spectra of M Supergiant Stars.|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/144121|work=The Astrophysical Journal|date=1939-11|accessdate=2023-11-22|issn=0004-637X|doi=10.1086/144121|pages=494|volume=90|language=en|first=Lyman, Jr.|last=Spitzer}}</ref><ref>{{Cite book
|url=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1937BAN.....8..175P
|title=Bulletin of the astronomical institutes of the Netherlands
|last=Pannekoek
|first=A.
|year=1937
|location=Нідерланди
|pages=1-4
|language=англійською
}}</ref>, 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 [[Спектральна лінія поглинання|ліній поглинання]].<ref>{{Cite web|title=Star - Spectra, Classification, Evolution {{!}} Britannica|url=https://www.britannica.com/science/star-astronomy/Stellar-spectra|website=www.britannica.com|accessdate=2023-11-22|language=en}}</ref>

=== Температура ===
Температура поверхні зорі головної послідовності визначається швидкістю виробництва енергії її ядром і радіусом, а також часто оцінюється за [[Показник кольору|показником кольору]] зорі<ref name="astronomynotes">{{Cite web|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|title=Properties of Stars: Color and Temperature|date=2 agosto 2007|publisher=Astronomy Notes, Primis/McGraw-Hill Inc.}}</ref><ref name="astronomynotes2">{{Cite web|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|title=Properties of Stars: Color and Temperature|accessdate=2007-10-09|last=Strobel|first=Nick|date=2007-08-20|website=Astronomy Notes|publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|archivedate=2007-06-26}}</ref>. Зазвичай температуру подають у вигляді [[Ефективна температура|ефективної температури]], тобто температури [[Абсолютно чорне тіло|абсолютно 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<ref>{{Cite web|first=Courtney|last=Seligman|website=Self-published|url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm|title=Review of Heat Flow Inside Stars|accessdate=2007-07-05}}</ref><ref name="Seligman">{{Cite web|url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm|title=Review of Heat Flow Inside Stars}}</ref>, тобто зорі мають [[градієнт температури]]. Температура в ядрі зорі становить кілька мільйонів [[кельвін]]ів<ref name="aps_mss">{{Cite web|date=16 febbraio 2005|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main Sequence Stars|publisher=The Astrophysics Spectator}}</ref>.

Температура зорі визначає ступінь [[Іонізація|іонізації]] її різних елементів і тому вимірюється за характерними лініями поглинання зоряного спектра. Поверхнева температура і [[абсолютна зоряна величина]] використовуються в [[Спектральна класифікація зір|класифікації зір]]<ref name="new cosmos">{{Cite book
|title=The New Cosmos
|last=Unsöld
|first=Albrecht
|date=2001
|publisher=Springer
|edition=5th
|location=New York
|pages=180–185, 215–216
|isbn=978-3-540-67877-9
}}</ref>. Масивні зорі головної послідовності можуть мати температуру поверхні 50&nbsp;000&nbsp;К. Менші зорі, як-от Сонце, мають температуру поверхні в кілька тисяч кельвінів<ref name="zeilik2">{{Cite book
|title=Introductory Astronomy & Astrophysics
|url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil
|last=Zeilik
|first=Michael A.
|last2=Gregory
|first2=Stephan A.
|date=1998
|publisher=Saunders College Publishing
|edition=4th
|page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321]
|isbn=978-0-03-006228-5
}}</ref>. Червоні гіганти мають відносно низьку температуру поверхні&nbsp;— близько 3000-3600 K; але вони мають високу світність завдяки великій площі поверхні<ref name="zeilik">{{Cite book
|url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil
|title=Introductory Astronomy & Astrophysics
|year=1998
|publisher=Saunders College Publishing
|page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321]
|isbn=0-03-006228-4
}}</ref>.

=== Хімічний склад ===
Під час свого формування в сучасній галактиці Чумацький Шлях зорі складаються переважно з водню і гелію, приблизно на 71&nbsp;% і на 27&nbsp;% відповідно<ref>{{Cite book
|title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
|last=Irwin
|first=Judith A.
|date=2007
|publisher=John Wiley and Sons
|page=78
|bibcode=2007adc..book.....I
|isbn=978-0-470-01306-9
}}</ref> з невеликим відсотком важчих елементів, які в астрономії називаються металами; серед них, однак, є деякі елементи, як-от кисень і вуглець, які насправді не є [[Метали|металами]] з [[Хімія|хімічної]] точки зору. Кількість таких елементів у [[Зоряна атмосфера|зоряній атмосфері]] називається [[Металічність|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&nbsp;% багатша на метали, ніж наша зоря<ref name="mnras267">{{Cite journal|last=D. Wonnacott|last2=B. J. Kellett|last3=B. Smalley|year=1994|title=Pulsational Activity on Ik-Pegasi|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=267|issue=4|pages=1045-1052|access-date=14 aprile 2007}}</ref>; однак, похибка вимірювання залишається відносно високою. Частка важких елементів може бути індикатором ймовірності того, що зоря має планетну систему<ref>{{Cite journal|last=Fischer|first=D.A.|last2=Valenti|first2=J.|date=2005|title=The Planet-Metallicity Correlation|journal=The Astrophysical Journal|volume=622|issue=2|pages=1102–1117|bibcode=2005ApJ...622.1102F|doi=10.1086/428383|doi-access=free}}</ref>.

Найстаріші зорі (так звана популяція II) складаються з водню (близько 75&nbsp;%), гелію (близько 25&nbsp;%) і дуже малої частки (<0,1&nbsp;%) металів. З іншого боку, у молодших зорях (так звана популяція I) відсоток металів зростає приблизно до 2—3&nbsp;%, тоді як водень і гелій складають приблизно 70—75&nbsp;% і 24—27&nbsp;%, 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<ref name="genetic">{{Cite web|date=12 settembre 2006|url=https://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html|title=A "Genetic Study" of the Galaxy|publisher=ESO|authorlink1=sì|accessdate=2023-11-10|archive-date=2006-10-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20061010023707/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html}}</ref>.

Частку елементів, важчих за гелій, зазвичай вимірюють за кількістю заліза, що міститься в зоряній атмосфері, оскільки залізо є досить поширеним елементом і його [[Спектральна лінія поглинання|лінії поглинання]] досить легко ідентифікувати. Кількість важких елементів також вказує на ймовірну наявність [[Планетна система|планетної системи]], що обертається навколо зорі<ref name="Fischer">{{Cite journal|last=D. A. Fischer|last2=J. Valenti|year=2005|title=The Planet-Metallicity Correlation|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F|journal=The Astrophysical Journal|volume=622|issue=2|pages=1102-1117}}</ref>.

Зоря з найнижчим вмістом заліза з усіх, для яких коли-небудь проводилися вимірювання&nbsp;— червоний гігант SMSS J160540.18-144323.1, з вмістом заліза лише 1/1&nbsp;500&nbsp;000 від вмісту заліза на Сонці<ref>{{Cite news|title=Chemodynamically Tagged Groups of CEMP Stars in the Halo of the Milky Way. I. Untangling the Origins of CEMP-s and CEMP-no Stars|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acbbcc|work=The Astrophysical Journal|date=2023-04-01|accessdate=2023-11-22|issn=0004-637X|doi=10.3847/1538-4357/acbbcc|pages=23|volume=947|issue=1|first=Joseph|last=Zepeda|first2=Timothy C.|last2=Beers|first3=Vinicius M.|last3=Placco|first4=Derek|last4=Shank|first5=Dmitrii|last5=Gudin|first6=Yutaka|last6=Hirai|first7=Mohammad|last7=Mardini|first8=Colin|last8=Pifer|first9=Thomas|last9=Catapano}}</ref>. На противагу цьому, зоря μ Лева надзвичайно багата на метали&nbsp;— її металічність приблизно вдвічі вища, ніж у Сонця<ref>{{Cite news|title=The first detailed abundance analysis of Galactic bulge K giants in Baade's window|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/191954|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|date=1994-04|accessdate=2023-11-22|issn=0067-0049|doi=10.1086/191954|pages=749|volume=91|language=en|first=Andrew|last=McWilliam|first2=R. Michael|last2=Rich}}</ref>, а 14 Геркулеса, навколо якої обертається планета ({{li|14 Геркулеса b|Q=Q190999}}), має втричі вищу металічність<ref>{{Cite news|title=14 Her: A Likely Case of Planet–Planet Scattering|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac382c|work=The Astrophysical Journal Letters|date=2021-12-01|accessdate=2023-11-22|issn=2041-8205|doi=10.3847/2041-8213/ac382c|pages=L43|volume=922|issue=2|first=Daniella C.|last=Bardalez Gagliuffi|first2=Jacqueline K.|last2=Faherty|first3=Yiting|last3=Li|first4=Timothy D.|last4=Brandt|first5=Lauryn|last5=Williams|first6=G. Mirek|last6=Brandt|first7=Christopher R.|last7=Gelino}}</ref>. [[Хімічно пекулярні зорі]] також демонструють незвичайну велику кількість металів у своєму спектрі, особливо хрому і лантаноїдів (так званих рідкоземельних елементів)<ref>{{Cite news|title=Chemically peculiar stars and their temperature calibration|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:200810325|work=Astronomy & Astrophysics|date=2008-11|accessdate=2023-11-22|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:200810325|pages=545–554|volume=491|issue=2|first=M.|last=Netopil|first2=E.|last2=Paunzen|first3=H. M.|last3=Maitzen|first4=P.|last4=North|first5=S.|last5=Hubrig}}</ref><ref>{{Cite book
|url=https://books.google.com.ua/books?id=jAe4P3GIZRoC&hl=en
|title=An Introduction to Stellar Astrophysics
|last=LeBlanc
|first=Francis
|date=2011-08-24
|publisher=John Wiley & Sons
|language=en
|isbn=978-1-119-96497-1
}}</ref><ref>{{Cite news|title=The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.12.090174.001353|work=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|date=1974-09|accessdate=2023-11-22|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.aa.12.090174.001353|pages=257–277|volume=12|issue=1|language=en|first=George W.|last=Preston}}</ref>.

