|
'''Джаміляшечка''' (араб. Джаміля — гарна) — на поточний момент найяскравіша зоря яка спостерігається в правій частині зоряної карти Чумацького Шляху. Спалахуюча (змінна) зірка типу UV 11-ї видимої зоряної величини. Її світність майже в 18 000 перевищує сонячну. Неозброеним поглядом зірку можна побачити на відстані 0.2 - 2 метрів з понеділка по пятницю з 13 годин ранку і до заходу сонця. В субту та нелію зірка відновлює біолгочний запас водню та углеродів і знаходиться майже цілий день в режимі зберігання. Зорю було відкрито в 2014 році Бєговим Богданом, науковим діячем міжнародної космічної федерації КДВ.
{{Otheruses}}
{{redirect|Зірка}}
'''Зоря́''' (також '''Зірка'''<ref>[[СУМ-11]]: [http://sum.in.ua/s/zirka Тлумачення, значення слова «зірка»]</ref>, {{lang-el|hoi Asteres}}) — велетенське розжарене, самосвітне [[небесне тіло]], у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) [[термоядерна реакція|термоядерні реакції]]<ref name=aesz>{{А-Е-С|Зоря|184—185|z1}}</ref>. [[Сонце]] — одна із зір, середня за своїми розмірами та [[світність|світністю]].
Зорі поряд з іншими [[небесне тіло|небесними тілами]] вивчає [[наука]] [[астрономія]]. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень [[астрофізика|астрофізики]]. У багатьох зірок наявні власні [[Екзопланета|екзопланети]], — як подібні до [[планета|планет]] [[Сонячна система|Сонцевої системи]], так і геть відмінні.
Вважається, що вона є основним компонентом космічної системи БКТМ. Віддалена від компонену A на відстань 522 пк.
== Зоряна величина ==
{{main|Видима зоряна величина}}
'''Джаміляшечка''' перебуває в стані конвективного турбулентного руху, про що свідчать численні спалахи на її поверхні, зафіксовані спостереженнями як у видимому, так і в рентгенівському діапазонах.[[Категорія:Антична міфологія]]
Неозброєним оком на небі видно близько 6000 зір<!--, по 3000 в кожній півкулі{{Джерело?}}Щодо 3000 у кожній півкулі-->. Астрономи античності поділяли їх за яскравістю на шість зоряних величин. Найяскравіші зорі належали до першої величини, найтьмяніші — до шостої. Пізніше, із появою [[телескоп]]ів та розвитком техніки спостережень, постала потреба визначати зоряні величини точніше та розширити діапазон зоряних величин. Формально було визначено, що зоря першої величини рівно у сто раз яскравіша за зорю шостої. За такого визначення деякі яскраві зорі мають нульову і навіть від'ємну зоряну величину. Наприклад, найяскравіша зоря нічного неба [[Сіріус]] має зоряну величину −1,47<sup>m</sup><ref>{{SIMBAD link|Sirius |SIMBAD Query result: Sirius|accessdate=2010-06-21}} {{ref-en}}</ref>. Сучасна шкала дозволяє також одержати значення і для [[Сонце|Сонця]]: −26,8<sup>m</sup>. У той же час орбітальний телескоп [[Хаббл (телескоп)|«Хаббл»]] може спостерігати тьмяні зорі до 31,5<sup>m</sup> у видимому світлі. Усі видимі з Землі зорі (навіть ті, що доступні для спостереження за допомогою найпотужніших телескопів) розташовані в [[Місцева група|місцевій групі]] галактик.
== Шкала міжзоряних відстаней ==
=== Відстані до найближчих зір ===
{{main|Паралакс}}
[[Файл:парсек.png|right]]
Внаслідок річного руху Землі орбітою навколо Сонця близькі зорі дещо зсуваються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий [[еліпс]], розмір якого тим менший, що далі зоря. У кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π) називають річним тригонометричним [[паралакс]]ом зорі і застосовують для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами [[трикутник]]а, в якому відомий кут π та основа — піввісь земної орбіти.
Відстань до зорі, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює:
: <math> r = 206265/\pi \, </math> ([[астрономічна одиниця|а.о.]]) (1)
де π — паралакс (у [[Кутова секунда|кутових секундах]]).
