Зірки, самосвітні небесні тіла, що складаються з розжарених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається незрівнянно більше З. лише завдяки близькості його до Землі: від Сонця до Землі світло йде 8 1 / 3 мін, а від найближчої зірки (Центавра — 4 роки 3 міс. Із-за великих відстаней від Землі З. і в телескоп видні як крапки, а не як диски (на відміну від планет). Число З., видимих неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, складає близько 5 тис. У потужні телескопи видно мільярди З.
Загальні відомості про зірки. Коротка історія вивчення зірок. Вивчення З. було викликано потребами матеріальному життю суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точного часу). Вже в глибокій старовині зоряне піднебіння було розділене на сузір'я. Довгий час З. вважалися нерухомими крапками, по відношенню до яких спостерігалися рухи планет і комет. З часів Арістотеля (4 ст до н.е.(наша ера)) протягом багатьох століть панували погляди, згідно з якими зоряне піднебіння вважалося вічною і незмінною кришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. В кінці 16 ст італійський астроном Джордано Бруно учив, що З. — це далекі тіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 (німецький астроном І. Фабріциус) була відкрита перша змінна З., а в 1650 (італійський учений Дж. Річчолі) — перша подвійна З. У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власні рухи три З. В середині і в 2-ій половині 18 ст російський учений М. Ст Ломиносів, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і В. Гершель і ін. висловлювали правильні ідеї про ту зоряну систему, в яку входить Сонце. У 1835—39 російський астроном Ст Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких З. У 60-х рр. 19 ст для вивчення З. застосували спектроскоп, а в 80-х рр. стали користуватися і фотографією. Російський астроном А. А. Белопольський в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, на підставі якого по зсуву ліній в спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху уподовж світивши зір. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширили представлення о З.
На початку 20 ст, особливо після 1920, стався переворот в наукових представленнях о З. Їх почали розглядати як фізичні тіла; стали вивчатися структура З., умови рівноваги їх речовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомної фізики, які привели до кількісної теорії зоряних спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, що дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії і внутрішньої будови З. (найбільш важливі результати були отримані німецькими ученими Р. Емденом, До. Шварцшильдом, Х. Беті, англійськими ученими А. Еддінгтоном, Е. Мілном, Дж. Джінсом, американськими ученими Р. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим С. А. Жевакиним). В середині 20 ст дослідження З. придбали ще більшу глибину у зв'язку з розширенням наглядових можливостей і вживанням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильд, А. Сандідж, англійський учений Ф. Хойл, японський учений С. Хаяси і ін.). Великі успіхи були досягнуті також у вивченні процесів перенесення енергії у фотосферах З. (радянські учені Е. Р. Мустель, Ст Ст Собольов, американський учений С. Чандрасекар) і в дослідженнях структури і динаміки зоряних систем (голландський учений Я. Оорт, радянські учені П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин і ін.).
Параметри зірок. Основні характеристики З. — маса, радіус (не рахуючи зовнішніх прозорих шарів), світимість (повна кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються в долях маси, радіусу і світимості Сонця. Окрім основних параметрів уживаються їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує міру іонізації і збудження атомів в атмосфері З.; абсолютна зоряна величина (тобто зоряна величина, яку мала б З. на стандартній відстані 10 парсек );показник кольору (різниця зоряних величин, визначених в двох різних спектральних областях).
Зоряний світ надзвичайно багатообразний. Деякі З. у мільйони разів більше (за об'ємом) і яскравіше за Сонце (зірки-гіганти ); в той же час є безліч З., які по розмірах і кількості випромінюваної ними енергії значно поступаються Сонцю (зірки-карлики ) (див. мал. 1 ). Всілякі і світимості З.; так, світимість З. S Золотої Риби в 400 тис. разів більше світимості Сонця. З. бувають розріджені і надзвичайно щільні. Середня щільність ряду гігантських З. у сотні тисяч разів менше щільності води, а середня щільність т.з. білих карликів, навпаки, в сотні тисяч разів більше щільності води. Маси З. розрізняються менше.
В деяких типів З. блиск періодично змінюється; такі З. називаються змінними зірками . Грандіозні зміни, що супроводжуються раптовими збільшеннями блиску, відбуваються в нових зірках . При цьому за декілька діб невелика зірка-карлик збільшується, від неї відділяється газова оболонка, яка, продовжуючи розширюватися, розсівається в просторі. Потім З. знов стискується до невеликих розмірів. Ще більші зміни відбуваються під час спалахів найновіших зірок .
Вивчення спектрів З. дозволяє визначити хімічний склад їх атмосфер. З., як і Сонце, складаються з тих же хімічних елементів, що і всі тіла на Землі.