=== Вік та тривалість етапів еволюції ===
Вік більшості зірок становить 1-10&nbsp;млрд років, хоча деяким з них може бути близько 13,8&nbsp;млрд років (тобто приблизно стільки, скільки [[Вік Всесвіту|Всесвіту]]). Вік найстарішої виявленої зірки, [[HD 140283]], названої також зорею Мафусаїла, оцінюється в 14,46 ± 0,8&nbsp;мільярда років (через похибку вимірювання цей вік зірки не суперечить віку Всесвіту, визначеному [[Планк (космічний телескоп)|космічним телескопом Планк]] як 13,799 ± 0,021)<ref name="Planck 2015">{{Cite journal|last=Planck Collaboration|year=2016|title=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd).|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=594|pages=A13|arxiv=1502.01589|bibcode=2016A&A...594A..13P|doi=10.1051/0004-6361/201525830}}</ref>.

Чим масивніші зорі, тим коротший термін їх життя, оскільки вони швидше спалюють водень. Наймасивніші зірки живуть у середньому кілька мільйонів років, тоді як зірки з мінімальною масою (червоні карлики) спалюють свій водень дуже повільно й можуть проіснувати від десятків до сотень мільярдів років<ref>{{Cite magazine|last=Naftilan|first=S. A.|last2=Stetson|first2=P. B.|date=2006-07-13|title=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?|url=https://www.scientificamerican.com/article/how-do-scientists-determi/|journal=Scientific American|access-date=2007-05-11}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Laughlin|first=G.|last2=Bodenheimer|first2=P.|last3=Adams|first3=F.C.|date=1997|title=The End of the Main Sequence|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|issue=1|pages=420–432|bibcode=1997ApJ...482..420L|doi=10.1086/304125|doi-access=free}}</ref>.
{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|+Тривалість різних етапів еволюції зірок у мільярдах років<ref name="pols">{{Cite journal|last=Pols|first=Onno R.|last2=Schröder|first2=Klaus-Peter|last3=Hurley|first3=Jarrod R.|last4=Tout|first4=Christopher A.|last5=Eggleton|first5=Peter P.|year=1998|title=Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=298|issue=2|pages=525|bibcode=1998MNRAS.298..525P|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x|doi-access=free}}</ref>
!Початкова маса (M<sub>☉</sub>)
! width="20%" |Головна послідовність
! width="20%" |Субгігант
! width="20%" |Гілка червоних гігантів
! width="20%" |Асимптотична гілка гігантів
|-
|1.0
|9.33
|2.57
|0,76
|0,13
|-
|1.6
|2.28
|0,03
|0,12
|0,13
|-
|2.0
|1.20
|0,01
|0,02
|0,28
|-
|5.0
|0,10
|0,0004
|0,0003
|0,02
|}

=== Кінематика ===
{{Основна стаття|Зоряна кінематика}}
[[Зоряна кінематика]] охоплює вимірювання зоряних швидкостей у [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]] та його [[супутник]]ах, а також внутрішню кінематику віддаленіших галактик. Вимірювання кінематики зір у різних підкомпонентах Чумацького Шляху, включаючи [[тонкий диск]], [[товстий диск]], [[балдж]] і [[Галактичне гало|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 [[Надмасивна чорна діра|надмасивною чорною дірою]] в центрі галактики<ref name=":7">{{Cite web|url=https://academic-accelerator.com/encyclopedia/stellar-kinematics|title=Stellar Kinematics|website=Academic Accelerator. Encyclopedia, Science News & Research Reviews|url-status=dead}}</ref><ref name=":9">{{Cite web|title=About: Зоряна кінематика|url=https://dbpedia.org/page/Stellar_kinematics|website=dbpedia.org|accessdate=2023-11-11}}</ref>.

Зоряна кінематика пов'язана із [[Зоряна динаміка|зоряною динамікою]], яка передбачає теоретичне вивчення або [[Наукове моделювання|моделювання]] рухів зір під впливом [[Гравітація|гравітації]], але відрізняється від неї. Зоряно-динамічні моделі таких систем, як галактики або [[Зоряне скупчення|зоряні скупчення]], часто порівнюють або перевіряють за допомогою зоряно-кінематичних даних для вивчення їхньої еволюційної історії та розподілу мас, а також для виявлення наявності [[Темна матерія|темної матерії]] або [[Надмасивна чорна діра|надмасивних чорних дір]] через їхній гравітаційний вплив на зоряні орбіти<ref name=":7" /><ref name=":9" />.

=== Обертання ===
{{Основна стаття|Обертання зорі}}
[[Файл:V_sin_i.ua.png|міні|Зоря на малюнку має нахил i до променя зору спостерігача на Землі, і швидкості обертання v''<sub>e</sub>'' на екваторі.]]
[[Обертання зорі]]&nbsp;— [[Обертання|обертальний рух]] [[Зоря|зорі]] навколо власної [[Вісь обертання|осі]]. Швидкість обертання можна виміряти за зміщенням [[Спектральна лінія|ліній]] у її [[спектр]]і або за часом руху активних елементів ([[Зоряні плями|«зоряних плям»]]) на поверхні. Обертання зорі створює екваторіальну випуклість внаслідок [[Відцентрова сила|відцентрових сил]]. Оскільки зорі не є [[Тверде тіло|твердими тілами]], вони також можуть обертатися диференціально; іншими словами, [[екватор]] зорі може обертатися з іншою [[Кутова швидкість|кутовою швидкістю]], ніж області у високих широтах. Ці відмінності у швидкості обертання всередині зорі можуть відігравати важливу роль у генеруванні [[Зоряне магнітне поле|магнітного поля зір]]<ref name="donati2003">{{cite web|last=Donati|first=Jean-François|date=2003-11-05|url=http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html|title=Differential rotation of stars other than the Sun|publisher=Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse|accessdate=|archiveurl=https://www.webcitation.org/67KkQt8SU?url=http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html|archivedate=2012-05-01}}{{ref-en}}</ref>.