В [[астрономія|астрономії]] застосовують особливу одиницю виміру відстані до зір — [[парсек]] (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Відповідно, 1 пк = 206 265 а.о. = 30 трлн км.
Поряд із парсеком застосовується ще одна особлива одиниця виміру відстані — [[світловий рік]]. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, тобто 9,46×10<sup>12</sup>км, або 0,307 пк.
Найближчою до Сонця зіркою є [[Проксима|Проксима Центавра]] — [[червоний карлик]] 11-ї зоряної величини. Вона має паралакс 0,77", тобто відстань до неї становить 1,3 пк<ref>{{SIMBAD link|Proxima|Проксіма в базі SIMBAD}}</ref> (40 трлн км або 4,3 св.роки).
За методом тригонометричного [[паралакс]]у можна визначити лише відстані до найближчих зір. Зокрема, в [[астрометрія|астрометричному]] проекті [[Гіппаркос]] досягнуто точність виміру паралаксів близько однієї [[кутова мілісекунда|кутової мілісекунди]], що дозволяє безпосередньо вимірювати відстані до зір, розташованих ближче 1000 [[парсек]]. Однак для більш віддалених об'єктів паралакс настільки малий, що перебуває в межах похибки його вимірювання. Для визначення відстані до них застосовують інші методи.
=== Фотометричний метод визначення відстані ===
Освітленість створювана однаковими за потужністю джерелами світла, обернено пропорційна квадратам відстані до них. Як результат, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана на Землі в одиничній площадці, перпендикулярній променям світла) може слугувати мірою відстані до них. Вираз освітленості в зоряних величинах (m — [[видима зоряна величина|видима]], M — [[абсолютна зоряна величина]]) приводить до основної формули фотометричної відстані — r<sub>ф</sub> (пк):
:<math>\text{lg} (r_\varphi) = 0,2(m - M)+ 1 </math> (2)
Для світил, в яких відомі тригонометричні паралакси, можна визначити M, за цією ж формулою, зіставивши фізичні властивості з абсолютними зоряними величинами. Це зіставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил (зір, галактик) можна оцінювати за низкою їх фізичних властивостей.
Основним способом оцінки абсолютної величин зір є спектральний: у спектрах зір однакового спектрального класу знайдено особливості, які вказують на їх абсолютні зоряні величини (найчастіше — підсилення ліній іонізованих атомів зі збільшенням світності зір). За такими ознаками зорі поділено на класи світності. За класами та підкласами, які оцінюються за їх спектрами, можна визначити абсолютну зоряну величину з похибкою до 0,5<sup>m</sup>. Ця похибка відповідає відносній похибці 30 % при визначенні r<sub>ф</sub> за формулою (2).
=== Метод визначення фотометричної відстані, заснований на властивостях цефеїд ===
[[Цефеїди]] — [[змінні зорі]] великої світності ([[Гігант (зоря)|гіганти]] та [[надгігант]]и). Вони належать до зоряного населення I типу (плоска складова Галактики). Для них встановлена важлива залежність [[період]] — [[світність]] (що довший період коливання блиску, то цефеїда яскравіша за абсолютною зоряною величиною), яка визначається формулою:
:<math>M_V = -3.88 - 2.87(\text{lg} P - 1) </math><ref>Н. Н. Самусь [http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html Переменные звёзды. Глава 2. Пульсирующие звёзды] Учебное пособие по курсу «Астрономия» {{ref-ru}}</ref>
де:
* M<sub>V</sub> — абсолютна зоряна величина у жовтих (видимих) променях;
* P — період зміни блиску.
Маючи зі спостережень період, можна знайти [[Абсолютна зоряна величина|абсолютну зоряну величину]] М; знаючи останню й маючи зі спостережень [[видима зоряна величина|видиму зоряну величину]] m за допомогою фотометричного методу можна знайти відстань до цефеїди.
Цей метод застосовується не лише для визначення відстані до самих [[цефеїда|цефеїд]], а й до [[зоряне скупчення|зоряних скупчень]], [[галактика|галактик]], у складі яких вдалося виявити цефеїди.