В З. переважають водень (близько 70% по вазі) і гелій (близько 25%); останні елементи (серед них найбільш рясні кисень, азот, залізо, вуглець, неон) зустрічаються майже точно в тому ж співвідношенні, що і на Землі. Для спостережень доки доступні лише зовнішні шари З. Однако зіставлення даних безпосередніх спостережень з виводами, витікаючими із загальних законів фізики, дозволило побудувати теорію внутрішньої будови З. і джерел зоряної енергії.
Сонце по всіх ознаках є рядовим З. Імеются всі підстави передбачати, що багато З., як і Сонце, мають планетні системи. Унаслідок дальності відстані поки що не удається безпосередньо побачити такі супутники З. навіть у найпотужніші телескопи. Для їх виявлення необхідні тонкі методи дослідження, ретельні спостереження протягом десятків років і складні розрахунки. У 1938 шведський астроном Е. Хольмберг запідозрив, а пізніше радянський астроном А. Н. Дейч і ін. встановили існування невидимих супутників в зірки 61 Лебедя і інших близьких до Сонця З. Наша планетна система, т. о., не є винятковим явищем. На багатьох планетах, що оточують інші З., також вірогідне існування життя, і Земля не представляє в цьому відношенні виключення.
З. часто розташовані парами, що звертаються довкола загального центру мас; такі З. називаються подвійними зірками . Зустрічаються також потрійні і кратні
системи З.
Взаємне розташування З. з часом повільно змінюється унаслідок їх рухів в Галактиці . Зірки утворюють в просторі величезні зоряні системи — галактики . До складу нашої Галактики (до якої належить Сонце) входить більше 100 млрд. З. Ізученіє будови Галактики показує, що багато З. групуються в зоряні скупчення, зоряні асоціації і ін. освіти.
З. вивчаються в двох доповнюючих один одного напрямах. Зоряна астрономія, розглядаюча З. як об'єкти, що характеризуються тими або іншими особливостями, досліджує рух З., розподіл їх в Галактиці і в скупченнях, різні статистичні закономірності. Предметом вивчення астрофізики є фізичні процеси, що відбуваються в З., їх випромінювання, будова, еволюція.
Маси зірок. Маси можуть бути визначені безпосередньо лише в подвійних З. на основі вивчення їх орбіт. В спектрально-подвійних З. виміри зсувів спектральних ліній унаслідок ефекту Доплера дозволяють визначити період звернення компонентів і проекції макс.(максимальний) швидкості кожного компонента на промінь зору. Аналогічні виміри можна провести і в деяких візуально-подвійних З. Етіх даних вистачає для обчислення відношення мас компонентів. Абсолютні значення мас визначаються, якщо система є в той же час і затменно-подвійній, тобто якщо її орбіта видно з ребра і компоненти З. поперемінно закривають один одного. Вивчення мас подвійних З. показує, що між масами і светімостямі З. головній послідовності існує статистична залежність (див. «Маса — світимість» діаграма ). Ця залежність, поширена і на одиночні З., дозволяє побічно, визначаючи світимості З., оцінювати і їх маси.
Світимості зірок і відстані до них. Основний метод визначення відстаней до З. полягає у вимірі їх видимих зсувів на фоні дальших З., обумовлених зверненням Землі довкола Сонця. По зсуву (паралаксу ) , величина якого назад пропорційна відстані, обчислюють і само відстань. Проте такий спосіб вимірів застосовний лише до найближчих З.
Знаючи відстань до З. і її видиму зоряну величину m, можна знайти абсолютну зоряну величину М-коду по формулі:
М-код = m +5-5 lg r ,
де r — відстань до З., виражене в парсеках . Визначивши середні абсолютні зоряні величини для З. тих або інших спектральних класів і зіставивши з ними видимі зоряні величини окремих З. цих же класів, можна визначити відстані і до видалених З., для яких паралактичні зсуви неощутіми (це т.з. спектральні параллакси). Абсолютні зоряні величини деяких типів змінних зірок (наприклад, цефєїд ) можна встановити по величині періоду зміни блиску, що також дозволяє визначати відстані до них.
Відстані оцінюються також по систематичних компонентам променевих швидкостей і власних рухів зірок, обумовленим особливостями обертання Галактики і рухом Сонця (разом із Землею) в просторі і залежним, т. о., від віддаленості З. Чтоби виключити вплив власних швидкостей окремих З., визначають відстань відразу до великої групи їх (статистичні або групові параллакси).
Найбільш яскраві З. приведені в таблиці. 1, найближчі З. — в таблиці. 2.