Якщо зоря спостерігається не з боку її полюса, то деякі ділянки поверхні наближаються до спостерігача, а деякі віддаляються. Компонент руху, що наближається до спостерігача, називається радіальною швидкістю. З [[Ефект Доплера|ефекту Доплера]], ділянки диска зорі, що наближаються до нас, викличуть зміщення ліній у її спектрі до фіолетового краю, а ті, що віддаляються&nbsp;— до червоного. Зрозуміло, що лінії одночасно зміститися у протилежних напрямках не можуть. Насправді частина лінії зміститься до одного кінця спектра, частина до іншого, внаслідок чого лінія [[Розширення спектральної лінії за рахунок обертання зорі|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<ref name="mnras89">{{статья|заглавие=On the rotation of the stars|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=89|страницы=222—239|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1929MNRAS..89..222S|язык=en|автор=Shajn, G.; Struve, O.|год=1929|тип=journal|издательство=[[Oxford University Press]]|archivedate=2019-09-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190924091845/http://adsabs.harvard.edu/abs/1929MNRAS..89..222S}}{{ref-en}}</ref>.
[[Файл:Mass_eject.png|class=cx-linter-disallow cx-linter-warn|міні|Магнітне поле Сонця виробляє корональні викиди маси. фото [[NOAA]]

]]

=== Магнітне поле ===
{{Основна стаття|Зоряне магнітне поле}}
У зір головної послідовності [[Зоряне магнітне поле|магнітне поле]] створюється рухом плазми всередині них. Цей рух відбувається внаслідок [[Конвекція|конвекції]], яка є однією з форм перенесення енергії з центру зорі до її поверхні за допомогою фізичного переміщення матеріалу. Локальні магнітні поля впливають на [[Плазма (агрегатний стан)|плазму]], внаслідок чого намагнічені області підіймаються 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<ref><span class="citation">''Brainerd, Jerome James'' [http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html X-rays from Stellar Coronas] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060225111800/http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html|date=25 лютого 2006}}. </span></ref>.

Магнітні поля зір, відповідно до теорії [[Сонячне динамо|сонячного динамо]], викликані рухом речовини в [[Конвективна зона|конвективній зоні]] зорі. Ця конвективна циркуляція плазми руйнує початкове магнітне поле зорі, а потім створює дипольні магнітні поля зорі. Оскільки зоря зазнає диференціального 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<ref><span class="citation"><cite style="font-style:normal">Piddington, J. H. (1983). </cite></span></ref>.

== Зоряний нуклеосинтез ==
[[Файл:Fusion in the Sun.svg|міні|Протон-протонний цикл]]
{{Основна стаття|Зоряний нуклеосинтез}}
На різних стадіях еволюції зір у них відбуваються різні термоядерні реакції. Найбільш енергетично ефективні та найтриваліші з них&nbsp;— [[Протон-протонний ланцюжок|протон-протонний цикл]] і [[вуглецево-азотний цикл]], у яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію&nbsp;— відбуваються в ядрах зір головної послідовності. У зорях середньої маси на пізніших етапах еволюції синтезуються вуглець, а в найважчих зорях&nbsp;— і важчі елементи аж до заліза. Нуклеосинтез важчих елементів не відбувається, тому що такі реакції є [[Ендотермічна реакція|ендотермічними]], а отже енергетично невигідними. 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<ref>{{cite web|lang=|url=http://femto.com.ua/articles/part_1/0474.html|title=Взрывной нуклеосинтез|author=|website=Энциклопедия физики и техники|date=|publisher=|access-date=2020-07-18|archive-date=2020-07-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20200718182515/http://femto.com.ua/articles/part_1/0474.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":0" />.

При злитті ядер маса утвореного ядра є меншою за масу вихідних ядер. Ця втрачена маса перетворюється на енергію електромагнітних хвиль відповідно до співвідношення [[Питання еквівалентності маси та енергії|еквівалентності маси та енергії]] <math> E=mc^2 </math><ref name="sunshine">{{Cite web|last=Bahcall|first=John N.|date=2000-06-29|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html|title=How the Sun Shines|publisher=Nobel Foundation|accessdate=2006-08-30}}</ref>. У ядрах зір відбуваються різноманітні реакції ядерного синтезу, які залежать від їх маси та складу<ref name=":16" />.

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<ref name="aps_mss2">{{Cite web|date=2005-02-16|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main Sequence Stars|publisher=The Astrophysics Spectator|accessdate=2006-10-10}}</ref>. У сонячному ядрі, температура якого сягає 16 млн К, ядра водню утворюють ядро гелію в [[Протон-протонний ланцюжок|протон-протонній ланцюговій реакції]]<ref name="synthesis">{{Cite journal|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04|hdl-access=free}}</ref>:[[Файл:CNO Cycle.svg|міні|Вуглецево-азотний (CNO) цикл]]

: 4 [[Ізотопи водню|<sup>1</sup>H]] → 2 [[Дейтерій|<sup>2</sup>H]] + 2 [[Позитрон|e <sup>+</sup>]] + 2 [[Нейтрино|ν <sub>e</sub>]] (2 × 0,4&nbsp;[[Електронвольт|МеВ]])
: 2 [[Позитрон|e<sup>+</sup>]] + 2 [[Електрон|e<sup>−</sup>]] → 2 [[Фотон|γ]] (2 × 1,0&nbsp;МеВ)
: 2 <sup>1</sup>H + 2 <sup>2</sup>H → 2 [[Гелій-3|<sup>3</sup>He]] + 2 [[Фотон|γ]] (2 × 5,5&nbsp;МеВ)
: 2 <sup>3</sup> He → [[Гелій-4|<sup>4</sup> He]] + 2 <sup>1</sup> H (12,9&nbsp;МеВ)

Існує кілька інших видів реакцій, у яких {{Sup|3}}He і {{Sup|4}}He об'єднуються, утворюючи {{Sup|7}}Be, який зрештою (з додаванням ще одного протона) утворює два {{Sup|4}}He. Усі ці реакції мають такий загальний вигляд:

4 <sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2γ + 2''ν<sub>e</sub>'' (26,7&nbsp;МеВ), де γ&nbsp;— фотон гамма-випромінювання, ''ν<sub>e</sub>''&nbsp;— нейтрино, H і He&nbsp;— 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&nbsp;еВ.
[[Файл:Kernfusionen0 en.png|міні|Процеси синтезу в масивних зорях]]У масивніших зорях гелій утворюється в циклі реакцій[[Каталіз|, які каталізуються]] вуглецем. Він називається [[Вуглецево-азотний цикл|вуглецево-азотним циклом]]<ref name="synthesis3">{{Cite journal|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04}}</ref>.

У зорях на пізніших стадіях еволюції, з температурою ядра 100&nbsp;млн K і масою від 0,5 до {{Маса Сонця|10}}, гелій може бути перетворений на вуглець у [[Потрійна альфа-реакція|потрійній альфа-реакції]], у якій бере участь [[берилій]]<ref name="synthesis2">{{Cite journal|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04}}</ref>:

: <sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keB → [[Берилій-8|<sup>8*</sup>Be]]
: <sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keB → <sup>12*</sup>C
: <sup>12*</sup>C → [[Вуглець-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4&nbsp;МеВ
Загальний вигляд реакції:

: 3 <sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2&nbsp;МеВ

У масивних зорях важчі елементи можуть спалюватися в ядрі, що стискається, за допомогою [[Ядерне горіння неону|процесу ядерного горіння неону]] та [[Ядерне горіння кисню|кисню]]. Останньою стадією процесу зоряного нуклеосинтезу є [[ядерне горіння кремнію]], у результаті якого утворюється стабільний ізотоп заліза-56<ref name="synthesis4">{{Cite journal|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04|hdl-access=free}}</ref>. Будь-який подальший синтез був би ендотермічним процесом, який потребує енергії, тому додаткова енергія може бути отримана лише через гравітаційний колапс.
{| class="wikitable"
|+Тривалість основних фаз синтезу для зорі масою {{Маса Сонця|20}}<ref>{{Cite journal|last=Woosley|first=S. E.|last2=Heger|first2=A.|last3=Weaver|first3=T. A.|date=2002|title=The evolution and explosion of massive stars|journal=Reviews of Modern Physics|volume=74|issue=4|pages=1015–1071|bibcode=2002RvMP...74.1015W|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>
! valign="bottom" |Елемент
! valign="bottom" |Температура (млн К)
! valign="bottom" |Густина (кг/см<sup>3</sup>)
! valign="bottom" |Тривалість горіння (роки)
|- style="text-align:center;"
|Н
|37
|0,0045
|8,1&nbsp;млн
|- style="text-align:center;"
|He
|188
|0,97
|1,2&nbsp;млн
|- style="text-align:center;"
|C
|870
|170
|976
|- style="text-align:center;"
|Ne
|1570
|3100
|0,6
|- style="text-align:center;"
|О
|1980
|5550
|1,25
|- style="text-align:center;"
|S/Si
|3340
|33 400
|{{Convert|11.5|days|years|disp=out|abbr=values|sigfig=3}}
|}