Метод запропоновано [[Ейнар Герцшпрунг|Ейнаром Герцшпрунгом]] на початку 20-го сторіччя, проте він і досі залишається одним з найважливіших засобів побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней.
== Одиниці виміру ==
Більшість зоряних характеристик здебільшого вимірюється в одиницях [[СІ]], але також використовується і [[СГС]] (наприклад, [[світність]] вимірюється в [[ерг]]ах на секунду). Маса, світність і радіус зазвичай подаються у співвідношенні з [[Сонце]]м:
{|
|[[сонячна маса]]:
|<math>M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}</math> [[кілограм|кг]]
|-
|[[світність Сонця]]:
|<math>L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}</math> [[Ватт|Вт]]
|-
|[[сонячний радіус]]:
|<math>R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}</math> [[метр|м]]
|}
Трохи більші розміри, такі як радіус гігантських зір або відстані у [[подвійні зорі|подвійних системах]] часто подають в [[астрономічна одиниця|астрономічних одиницях]] ({{nobr | а. о.}} ≈ {{nobr|150 млн км}}), що дорівнює середній відстані між Землею та Сонцем.
== Класифікація зір ==
{{Main|Спектральна класифікація зір}}
Класифікації зір почали будувати відразу після того, як почали отримувати їхні [[спектр]]и. У першому наближенні спектр зорі можна описати як [[випромінювання]] [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]] з накладеними на нього [[Фраунгоферові лінії|лініями поглинання або випромінювання]]. Головний чинник, що впливає на вигляд спектру, це [[температура]], тож спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.
Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в [[Гарвардська обсерваторія|Гарвардській обсерваторії]] в [[1890]]-[[1924]] роках під час складання [[каталог Генрі Дрепера|каталогу Генрі Дрепера]] (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією)<ref>{{А-Е-С|Гарвардська класифікація|100—101|g}}</ref>. Для позначення основних спектральних класів у цій класифікації вживають окремі літери латинського алфавіту:
{|class="standard sortable" style="text-align: center;"
|+ Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір
! 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 = http://www.webcitation.org/61BISbtHe
| archivedate = 2011-08-24
}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref>
! abbr="color" | Основні ознаки
|- style="background: #9bb0ff;"
! style="background: #9bb0ff;" | O
| 30 000—60 000
| style="background: #9aafff;" | блакитний
| style="background: #aabfff;" | блакитний
| Слабкі лінії нейтрального [[водень|водню]], [[гелій|гелію]], іонізованого гелію, багаторазово іонізованих [[кремній|Si]], [[вуглець|C]], [[азот|N]], A.
|- style="background: #aabfff;"
! style="background: #abbfff;" | B
| 10 000—30 000
| style="background: #cad7ff;" | біло-блакитний
| style="background: #cad7ff;" | біло-блакитний та білий
| Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H і К Ca II.
|- style="background: #cad7ff;"
! style="background: #cad7ff;" | A
| 7500—10 000
| style="background: #f8f7ff;" | білий
| style="background: #f8f7ff;" | білий
| Сильна [[Серія Бальмера|бальмерівська серія]], лінії H і К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів.
|- style="background: #f8f7ff;"
! style="background: #f8f7ff;" | F
| 6000—7500
| style="background: #fff4ea;" | жовто-білий
| style="background: #f8f7ff;" | білий
| Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca и Ti.
|- style="background: #fff4ea;"
! style="background: #fff4ea;" | G
| 5000—6000
| style="background: #fff2a1;" | жовтий
| style="background: #fff2a1;" | жовтий
| Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінії Ca I та чисельні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH і CN.
|- style="background: #ffd2a1;"
! style="background: #ffd2a1;" | K
| 3500—5000
| style="background: #ffc46f;" | оранжевий
| style="background: #ffe46f;" | жовтувато-оранжевий
| Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітні. З'являються смуги поглинання TiO.
|- style="background: #ffcc6f;"
! style="background: #ffcc6f;" | M
| 2000—3500
| style="background: #ff6060;" | червоний
| style="background: #ffa040;" | оранжево-червоний
| Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Все ще помітні лінії металів.
|}
=== Діаграма Герцшпрунга—Рассела ===
{{Main|Діаграма Герцшпрунга—Рассела}}
[[Файл:HR-diag-no-text-4.svg|thumb|350px| [[Діаграма Герцшпрунга-Рессела]].]]