== Структура ==
[[Файл:Star types.svg|міні|Внутрішня структура зір головної послідовності з масами, вказаними в масах Сонця. Конвективні зони позначено замкнутими чорними стрілками, а зони променистого переносу&nbsp;— ламаними червоними стрілками. Зліва направо [[червоний карлик]], [[жовтий карлик]] і синьо-біла зоря головної послідовності.]]
Внутрішня частина стабільної зорі перебуває в стані [[Гідростатична рівновага|гідростатичної рівноваги]]. Це означає, що сила гравітації врівноважується силою, яка виникає з градієнта тиску. [[Баричний градієнт|Градієнт тиску]] визначається градієнтом температури плазми; зовнішня частина зорі є холоднішою за її ядро. Температура в ядрі зорі головної послідовності або гіганта становить щонайменше 10<sup>7</sup>&nbsp;К. Температура й тиск у ядрі є достатньо високими, щоб там відбувався [[ядерний синтез]]. При цьому виділяється енергія, що запобігає подальшому колапсу зорі<ref name="hansen">{{Cite book
|url=https://archive.org/details/springer_10.1007-978-1-4419-9110-2
|title=Stellar Interiors
|last=Hansen
|first=Carl J.
|last2=Kawaler
|first2=Steven D.
|last3=Trimble
|first3=Virginia
|date=2004
|publisher=Springer
|pages=[https://archive.org/details/springer_10.1007-978-1-4419-9110-2/page/n44 32]–33
|isbn=978-0-387-20089-7
}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{Cite book
|title=Structure and Evolution of the Stars
|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart
|last=Schwarzschild
|first=Martin
|date=1958
|publisher=Princeton University Press
|isbn=978-0-691-08044-4
}}</ref>.

Коли атомні ядра зливаються в ядрі зорі, 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 менш як {{Маса Сонця|0,4}} синтез припиняється. Натомість для зір із більшою масою, синтез відбувається в оболонці навколо гелієвого ядра<ref>{{Cite web|url=http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html|title=Formation of the High Mass Elements|publisher=Smoot Group|accessdate=2006-07-11}}</ref>.

Окрім гідростатичної рівноваги, всередині стабільної зорі підтримується [[Рівновага термодинамічної системи|теплова рівновага]]. Радіальний градієнт температури всередині зорі призводить до потоку енергії назовні. Вихідний потік енергії, що залишає будь-який шар зорі врівноважений вхідним потоком<ref name="HuangYu19982">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=TInvAAAAMAAJ
|title=Stellar Astrophysics
|last=R. Q. Huang
|last2=K. N. Yu
|year=1998
|publisher=Springer
|page=70
|isbn=978-981-3083-36-3
}}</ref>.

[[Зона променистого переносу]]&nbsp;— 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 [[Конвективна зона|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<ref name="Schwarzschild2">{{Cite book
|title=Structure and Evolution of the Stars
|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart
|last=Schwarzschild
|first=Martin
|date=1958
|publisher=Princeton University Press
|isbn=978-0-691-08044-4
}}</ref>.

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&nbsp;— у зовнішніх шарах. У випадку менших зір, як-от Сонце, у зовнішніх шарах знаходиться конвективна зона<ref name="imagine">{{Cite web|date=2006-09-01|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html|title=What is a Star?|publisher=NASA|accessdate=2006-07-11}}</ref>. Червоні карлики з масою менше ніж {{Маса Сонця|0,4}} є повністю конвективними, що запобігає утворенню гелієвого ядра<ref name="late stages">{{Cite web|last=Richmond|first=Michael|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|title=Late stages of evolution for low-mass stars|publisher=Rochester Institute of Technology|accessdate=2006-08-04}}</ref>. Для більшості зір межі конвективної зони змінюються протягом їх еволюції<ref name="Schwarzschild3">{{Cite book
|title=Structure and Evolution of the Stars
|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart
|last=Schwarzschild
|first=Martin
|date=1958
|publisher=Princeton University Press
|isbn=978-0-691-08044-4
}}</ref>.
[[Файл:Sun parts big.jpg|міні|[[Сонце]] у розрізі]]
[[Фотосфера]]&nbsp;— найнижчий шар атмосфери зорі, що видимий для спостерігача. Це шар, у якому плазма зорі стає прозорою для фотонів світла. Звідси енергія, що генерується в ядрі, вільно поширюється в космос. Саме у фотосфері з'являються [[сонячні плями]]&nbsp;— області з температурою нижчою за середню<ref name="NewcombHolden1887">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=87YXAAAAIAAJ&pg=PA278
|title=Astronomy for High Schools and Colleges
|last=Simon Newcomb
|last2=Edward Singleton Holden
|year=1887
|publisher=H. Holt
|pages=278
}}</ref>.

У зорях головної послідовності, як-от Сонце, безпосередньо над фотосферою знаходиться [[хромосфера]]. Це тонкий шар атмосфери, де з'являються [[Спікули (Сонце)|спікули]] та починаються [[Сонячний спалах|зоряні спалахи]]. Над нею знаходиться перехідна область завтовшки приблизно 100&nbsp;км, у якій швидко зростає температура. Вище знаходиться [[Сонячна корона|корона]]&nbsp;— шар плазми, температура якої сягає мільйонів Кельвінів. Він простягається на кілька мільйонів кілометрів<ref>{{cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso0127/ |назва=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT |автор= |дата=2001 |вебсайт= |видавець=ESO |дата-доступу=}} {{ref-en}}</ref>. Згідно з останніми дослідженнями, наявність корони залежить від конвективної зони у зовнішніх шарах зорі<ref name="imagine2">{{Cite web|date=2006-09-01|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html|title=What is a Star?|publisher=NASA|accessdate=2006-07-11}}</ref>. Попри високу температуру, корона випромінює дуже мало світла через низьку щільність газу. Сонячну корону зазвичай видно лише під час [[Сонячне затемнення|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<ref>{{Cite journal|last=Burlaga|first=L. F.|last2=Ness|first2=N. F.|last3=Acuña|first3=M. H.|last4=Lepping|first4=R. P.|last5=Connerney|first5=J. E. P.|last6=Stone|first6=E. C.|last7=McDonald|first7=F. B.|displayauthors=1|date=2005|title=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields|journal=Science|volume=309|issue=5743|pages=2027–2029|bibcode=2005Sci...309.2027B|doi=10.1126/science.1117542|pmid=16179471}}</ref>.

== Змінні зорі ==
{{Main|Змінні зорі}}
[[Файл:Mira 1997.jpg|міні|Міра (омікрон [[Кит (сузір'я)|Кита]])&nbsp;— перша відкрита змінна зоря.]]
Змінна зоря&nbsp;— зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску<ref>{{Cite web|title=Variable star {{!}} Pulsating, Light Curve, Magnitude {{!}} Britannica|url=https://www.britannica.com/science/variable-star|website=www.britannica.com|accessdate=2023-11-22|language=en}}</ref>. Причин змінності багато і вони можуть бути пов'язані не лише з внутрішніми процесами: якщо [[Подвійні зорі|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 [[Загальний каталог змінних зір|Загального каталогу змінних зір]] прийнято наступний поділ змінних зір<ref name=":14">{{Cite web|title=GCVS Introduction|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|website=www.sai.msu.su|accessdate=2023-11-22}}</ref>:
* '''Еруптивні змінні зорі'''&nbsp;— зорі, що змінюють свій блиск унаслідок бурхливих процесів і спалахів у їхніх [[хромосфера]]х і [[сонячна корона|коронах]]. Зміна [[світність|світності]] відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси в формі [[зоряний вітер|зоряного вітру]] змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
* '''[[Пульсуючі змінні зорі]]'''&nbsp;— показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Це найчисленніший тип змінних. Найвідомішими представниками такого класу є [[Цефеїда|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'''&nbsp;— зорі, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідний і/або вони мають несферичну 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]]'''&nbsp;— причиною змінності цих зір є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові та новоподібні змінні) або в усьому об'ємові зорі (наднові).
* '''[[Затемнювані зорі]]'''&nbsp;— періодичні зміни блиску спостерігаються внаслідок затемнень однієї зорі іншою.
Наведений перелік класів змінності не є вичерпним: кожен із класів поділено на окремі типи змінних. Загалом відомо понад 120 типів змінних зір<ref name=":14" />, а сумарна чисельність представників всіх цих типів перевищує 58 000<ref name=":14" />. Цей перелік не є сталим, оскільки відкриваються нові типи змінності, зокрема 2006 року були виокремлені в новий тип відкриті кількома роками раніше [[наднові типу Iax]]<ref>{{Cite news|title=SN 2002cx: The Most Peculiar Known Type Ia Supernova|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/374200|work=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|date=2003-04|accessdate=2023-11-22|issn=0004-6280|doi=10.1086/374200|pages=453–473|volume=115|issue=806|language=en|first=Weidong|last=Li|first2=Alexei V.|last2=Filippenko|first3=Ryan|last3=Chornock|first4=Edo|last4=Berger|first5=Perry|last5=Berlind|first6=Michael L.|last6=Calkins|first7=Peter|last7=Challis|first8=Chris|last8=Fassnacht|first9=Saurabh|last9=Jha}}</ref>, а в 1989 році були відкриті еруптивні [[змінні типу FS Великого Пса]]<ref>{{Cite news|title=Recent photometric behavior of the unusual Be star HD 45677 = FS Canis Majoris|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/132566|work=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|date=1989-11|accessdate=2023-11-22|issn=0004-6280|doi=10.1086/132566|pages=999|volume=101|language=en|first=Elaine M.|last=Halbedel}}</ref>. Нові змінні зорі вже відомих типів відкриваються щороку в величезних кількостях. Наприклад, лише в одному з десятків досліджень, опублікованих в 2023 році, за допомогою використання даних [[Кеплер (орбітальний телескоп)|космічного телескопа Кеплер]] польському астроному Томашу Новаковскі вдалося відкрити 278 нових змінних зір<ref>{{Cite web|title=Nearly 300 variable stars detected with Kepler spacecraft|url=https://phys.org/news/2023-03-variable-stars-kepler-spacecraft.html|website=phys.org|accessdate=2023-11-22|language=en|first=Tomasz|last=Nowakowski|last2=Phys.org}}</ref>.

== Зоряні системи ==
[[Файл:Sirius movement ca.svg|міні|Траєкторія Сіріуса A&nbsp;— видимого компонента астрометричної подвійної зорі на небесній сфері]]

=== Подвійні, потрійні та кратні зорі ===
{{Детальніше|Подвійні зорі|Кратна зоря}}
[[Подвійні зорі|Подвійна зоря]]&nbsp;— система з двох зір, які обертаються навколо спільного центру мас. У загальому випадку, якщо до гравітаційно зв'язаної системи входить дві або більше зір, то така система називається [[Кратна зоря|кратною зорею]]. Кратні зорі, як правило, мають ієрархічну структуру: приміром, потрійні системи можуть складатися з подвійної зорі та досить віддаленої від неї поодинокої. Системи двох або кількох зір дуже поширені: за деякими оцінками, такими є більше 70&nbsp;% зір у Галактиці<ref>{{ref-ru}} [http://www.astronet.ru/db/msg/1188258 Астронет > Двойные звёзды (физические двойные)] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20120306180612/http://www.astronet.ru/db/msg/1188258|date=6 березня 2012}}</ref>. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір&nbsp;— 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й друга за яскравістю зоря небосхилу (після Сонця)&nbsp;— [[Сіріус]]. У радіусі 20 [[Парсек|пк]] від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір&nbsp;— подвійні<ref>{{ref-ru}} [http://www.astronet.ru/db/msg/1171338 Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111114061734/http://www.astronet.ru/db/msg/1171338|date=14 листопада 2011}}</ref>.

Періоди обертання в кратних системах можуть становити від кількох хвилин до кількох мільйонів років.

Подвійні зорі слугують найнадійнішим джерелом інформації про маси та деякі інші параметри зір<ref name=":1">{{Cite web|url=https://www.britannica.com/science/star-catalog|title=Star catalog|publisher=Encyclopedia Britannica|language=en}}</ref>. Зазвичай їх класифікують на підставі того, яким методом було виявлено їхню подвійність<ref name=":6">{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html|title=Binary star|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20201027105932/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":1" />:

* [[Подвійні зорі|Візуально-подвійні зорі]]&nbsp;— пари зір, компоненти яких можна розрізнити безпосередньо під час спостережень.
* [[Подвійні зорі|Спектрально-подвійні зорі]]&nbsp;— пари зір, двоїстість яких виявляється під час досліджень спектра: їхній рух орбітою спричиняє [[ефект Доплера]], що змінює положення спектральних ліній обох компонентів.
* [[Подвійні зорі|Затемнювано-подвійні зорі]]&nbsp;— пари зір, компоненти яких періодично затьмарюють одна одну частково або повністю, через що змінюється видима зоряна величина і спостерігається змінність. 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&nbsp;— 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-подвійна зоря|оптично-подвійними зорями]]<ref name=":62">{{cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html|title=Binary star|author=David Darling|website=Encyclopedia of Science|date=|publisher=|access-date=2020-10-23|archive-date=2020-10-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20201027105932/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html|deadlink=no}}</ref>.

=== Зоряні скупчення ===
{{Детальніше|Зоряне скупчення|Кулясте скупчення|Розсіяне скупчення|Зоряна асоціація}}
[[Файл:Globular star cluster Messier 4.jpg|міні|Кулясте зоряне скупчення [[Мессьє 4]].]]
Коли до кратної зоряної системи належить понад десять зір, її називають [[Зоряне скупчення|зоряним скупченням]]. Скупчення поділяються на кулясті і розсіяні, а також виділяють окремий тип під назвою [[Зоряна асоціація|зоряні асоціації]].

# Кулясті скупчення&nbsp;— скупчення зір, що мають форму близьку до сферичної. Їхні діаметри становлять 20-100 пк. Це одні з найстаріших об'єктів у [[Всесвіт]]і: звичайний вік кулястих скупчень&nbsp;— понад 10&nbsp;млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість із яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Наприклад, у кубічному [[парсек]]у в центрі такого скупчення буває від декількох сотень до десятків тисяч зір. Для порівняння: в околицях Сонця на кубічний парсек припадає лише одна зоря. У [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]] налічують понад 150 кулястих скупчень<ref>{{Cite book
|title=Stars and planets
|date=2012
|editor-last=Dinwiddie
|editor-first=Robert
|series=DK Smithsonian nature guide
|publisher=DK
|edition=1. American ed
|location=New York
|isbn=978-0-7566-9040-3
}}</ref>.
# Розсіяне скупчення&nbsp;— зоряна система, яка зазвичай складається з декількох сотень або тисяч зір, 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 важче 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. Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж [[кулясте скупчення|кулястих]]. Деякі з них розташовані неподалік від [[Сонце|Сонця]]&nbsp;— наприклад, до скупчення [[Гіади (зоряне скупчення)|Гіади]] близько 40 [[парсек|пк]]. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі. Розсіяні скупчення мають невелику масу, тому їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної<ref>{{Cite web|title=EarthSky {{!}} Open star clusters are loose groups of stars|url=https://earthsky.org/astronomy-essentials/definition-examples-what-are-open-star-clusters/|website=earthsky.org|date=2022-11-01|accessdate=2023-12-04|language=en-US}}</ref><ref name="ArchinalHynes2003">{{cite book
|url=https://books.google.com/books?id=2WJ3AAAACAAJ
|title=Star Clusters
|author1=Brent A. Archinal
|author2=Steven J. Hynes
|date=2003
|publisher=Willmann-Bell
|pages=
|isbn=978-0-943396-80-4
}}</ref><ref name="sa1958">{{cite journal|last1=Sandage|first1=Allan|year=1958|title=Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1958-09_128_2/page/150|journal=The Astrophysical Journal|volume=128|page=150|bibcode=1958ApJ...128..150S|doi=10.1086/146532|doi-access=free}}</ref><ref name="ma2013">{{cite journal|last1=Majaess|first1=D.|last2=Carraro|first2=G.|last3=Moni Bidin|first3=C.|last4=Bonatto|first4=C.|last5=Berdnikov|first5=L.|last6=Balam|first6=D.|last7=Moyano|first7=M.|last8=Gallo|first8=L.|last9=Turner|first9=D.|year=2013|title=Anchors for the cosmic distance scale: The Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=560|pages=A22|arxiv=1311.0865|bibcode=2013A&A...560A..22M|doi=10.1051/0004-6361/201322670|last10=Lane|first10=D.|last11=Gieren|first11=W.|last12=Borissova|first12=J.|last13=Kovtyukh|first13=V.|last14=Beletsky|first14=Y.|s2cid=55934597}}</ref>.
# Асоціація зір&nbsp;— розріджене скупчення молодих зір високої [[світність|світності]], що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200—300 св.р.). Асоціації здебільшого пов'язані з хмарами [[молекула|молекулярного]] [[газ]]у, що має порівняно низьку температуру. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який із часом розсіюється в [[Міжзоряне середовище|міжзоряному середовищі]]. Асоціації, так само як і [[розсіяне скупчення|розсіяні скупчення]], нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного<ref>{{Cite web|url=https://www.britannica.com/science/stellar-association|title=stellar association|website=britannica.com}}</ref><ref>{{Cite web|title=Stellar Associations - an overview {{!}} ScienceDirect Topics|url=https://www.sciencedirect.com/topics/physics-and-astronomy/stellar-associations|website=www.sciencedirect.com|accessdate=2023-12-04}}</ref><ref>{{Cite news|title=Stellar associations|url=https://doi.org/10.1007/s10511-009-9066-4|work=Astrophysics|date=2009-04-01|accessdate=2023-12-04|issn=1573-8191|doi=10.1007/s10511-009-9066-4|pages=157–167|volume=52|issue=2|language=en|first=A. T.|last=Kalloghlian}}</ref>.