На початку XX століття, [[Ейнар Герцшпрунг]] і [[Генрі Норріс Рассел|Генрі Рассел]] незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас» — «Світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга-Рассела» виявилася ключем до розуміння та дослідження процесів, що відбуваються в зорях.
Найчисленніший клас зір становлять зорі [[головна послідовність|головної послідовності]], що перетинає діаграму від правого верхнього кута до лівого нижнього. Саме до таких зір належить і наше [[Сонце]]. З еволюційного погляду головна послідовність — це те місце [[діаграма Герцшпрунга-Рессела|діаграми Герцшпрунга-Рессела]], на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей час витрати [[енергія|енергії]] на [[випромінювання]] компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в [[ядерний синтез|термоядерних реакціях]] перетворення [[гідроген]]у на [[гелій]]. Час перебування на головній послідовності визначається масою<!--та [[металічність|металічністю]] зорі (часткою елементів, важчих за гелій){{Джерело?}}<!--Маса зорі безумовно впливає на час перебування на головній послідовності і це загальновідомий факт, однак потрібне джерело щодо впливу металічності-->.
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 мають VII клас світності.
=== Сучасна класифікація ===
У 1930-х роках у [[Йєркська обсерваторія|Йєркській обсерваторії]] було розроблено Йєркську класифікацію (класифікацію Моргана—Кінана, МК-класифікацію, ММК-класифікацію — за прізвищами вчених [[Вільям Вілсон Морган|Моргана]], [[Кінан]]а та [[Келман]]а). Вона теж заснована в першу чергу на температурі [[фотосфера|фотосфери]] зір, але враховує також їх [[світність]], завдяки чому скажімо, [[червоні карлики]] та [[червоні гіганти]] належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні.
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 [[світність|світності]] (номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рессела), а потім — додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.
== Змінні зорі ==
{{Main|Змінні зорі}}
Змінна зоря — це зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо [[подвійна зоря|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 [[ЗКЗЗ|загального каталогу змінних зір]] прийнято наступний поділ змінних зір:
* '''Еруптивні змінні зорі''' — це зорі, що змінюють свій блиск в силу бурхливих процесів і спалахів в їх [[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.
* '''Пульсівні змінні зорі''' — показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Це найчисленніший тип змінності. Найвідомішими представниками такого класу є [[цефеїди]]. Пульсації можуть бути радіальними й нерадіальними. Радіальні пульсації зорі залишають її форму сферичною, у той час як нерадіальні пульсації викликають відхилення форми зорі від сферичної, а сусідні зони зорі можуть бути в протилежних фазах.
* '''Обертові змінні зорі''' — це зорі, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідний і/або вони мають нееліпсоїдальну форму, внаслідок чого при обертанні зір спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних чи хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, чиї осі не збігаються з віссю обертання зорі.
* '''Катаклізмічні (вибухові та новоподібні) змінні зорі'''. Причиною змінності цих зір є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові) або у всьому об'ємові зорі (наднові).
* '''Затемнено-подвійні системи'''
* '''Оптичні змінні подвійні системи з жорстким рентгенівським випромінюванням'''
Наведений перелік класів змінності не є остаточним: кожен з класів поділено на окремі типи змінних, додаються нові типи змінності.
<!--
=== Нові ===
{{Детальніше|Нова зоря}}
Нова зоря — тип катаклізмічних змінних. Блиск у них змінюється не так різко, як у наднових (хоча амплітуда може становити 9<sup>m</sup>): за кілька днів до максимуму зірка лише на 2<sup>m</sup> слабша. Кількість таких днів визначає, до якого класу нових відноситься зірка:
# Дуже швидкі, якщо цей час (позначається як t<sub>2</sub>) менший 10 днів.
# Швидкі — 11 < t<sub>2</sub> <25 днів
# Дуже повільні: 151 < t<sub>2</sub> <250 днів
# Гранично повільні — перебувають поблизу максимуму роками.
Існує залежність максимуму блиску нової від t<sub>2</sub>. Іноді цю залежність використовують для визначення відстані до зірки. Максимум спалаху в різних діапазонах веде себе по-різному: коли у видимому діапазоні вже спостерігається спад випромінювання, в ультрафіолеті все ще продовжується зростання. Якщо спостерігається спалах і в інфрачервоному діапазоні, то максимум буде досягнутий тільки після того, як блиск в ультрафіолеті піде на спад. Таким чином болометрична світність під час спалаху досить довго залишається незмінною.