=== Галактики ===
{{Основна стаття|Галактика}}
[[Файл:M102, NGC 5866 (noao-m102).jpg|міні|Лінзоподібра галактика [[NGC 5866]] (М102).]]Галактики&nbsp;— системи зір і міжзоряної речовини, найбільші з яких можуть містити сотні мільярдів зір і мати радіуси до 30 кпк. Зорі розподілені в галактиках нерівномірно: молоді, багаті на метали зорі [[Зоряне населення|населення I]] утворюють [[галактичний диск]], а старі та бідні на метали зорі [[Зоряне населення|населення II]] утворюють [[балдж]]<ref>{{Cite web|title=Galaxies - NASA Science|url=https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-are-galaxies/|website=science.nasa.gov|accessdate=2023-12-04|language=en}}</ref><ref>{{Cite web|title=Galaxies|url=https://www.americanscientist.org/article/galaxies|website=American Scientist|date=2017-02-06|accessdate=2023-12-04|language=en}}</ref>.

Чотири основні типи галактик, виділені ще [[Едвін Габбл|Едвіном Габблом]] у 1925 році<ref>{{Cite book
|title=Народження зоряного неба: уявлення про нічні світила в історичній динаміці.
|last=Берёзкин, Юрий Евгеньевич
|year=2017
}}</ref>:

* [[Еліптична галактика|Еліптичні галактики]]&nbsp;— 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.
* [[Лінзоподібна галактика|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.
* [[Неправильна галактика|Неправильні галактики]]&nbsp;— галактики асиметричної форми, що містять багато газу та пилу. Сферична складова в таких галактиках практично відсутня, більшість зір&nbsp;— молоді й утворюють плоску підсистему.
Кожна галактика містить щонайменше мільярди зір. Наприклад, лише наша Галактика ([[Чумацький Шлях|Чумацький шлях]]), яка є не далеко не найбільшою у Всесвіті, містить від 200 до 400 мільярдів зір, при цьому її маса становить близько 1 трильйона мас Сонця<ref>{{Cite web|title=The Milky Way Galaxy|url=http://seds.org/MESSIER/more/mw.html|website=web.archive.org|date=2007-05-12|accessdate=2023-11-22|archive-date=2007-05-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20070512093341/http://seds.org/MESSIER/more/mw.html}}</ref>. А одна з найбільших відомих галактик, яка отримала каталожний номер {{Не перекладено|ESO 383-76|ESO 383-76|en|ESO 383-76}} (або ESO 383-G 076), має масу в 230 трильйонів сонячних<ref>{{Cite web|title=What is the biggest known Galaxy in our universe? How big are we talking about here? Where can it be seen from Earth (if at all)?|url=https://www.quora.com/What-is-the-biggest-known-Galaxy-in-our-universe-How-big-are-we-talking-about-here-Where-can-it-be-seen-from-Earth-if-at-all|website=Quora|accessdate=2023-12-04|language=en}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://infoblendr.com/eso-383-76-supergiant-elliptical-galaxy/|title=Exploring ESO 383-76: A Glimpse into a Luminous Supergiant Elliptical Galaxy|last=By Theblendrman|date=25 серпня 2023|website=Info blendr}}</ref>.

== Екзопланети ==
{{Докладніше|Екзопланета}}
[[Файл:Kepler-22 diagram.jpg|міні|Планетна система [[Kepler-22|Kerler-22]], де планета перебуває в життєпридатній зоні. Для порівняння в масштабі показана внутрішня частина Сонячної системи.]]
Сонце&nbsp;— не єдина зоря, навколо якої обертаються планети. Станом на листопад 2023 року підтверджено існування 5521 екзопланети в 4070 екзопланетних системах, з яких 885 мають 2 та більше планет<ref>{{Cite web|title=Catalogue of Exoplanets|url=https://exoplanet.eu/catalog/|website=exoplanet.eu|date=1995|accessdate=2023-11-22|language=en|first=Pierre-Yves|last=Martin}}</ref><ref>{{Cite web|title=Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets|url=https://exoplanets.nasa.gov/news/1702/cosmic-milestone-nasa-confirms-5000-exoplanets/|website=Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System|accessdate=2023-11-22|language=en|first=By Pat Brennan, NASA's Exoplanet Exploration|last=Program}}</ref>. Планети бувають різних типів<ref>{{Cite web|title=NASA's Kepler Telescope Discovers First Earth-Size Planet in 'Habitable Zone' - NASA|url=https://www.nasa.gov/news-release/nasas-kepler-telescope-discovers-first-earth-size-planet-in-habitable-zone/|accessdate=2023-11-22|language=en-US}}</ref><ref>{{Cite web|title=A Mass Classification for both Solar and Extrasolar Planets - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo|url=http://phl.upr.edu/library/notes/amassclassificationforbothsolarandextrasolarplanets|website=web.archive.org|date=2012-01-25|accessdate=2023-11-22|archive-date=2012-01-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20120125004454/http://phl.upr.edu/library/notes/amassclassificationforbothsolarandextrasolarplanets}}</ref><ref>{{Cite web|title=Out There: A Strange Zoo of Other Worlds|url=https://www.space.com/7916-strange-zoo-worlds.html|website=Space.com|date=2010-02-15|accessdate=2023-11-22|language=en|first=Charles Q. Choi|last=published}}</ref>, а також можуть обертатися на різній відстані від материнської зорі й мати абсолютно різні періоди&nbsp;— від кількох годин<ref>{{Cite web|url=https://www.guinnessworldrecords.com/world-records/78735-planet-with-the-shortest-orbital-period|title=Shortest orbital period for a planet|last=Guinness World Records|website=guinnessworldrecords.com|language=англійською}}</ref> до десятків років<ref>{{Cite web|title=GU Psc b: Newly Discovered Exoplanet Takes 80,000 Years to Orbit its Star {{!}} Astronomy {{!}} Sci-News.com|url=https://www.sci.news/astronomy/science-gu-psc-b-exoplanet-01923.html|website=Sci.News: Breaking Science News|date=2014-05-14|accessdate=2023-11-22|language=en-US|first=News|last=Staff}}</ref>. За певних умов (зокрема, відстані до зорі, її світності та наявності в планети атмосфери) планета може перебувати в [[Зона, придатна для життя|зоні, придатній для життя]]<ref>{{Cite news|title=A REVISED ESTIMATE OF THE OCCURRENCE RATE OF TERRESTRIAL PLANETS IN THE HABITABLE ZONES AROUND KEPLER M-DWARFS|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/767/1/L8|work=The Astrophysical Journal|date=2013-03-25|accessdate=2023-11-22|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/767/1/L8|pages=L8|volume=767|issue=1|first=Ravi Kumar|last=Kopparapu}}</ref><ref>{{Cite news|title=Alien Worlds Galore|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.340.6132.565|work=Science|date=2013-05-03|accessdate=2023-11-22|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.340.6132.565|pages=565–565|volume=340|issue=6132|language=en|first=Maria|last=Cruz|first2=Robert|last2=Coontz}}</ref> ([[Англійська мова|англ.]] ''habitable zone''). Існують системи, які налічують одразу декілька планет у придатній для життя зоні<ref>{{Cite web|title=NASA's Kepler Marks 1,000th Exoplanet Discovery, Uncovers More Small Worlds in Habitable Zones|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/nasas-kepler-marks-1000th-exoplanet-discovery-uncovers-more-small-worlds-in-habitable-zones|website=NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)|accessdate=2023-11-22|language=en-US|last=https://www.jpl.nasa.gov}}</ref>.