У нашій Галактиці можна виділити дві групи нових: нові диска (в середньому вони яскравіші і швидші), і нові балджа, які трохи повільніші і, відповідно, трохи слабші.
Від 1250 до 1800 року люди знали лише 9 нових зірок<ref name="Пулюй">Нові і перемінні зьвізди. Проф. [[Пулюй Іван Павлович|І.Пулюй]] — Третє доповнене видання; Накладом автора; З друкарні Адольфа Гольцгаузена у Відні, 1905 . — 121с.</ref><sup>(с.-5)</sup>. Вважають, що поява нової зірки, яка з'явилась 125-го року до різдва Христового, і спонукала [[Гіппарх]]а зробити перепис зірок<ref name="Пулюй"></ref><sup>(с.-6)</sup>
-->
== Зоряні системи ==
Зорі можуть бути поодинокими й кратними: [[Подвійні зорі|подвійними]], потрійними і більшої кратності. У разі, коли до системи належить понад десяти зір, її називають [[зоряне скупчення|зоряним скупченням]]. [[Подвійна зоря|Подвійні]] ([[кратна зоря|кратні]]) зорі дуже поширені. За деякими оцінками, більше 70% зір у Галактиці кратні<ref>{{ref-ru}} [http://www.astronet.ru/db/msg/1188258 Астронет > Двойные звёзды (физические двойные)]</ref>. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір — 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й найяскравіша зоря, небосхилу — [[Сіріус]]. В околиці 20 парсеків від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір, — подвійні зорі всіх типів<ref>{{ref-ru}} [http://www.astronet.ru/db/msg/1171338 Астронет > Двойные звёзды и значение их наблюдений в астрономии]</ref>.
=== Подвійна зоря ===
{{Детальніше|Подвійна зоря}}
Подвійна зоря, або подвійна система — дві гравітаційно-зв'язані зорі, які обертаються замкненими орбітами навколо спільного [[центр інерції|центру мас]]. За допомогою подвійних зір існує можливість дізнатися [[маса|маси]] зір і побудувати різні залежності.
Але подвійні зорі не вивчалися б настільки уважно, якби вся інформація про них зводилося до маси. Попри багаторазові спроби пошуку одинарних [[чорна діра|чорних дір]], усі кандидати в чорні діри перебувають у подвійних системах. [[Зорі Вольфа-Райє]] були вивчені саме завдяки подвійним зорям.
==== Тісні подвійні системи ====
Серед подвійних зір виділяють так звані тісні подвійні системи: відстань між зорями у яких можна порівняти із розмірами самих зір. Завдяки цьому в таких системах виникають складніші ефекти, ніж просто тяжіння: припливне спотворення форми, прогрів випромінюванням яскравішого компаньйона та інші ефекти. У тісних подвійних системах також може відбувається обмін речовиною між зорями, що значно впливає на їх еволюцію.
=== Зоряні скупчення ===
{{Детальніше|Зоряне скупчення}}
==== Кулясті ====
{{Детальніше|Кулясте скупчення}}
Кулясті скупчення — скупчення зір, що мають сферичну або ледь сплюснуту форму. Їхні діаметр коливається від 20 до 100 парсеків. Це одні з найстаріших об'єктів у [[Всесвіт]]і. Звичайний вік кулястих скупчень — понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість з яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. Як наслідок, тут багато [[нейтронна зоря|нейтронних зір]]{{Джерело?}}, [[цефеїда|цефеїд]]{{Джерело?}} і [[білий карлик|білих карликів]]; передбачається також наявність [[чорна діра|чорних дір]]. Нерідко в скупченнях відбуваються спалахи [[Нова зоря|нових зір]].
Кулясті скупчення відрізняються високою концентрацією зір. Приміром, 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.