Екзопланети є популярними об'єктами в культурі. У базі даних IMDB<ref>{{Cite web|title=Space and ExoPlanets|url=http://www.imdb.com/list/ls050020023/|website=IMDb|accessdate=2023-11-22}}</ref> є декілька десятків фільмів, у яких зображені планети в інших зоряних системах, зокрема вони зображені в фільмі «<nowiki/>[[Інтерстеллар]]<nowiki/>», «<nowiki/>[[Аватар (фільм)|Аватар]]<nowiki/>» та «<nowiki/>[[Аватар: Шлях води|Аватар-2]]<nowiki/>», «<nowiki/>[[Джон Картер: між двох світів]]<nowiki/>», «<nowiki/>[[Прометей (фільм, 2012)|Прометей]]<nowiki/>», трилогія «<nowiki/>[[Цілковита пітьма (фільм, 2000)|Чорна діра]]<nowiki/>», «<nowiki/>[[Хроніки Ріддіка]]<nowiki/>», «<nowiki/>[[Ріддік (фільм, 2013)|Ріддік]]<nowiki/>» та інші. Також екзопланети фігурують у комп'ютерних іграх, зокрема, у [[Глобальна стратегія|глобальній стратегії]] [[Stellaris]]<ref>{{cite web|url=http://www.gamesring.com/news/stellaris-confirmed-release-date-may-9th-2016/|title=Stellaris Confirmed Release Date: May 9th, 2016.|work=Games Ring|access-date=16 травня 2016|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20160503213359/http://www.gamesring.com/news/stellaris-confirmed-release-date-may-9th-2016/|archive-date=3 травня 2016}}</ref><ref>{{Cite web|date=2019-01-22|title=Stellaris: Console Edition launches February 26|url=https://www.gematsu.com/2019/01/stellaris-console-edition-launches-february-26|access-date=2022-07-13|website=Gematsu|language=en-US}}</ref><ref>{{Cite web|title=Stellaris - Paradox Interactive|url=https://paradoxinteractive.com/games/stellaris/about|website=paradoxinteractive.com|accessdate=2023-12-07|language=en}}</ref>.

== Зорі в культурі та мистецтві ==
{{Основна стаття|Зорі в культурі та мистецтві|Історія астрономії}}
[[Файл:VanGogh-starry night ballance1.jpg|міні|«Зоряна ніч» ван Гога]]
Оскільки зорі були відомі людству здавна, вони зустрічаються в культурі та мистецтві різних народів в усьому світі протягом тисячоліть і ця тема тісно пов'язана з історією астрономії<ref>{{Cite web|title=The incredible impact of stars on culture|url=https://phys.org/news/2010-11-incredible-impact-stars-culture.html|website=phys.org|accessdate=2023-12-19|language=en|last=Springer}}</ref><ref>{{Cite news|title=Starry, starry night: a history of astronomy in art|url=https://www.theguardian.com/artanddesign/jonathanjonesblog/2014/dec/24/history-of-astronomy-in-art-christmas|work=The Guardian|date=2014-12-24|accessdate=2023-12-19|issn=0261-3077|language=en-GB|first=Jonathan|last=Jones}}</ref>. Через це існує величезна кількість прикладів використання зір як об'єктів фольклору, мистецтва, релігії, псевдонауки і навіть науки, тому в цьому розділі наведена лише вкрай стисла інформація про зорі в культурі та мистецтві.

Давньоєвропейська культура використовувала зорі переважно в наукових та філософських творах. Наприклад, саме з древньої Греції походять перші [[Геліоцентризм|моделі світу]] (Птолемея, Арістарха, Арістотеля, Гіппаркоса)<ref name=":18">{{Cite web|title=Astronomy in Ancient Cultures: Early Star Interpretations|url=https://www.miragenews.com/astronomy-in-ancient-cultures-early-star-1031456/|website=Mirage News|accessdate=2023-12-19|language=en-AU|first=Mirage|last=News}}</ref>. Інший відомий приклад появи зір в культурі&nbsp;— Стоунгендж, який, згідно однієї з гіпотез, використовувався для відстеження руху Сонця, а також визначення рівнодення та сонцестояння, а також використовувався для різних обрядів<ref>{{Cite web|title=Stonehenge - Location, Definition & Age|url=https://www.history.com/topics/european-history/stonehenge|website=HISTORY|date=2023-06-05|accessdate=2023-12-19|language=en}}</ref>. Протягом [[Середньовіччя]] в Європі розвиток астномі був сильно сповільнений, зокрема через низку епідемій та вплив церкви, хоч і не зупинився поівністю, однак в культурі цих часів зорі зустрічаються нечасто<ref>{{Cite book
|title=Astronomies and cultures in early medieval Europe
|url=https://archive.org/details/astronomiescultu0000mccl
|last=McCluskey
|first=Stephen C.
|date=2000
|publisher=Cambridge Univ. Press
|edition=Reprinted
|location=Cambridge
|isbn=978-0-521-77852-7
}}</ref><ref>{{Cite book
|title=The Great Astronomers
|url=https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.179727
|last=Williams
|first=Henry Smith
|year=1930
|publisher=New York: Simon and Schuster
|location=Нью-Йорк
|pages=[https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.179727/page/n127 99]-102
|language=англійською
}}</ref>. В часи Ренесансу та надалі тема зір почала різко відновлюватися як в науці, так і культурі, зокрема завдяки тому, що було зроблено ряд революційних на той час відкриттів і написано ряд визначних наукових трактатів (наприклад, «[[Про обертання небесних сфер]]» [[Миколай Коперник|Коперника]]) та був винайдений [[телескоп]]<ref>{{Cite book
|title=The history of the telescope
|last=King
|first=Henry C.
|date=2003
|publisher=Dover Publications
|location=Mineola, NY
|isbn=978-0-486-43265-6
}}</ref>.

[[Per aspera ad astra]]&nbsp;— латинський вислів, що в перекладі означає «Крізь терня до зір», або «Тернистим шляхом до зірок»<ref>{{Cite web|title=What does per aspera ad astra mean?|url=https://www.definitions.net/definition/per+aspera+ad+astra|website=www.definitions.net|accessdate=2023-12-05}}</ref>. У загальному розумінні цей вислів вказує на те, що успіх чи досягнення в житті вимагає від людини подолання труднощів і часто зустрічається з викликами та перешкодами.

В давньому Китаї та Індії зорі увійшли в культуру переважно через [[Астрологія|астрологію]], тобто намагання знайти взаємозв'язок між подіями на небі та на Землі. Однак, не тільки астрологія, але й зачатки досліджень [[Змінні зорі|змінних зір]] походять зокрема з цього регіону, оскільки саме китайські і індійські астрономи та літописці першими почали задокументовувати появу так званих «[[Гостьова зоря|гостьових зір]]», які століттями пізніше їх класифікували, як наднові зорі<ref name=":18" />.

В африканській культурі зорі фігурують в безлічі народних міфів, легенд та прикмет. Наприклад, в культурі південної Африки поява скупчення [[Стожари|Плеяд]] над горизонтом означала початок сезону, коли можна сапати землю та починати вирощувати наступний врожай. В різних південноафкрианських народів існують різні легенди щодо виникнення Чумацького шляху та зір зокрема (вони вважають їх очами мертвих, що дивляться або душами тих, хто не хотів народжуватися)<ref>{{Cite web|title=South African star myths {{!}} Royal Museums Greenwich|url=https://www.rmg.co.uk/stories/topics/south-african-star-myths|website=www.rmg.co.uk|accessdate=2023-12-19|language=en}}</ref>. Давні єгиптяни мали свої прикмети, пов'язані з зорями, а також склали один з перших календарів, базуючись на руху [[Сіріус]]а по небу<ref name=":18" />.

В Південній та Центральній Америці, зокрема в культурі [[Мая (цивілізація)|Мая]], зорі були вкорінені переважно в релігійні переконання цих цивілізацій. На території, де вони мешкали, будувалися обсерваторії для відстеження руху зір та відомих на той час планет. Більшість з них було зруйновано іспанськими [[конкістадор]]ами. Однак, частина інформації про відкриття Мая збереглася, зокрема відомо про існування таблиць з прогнозами моментів сонячних та місячних затемнень<ref name=":18" />.
[[Файл:Nebra disc 1.jpg|міні|[[Небесний диск із Небри]]]]
Символічні п'ятикутні (рідше&nbsp;— багатокутні) зображення зір зустрічаються в багатьох творах Середньовіччя та античності<ref>{{Cite web|title=A Brief History of Stars in Art, Imagery, and History|url=https://www.shutterstock.com/blog/stars-art-and-history|website=The Shutterstock Blog|date=2022-06-14|accessdate=2023-12-19|language=en-US|first=Kiera|last=Coffee}}</ref>. Найперші зображення зір відносяться ще до часів бронзової доби (приклад&nbsp;— [[Небесний диск із Небри]])<ref>{{Cite book
|title=Big history: [examines our past, explains our present, imagines our future
|date=2016
|editor-last=Fewster
|editor-first=Helen
|editor2-last=Christian
|editor2-first=David
|publisher=DK Publishing
|edition=First American Edition
|location=New York
|isbn=978-1-4654-5443-0
}}</ref><ref>{{Cite book
|url=https://www.academia.edu/43158757/Pre_heraldry_on_the_Sangerhausen_Disc_The_Armigers_News_25_2_1_9_2003
|title=Pre-heraldry on the Sangerhausen Disc, The Armiger&#39;s News 25: 2, 1. 9, 2003.
|last=Eiland
|first=Murray L.
}}</ref><ref>{{Cite web|title=Nebra Sky Disc|url=https://www.landesmuseum-vorgeschichte.de/en/nebra-sky-disc.html|website=Landesmuseum für Vorgeschichte [dev]|accessdate=2023-12-19|language=en|first=Landesmuseum für|last=Vorgeschichte}}</ref>. Існує також низка картин відомих художників є ті, які зображують нічне зоряне небо<ref>{{Cite web|title=8 Most Famous Night Sky Paintings by Famous Artists|url=https://www.atxfinearts.com/blogs/news/night-sky-paintings|website=ATX Fine Arts|accessdate=2023-12-19|language=en}}</ref><ref>{{Cite web|title=10 Most Famous Night Sky Paintings|url=https://www.artst.org/night-sky-paintings/|website=Artst|date=2021-05-30|accessdate=2023-12-19|language=en-US|last=artst}}</ref>:

* [[Зоряна ніч]] ([[Вінсент ван Гог]], 1889)
* [[Зоряна ніч над Роною]] ([[Вінсент ван Гог]], 1888)
* [[Втеча в Єгипет (картина Ельсгаймера)|Втеча в Єгипет]] ([[Адам Ельсгаймер]], 1609)
* {{Не перекладено|Виверження Везувію (картина Джозефа Райта)|Виверження Везувію|d|Q111721269}} ([[Джозеф Райт]], 1773—1775)
* [[Ноктюрн у чорному і золотому – падаюча ракета|Ноктюрн у чорному і золотому]] ([[Джеймс Вістлер]], друга половина 19 століття)
* [[Літня ніч (картина Гаральда Сольберга)|Літня ніч]] ({{Не перекладено|Гаральд Сольберг|Гаральд Сольберг|en|Harald Sohlberg}}, ?)
* [[Бульвар Монмартр вночі]] ([[Каміль Піссарро]], ?)
[[Файл:Flag of Australia (converted).svg|міні|Прапор Австралії, на якому присутні зорі одразу з кількома різними кількостями променів.]]
П'ятикутні зорі є елементами прапорів десятків країн<ref>{{Cite web|title=Country Flags With Stars|url=https://www.worldatlas.com/articles/country-flags-with-stars.html|website=WorldAtlas|date=2019-12-10|accessdate=2023-12-19|language=en-US}}</ref>, наприклад [[Прапор Сполучених Штатів Америки|США]], [[Прапор В'єтнаму|В'єтнаму]], багатьох мусульманських країн: [[Прапор Туреччини|Туреччини]], [[Прапор Алжиру|Алжиру]], [[Прапор Сирії|Сирії]] та інших. Зорі з іншою кількістю кутів зустрічаються рідше, наприклад на [[Прапор Ізраїлю|прапорі Ізраїлю]] є шестикутна [[зірка Давида]], на [[Прапор Аруби|прапорі Аруби]]&nbsp;— чотирикутна, а на [[Прапор Непалу|прапорі Непалу]] та [[Прапор Маршаллових Островів|Маршаллових островів]]&nbsp;— багатокутні зорі.

В сучасній культурі зорі фігурують в художніх науково-фантастичних фільмах, книгах<ref>{{Cite book
|title=The Encyclopedia of science fiction
|date=1995
|editor-last=Clute
|editor-first=John
|editor2-last=Nicholls
|editor2-first=Peter
|publisher=St. Martin's Griffin
|location=New York
|isbn=978-0-312-13486-0
}}</ref>, відеоіграх<ref>{{Cite web|title=Best space exploration games|url=https://www.space.com/best-space-exploration-games|website=Space.com|date=2021-11-09|accessdate=2023-12-19|language=en|first=Fran Ruiz|last=published}}</ref><ref>{{Cite web|title=Best space games which will let you explore the unknown|url=https://www.gamesradar.com/best-space-games/|website=gamesradar|date=2022-06-24|accessdate=2023-12-19|language=en|first=Samuel HortiContributions from Heather|last=Wald|first2=Josh|last2=West|first3=Joe Donnelly last|last3=updated}}</ref> (зокрема, навчальних<ref>{{Cite web|title=Games {{!}} NASA Space Place&nbsp;— NASA Science for Kids|url=https://spaceplace.nasa.gov/menu/play/games/|website=spaceplace.nasa.gov|accessdate=2023-12-19}}</ref>), часто в окремому жанрі творів про [[міжзоряний політ]]. Дуже часто самі зорі є другорядними об'єктами в фільмах та відеоіграх, оскільки основний сюжет фокусується на інших астрономічних об'єктах (екзопланетах, [[Космічний апарат|космічних кораблях]], [[астероїд]]ах, [[Позаземне життя|позаземному житті]] тощо) або на персонажах. Кількість фільмів, де основним об'єктом сюжету є зоря (здебільшого&nbsp;— Сонце), невелика. Прикладами є фільм [[Пекло (фільм, 2007)|Пекло]] ([[Англійська мова|англ.]] ''Sunshine'') 2007 року<ref>{{Citation|title=Sunshine|url=https://www.imdb.com/title/tt0448134/|publisher=Searchlight Pictures, DNA Films, UK Film Council|date=2007-07-27|accessdate=2023-12-19|first=Danny|last=Boyle|first2=Rose|last2=Byrne|first3=Chris|last3=Evans}}</ref>, японський фільм 1990 року з аналогічним сюжетом {{нп|Сонячна криза|||Solar Crisis (film)}}<ref>{{Citation|title=Solar Crisis|url=https://www.imdb.com/title/tt0100649/|publisher=Asahi Breweries, Gakken Co. Ltd., Japan America Picture Company|date=1990-07-14|accessdate=2023-12-19|first=Richard C.|last=Sarafian|first2=Arthur|last2=Marks|first3=Peter|last3=Boyle}}</ref> та {{Не перекладено|Подорож до зворотного боку Сонця (фільм, 1969)|Подорож до зворотного боку Сонця|en|Doppelgänger (1969 film)}}<ref>{{Citation|title=Doppelgänger|url=https://www.imdb.com/title/tt0064519/|publisher=Century 21 Television|date=1969-08-28|accessdate=2023-12-19|first=Robert|last=Parrish|first2=Ian|last2=Hendry|first3=Patrick|last3=Wymark}}</ref>.

== Примітки ==
<references group="комм." />

== Джерела ==
{{примітки|2}}

== Література ==
{{Вікіцитати1}}
{{commonscat|Stars}}
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html Star, World Book @ NASA] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |date=8 травня 2005 }}
* [https://web.archive.org/web/20081217010053/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html Portraits of Stars and their Constellations]. University of Illinois
* [[Климишин Іван Антонович|''І.&nbsp;А.&nbsp;Климишин'']], ''В.&nbsp;В.&nbsp;Тельнюк-Адамчук''. Шкільний астрономічний довідник.&nbsp;— К, 1990. ISBN 5-330-01188-4
* [[Климишин Іван Антонович|''І.&nbsp;А.&nbsp;Климишин'']], ''І.&nbsp;М.&nbsp;Дубицький''. Основи космології.&nbsp;— Івано-Франківськ, 1999.

== Посилання ==
* {{YouTube|3t9GWgO1E10|Зорі та їх особливості|logo=1}}

{{Бібліоінформація}}
{{Зорі}}
{{Зоряні системи}}{{Добра стаття}}
[[Категорія:Зорі|*]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти]]
[[Категорія:Зоряна астрономія]]
[[Категорія:Астрономічна термінологія]]