Кулясті скупчення виникли з гігантської догалактичної хмари, з якої згодом сформувалась [[Галактика]]. У [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]] налічують понад 150 кулястих скупчень{{Джерело?}}, більшість з яких концентруються до центру Галактики.
==== Розсіяні ====
{{Детальніше|Розсіяне скупчення}}
Розсіяні скупчення — інший клас зоряних скупчень. Це зоряна система, компоненти якої розташовуються на досить великій відстані один від одного. Цим вона відрізняється від кульових скупчень, де концентрація зір більша. З цієї причини розсіяні скупчення дуже важко виявляти і вивчати. Якщо зорі, що перебувають на однаковій відстані від спостерігача, рухаються в одному напрямку, є підстави припускати, що вони входять до розсіяного скупчення.
Найвідоміші представники цього класу скупчень — [[Плеяди (зоряне скупчення)|Плеяди]] і [[Гіади (зоряне скупчення)|Гіади]], що розташовані в [[Телець (сузір'я)|сузір'ї Тільця]].
Розсіяні скупчення досить численні. Їх відомо більше, ніж [[кулясте скупчення|кулястих]]. Деякі з них розташовані неподалік від [[Сонце|Сонця]] — наприклад, до скупчення [[Гіади (зоряне скупчення)|Гіади]] близько 40 [[парсек]]ів.
Розсіяні скупчення зазвичай складаються з декількох сотень або тисяч зір, хоча зустрічаються й групи більшої чисельності. Здебільшого до них входять масивні та яскраві зорі, а також [[змінні зорі|змінні]]. Розсіяні скупчення мають невелику масу. Їх гравітаційне поле не здатне утримувати компоненти разом тривалий час і вони поступово віддаляються одна від одної{{Джерело?}}.
==== Асоціації ====
{{Main|Зоряні асоціації}}
Асоціація зір — розріджене скупчення молодих зір високої [[світність|світності]], що відрізняється від інших типів скупчень своїм розміром (близько 200 — 300 світлових років). Асоціації, здебільшого, пов'язані з хмарами [[молекула|молекулярного]] [[газ]]у, що має порівняно низьку температуру. Цей газ є «будівельним матеріалом» для зір. Утворені масивні зорі нагрівають навколишній молекулярний газ, який з часом розсіюється в [[міжзоряний простір|міжзоряному середовищі]]. Асоціації, так само як і [[розсіяне скупчення|розсіяні скупчення]], нестійкі. Вони повільно розширюються, і їхні компоненти віддаляються один від одного.
== Еволюція зір ==
{{Детальніше|Еволюція зір}}
Після створення теорії внутрішньої будови зір та їхньої еволюції стало можливим і пояснення існування класів зір. Виявилося, що все різноманіття зір зумовлене здебільшого відмінностями у їх масі та залежить від еволюційного етапу, на якому перебуває зоря.
=== Протозоря ===
{{Детальніше|Протозоря}}
[[Файл:Starsinthesky.jpg|right|thumb|Область зореутворення у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]]. [[NASA]]/[[ESA]] image.]]
За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного [[космічний пил|космічного пилу]]. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили [[закон всесвітнього тяжіння|всесвітнього тяжіння]] з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не досить висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. [[Тиск]] газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією тяжіння продовжує стискатися та розігріватися. На цьому етапі зірку називають «[[протозоря|протозорею»]]. Зазвичай із газопилової хмари формується кілька таких протозір, і вони утворюють [[зоряне скупчення]] чи [[зоряні асоціації|асоціацію]]. Також навколо протозір утворюються менші згустки, що потім стають [[планета]]ми. У міру стискання протозорі її зовнішня та внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції [[термоядерний синтез|термоядерного синтезу]]. Тільки після цього протозоря стає зіркою. Початкову стадію еволюції зорі долають за час, який залежить від їх маси: якщо маса більша, ніж [[маса Сонця]], то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років. Мінімальна маса зорі - 0,075 [[маса Сонця|маси Сонця]]. Якщо маса протозорі менша, вона ніколи не стане справжньою зіркою. Натомість вона перетвориться на [[коричневий карлик|коричневого карлика]]. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. Хоча в них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю [[дейтерій|дейтерію]] та [[літій|літію]], але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.
==== Змінні зорі типу T Тельця ====
[[Файл:TTauriStarDrawing.jpg|thumb|right|Зірка типу T Тільця з навколозоряним диском.]]
Зорі типу T Тельця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом - [[Т Тельця]]. Зазвичай їх можна виявити поряд із [[молекулярна хмара|молекулярними хмарами]] та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за [[хромосфера|хромосферною]] активністю.
Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на [[головна послідовність|головну послідовність]] [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграми Герцшпрунга—Рассела]].
Вони належать до [[спектральна класифікація зір|спектральних класів]] F, G, K, M і мають масу меншу двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і в зір [[головна послідовність|головної послідовності]] тієї ж маси, але вони мають дещо більшу [[світність]], тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення<ref>T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291</ref>.
У спектрі зір типу T Тельця наявний [[літій]], який відсутній у спектрах [[Сонце|Сонця]] та інших зір [[головна послідовність|головної послідовності]], оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K<ref>{{ref-en}} [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309284 An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy] David Barrado y Navascues, 2003</ref>.
=== Головна послідовність ===
{{Детальніше|Головна послідовність}}
Наступний етап еволюції зорі — спалювання запасів [[водень|водню]] (точніше — перетворення його на [[гелій]]). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на [[головна послідовність|головній послідовності]] [[діаграма Герцшпрунга-Рассела|діаграми Герцшпрунга-Рассела]]. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M) і приблизно дорівнює <math>t_{ms} = \frac {10^{10}} {M^3}</math><ref name=aesz/>, тобто від кількох мільйонів років для зір із масами в десятки разів більшими, ніж [[маса Сонця]], до 10-15 мільярдів років для зір з масою близькою, до маси Сонця.
=== Подальша еволюція ===
{{Докладніше|Червоні гіганти}}
Після того, як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил [[гравітація|гравітації]], тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення [[густина|густини]] та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу [[потрійна альфа-реакція|потрійної альфа-реакції]], у якій три [[ядро атома|ядра]] гелію перетворюється на ядро [[вуглець|вуглецю]]. Ці ядерні реакції характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. [[Світність]] зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області [[Гігант (зоря)|гігантів]].
Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після [[спалах гелієвого ядра|гелієвого спалаху]] «спалахує» [[вуглець]] і [[кисень]]; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по [[діаграма Герцшпрунга-Рессела|діаграмі Герцшпрунга — Рессела]]. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді [[зоряний вітер|зоряного вітру]]. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.
==== Білі карлики ====
{{Main|Білий карлик}}
Від переважної більшості зір, маса яких після скидання оболонки не перевищує [[межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]] (≈1,4 [[маса Сонця|маси Сонця]]) через кілька десятків тисяч років, залишається дуже гаряче компактне ядро, яке називають [[білий карлик|білим карликом]]. Інші джерела термоядерної енергії для цих зір недоступні. Вони завершують свою еволюцію, поступово охолоджуються і стискаються, доки тиск [[вироджений газ|вироджених]] електронів не врівноважить [[гравітація|гравітацію]]. Їхня [[густина]] стає в мільйон разів більшою за густину води.
У зір масою більшою від [[межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]] (понад 1,4 [[маса Сонця|маси Сонця]]) [[енергія Фермі]] електронів перевищує [[дефект маси]] ([[нейтрон]] - [[протон]]+[[електрон]]) і розпочинається об'єднання протонів з електронами у нейтрони, оскільки така конфігурація енергетично вигідніша. Тиск [[вироджений газ|виродженого електронного газу]], що залишається, не може стримати подальше стискання ядра і після вичерпання джерел термоядерної енергії відбувається колапс зорі. Наслідком є спалах [[наднова|наднової]] II типу.
==== Наднові ====
{{Детальніше|Наднова}}
Наднові - зорі, які завершують свою еволюцію катастрофічним вибухом. Терміном «наднові» було названо зорі, які спалахують набагато (на порядки) сильніше від так званих [[нова зоря|нових зір]]. Насправді, ні ті, ні інші фізично новими не є, спалахують зорі, що вже існують, але раніше їх не було помітно неозброєним оком, що й створювало ефект появи нової зірки. Тип наднової визначається за наявністю в спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні - то I типу.
==== Нейтронні зорі ====
{{Детальніше|Нейтронна зоря}}
Після спалаху наднової II типу залишається ядро, розміром декілька кілометрів, яке складається здебільшого з нейтронів. Його [[густина]] в 280 трлн разів перевищує густину води. Рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини.
Внаслідок стискання зорі значно збільшується швидкість її обертання та [[напруженість магнітного поля]], і вона починає випромінювати [[радіохвилі]] з певною досить стабільною частотою. Саме завдяки такому випромінюванню 1967 року було виявлено [[пульсар]]и, які вважають нейтронними зорями.
== Зорі у міфології ==
{{Детальніше|Сузір'я}}
Поява [[мореплавство|мореплавства]] та [[рільництво|рільництва]] спричинила обожнювання зірок{{Джерело?}}. У давнину люди об’єднували групи зірок у [[сузір’я]] і давали їм назви людей (за фахом тощо), [[тварини|тварин]], [[рослини|рослин]] і речей. Чимало назв сузір’їв та зірок пов’язано з [[Давньогрецька міфологія|грецькою міфологією]]. [[Александрія|Александрійські]] вчені у [[3 ст. до н. е.]] звели в певну систему уявлення [[античність|античності]] про сузір’я, дали їм назви, які збереглися досі. [[Велика Ведмедиця (сузір'я)|Велика Ведмедиця]] пов’язана з міфом про [[Каллісто]]; [[Візничий (сузір'я)|Візничий]] — кучер [[Еномай|Еномая]] [[Міртіл]]; [[Волопас (сузір'я)|Волопас]] — [[Тріптолем]], узятий на небо. Сузір’я [[Діва (сузір'я)|Деви]] пов’язане з міфом про нещастя дочки [[Ікарій|Ікарія]] або з міфом про [[Астрея|Астрею]], що залишила землю. Сузір’я [[Геркулес (сузір'я)|Геркулеса]], Гіад, [[Дельфін (сузір'я)|Дельфіна]] мають стосунок до міфа про [[Аріон]]а або [[Діоніс]]а й тірренських розбійників, відомі сузір’я [[Дракон (сузір'я)|Дракона]] — до Ладона, який стеріг [[сад Гесперид]], [[Змієносець (сузір'я)|Змієносця]] — до [[Асклепій|Асклепія]]. [[Кассіопея (сузір'я)|Кассіопея]], [[Цефей (сузір'я)|Цефей]], [[Персей (сузір'я)|Персей]], [[Андромеда (сузір'я)|Андромеда]] — група сузір’їв, пов’язаних з міфом про [[Персей|Персея]] та [[Андромеда|Андромеду]], корабель [[Арго]] — з міфом про аргонавтів. [[Чумацький Шлях|Молочний шлях]] пов’язували з міфами про дорогу з [[Олімп]]у на землю або з розлитим молоком [[Гера|Гери]]; [[Оріон]] — мисливець, якого вбила [[Артеміда]]; [[Пегас (сузір'я)|Пегас]] — крилатий кінь [[Беллерофонт]]а; [[Плеяди]] — дочки [[Атлант]]а<ref>[[Словник античної міфології]]</ref>.
== Література ==
{{commonscat|Stars}}
# [[Климишин Іван Антонович|''І. А. Климишин'']], ''В. В. Тельнюк-Адамчук''. Шкільний астрономічний довідник. — К, 1990. ISBN 5-330-01188-4
# [[Климишин Іван Антонович|''І. А. Климишин'']], ''І. М. Дубицький''. Основи космології. — Івано-Франківськ, 1999.
== Примітки ==
{{примітки}}
== Див. також ==
* [[Найближчі зорі]].
* [[Нейтронні зорі]]
* [[Чорні діри]]
* [[Баріонні зорі]]
* [[Екзопланета]]
== Посилання ==
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html Star, World Book @ NASA]
* [http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html Portraits of Stars and their Constellations]. University of Illinois
{{Зорі}}
[[Категорія:Антична міфологія]]
[[Категорія:Зорі|*]]
[[Категорія:Статті, що повинні бути в усіх Вікіпедіях]]
| 